Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Das hier beschriebene Sternbild ist an einem sternlichtschwachen Teil des südlichen Sternenhimmels eingegliedert worden. Sein Dasein unter den Sternen verdankt es dem Einfallsreichtum des französischen Astronomen Nicolas Louis de La Caille, welcher auf diese Weise bedeutende Erfindungen seiner Zeit auf seinen 1752 bis 1756 gefertigten Karten des südlichen Sternenhimmels verewigte. Welche ungeheure Bedeutung gerade dieses Instrument für die Menschheit erlangen sollte, konnte er nur erahnen.

Angefangen hatte alles damit, dass ein holländischer Brillenschleifer aus Middelburg namens Hans Lippershey, oder eines seiner Kinder, per Zufall herausfand, dass zwei in einem bestimmten Abstand hintereinander in die Sichtlinie zu einem dahinter befindlichen Gegenstand gebrachte Linsen einen Vergrößerungseffekt auslösten. Am 25. September 1608 wurde von Lippershey für eine entsprechende Apparatur ein niederländisches Patent beantragt.

Zacharias Janssen (Sacharias Joanidis), ein griechischstämmiger, fähiger Optiker und Hausierer, ebenfalls aus Middelburg, reiste als Hausierer viel, betrieb  in Amsterdam eine Firma, die jedoch in Konkurs ging und war auch bekannt als Fälscher von Kupfer-, Gold- und Silbermünzen. Dadurch kam er öfter mit dem Gesetz in Konflikt und wurde auch verurteilt. Dieser Mann erfragte / beantragte im Oktober 1608 in den Niederlanden ebenfalls ein Patent für eine optische Vergrößerungsapparatur.

Kurze Zeit später wurde von Jacob Metius (echter Name Jacob Adriaansz), einem niederländischen Linsenschleifer und Instrumentenbauer, Anspruch auf das beantragte Patent erhoben. Lippershey demonstrierte seine Erfindung vor Moritz von Oranien, Graf von Nassau-Dillenburg und Kapitän-General der Vereinigten Land- und Seestreitkräfte, in Den Haag. Trotzdem erlangten weder er noch Janssen noch Metius ein Patent, da das Gerät zu einfach und zu leicht zu kopieren sei.

Janssen verkaufte seine Apparaturen als Mikroskope noch im gleichen Jahr auf einer Messe in Paris. Das erste Mikroskop Janssens war ein einfaches Rohr mit Linsen am Ende. Die Vergrößerung reichte von drei- bis neunmal.

Und so kam 1609 der italienische Astronom Galileo Galilei in den Besitz eines solchen Geräts, welches er zu einem der ersten leistungsfähigen Teleskope entwickelte. Noch 1609 kam Galileo Galilei mit einem von ihm selbst entworfenen und vom Instrumentenbauer nach seinen Plänen angefertigten Teleskop an die Öffentlichkeit.

Zacharias Janssens 1611 geborener Sohn, Johannes Zachariassen, sollte später unter Eid schwören, dass Hans Lippershey die Idee seines Vaters für das Teleskop gestohlen habe.

Nach Zacharias Janssen sind der Mondkrater Jansen und der Exoplanet Janssen benannt.

Ein Mikroskop (griechisch μικρός mikrós „klein“; σκοπεῖν skopeín „betrachten“) ist ein Gerät, das es erlaubt, Objekte stark vergrößert anzusehen oder bildlich darzustellen. Dabei handelt es sich meist um Objekte bzw. die Struktur von Objekten, deren Größe unterhalb des Auflösungsvermögens des menschlichen Auges liegt. Eine Technik, die ein Mikroskop einsetzt, wird als Mikroskopie bezeichnet. Mikroskope sind heute ein wichtiges, unverzichtbares Hilfsmittel in der Biologie, Medizin und den Materialwissenschaften. Die physikalischen Prinzipien, die für den Vergrößerungseffekt ausgenutzt werden, können sehr unterschiedlicher Natur sein. Die älteste bekannte Mikroskopietechnik ist die Lichtmikroskopie, die durch die Brillenschleifer oder Linsenmacher Hans und Zacharias Janssen aus den Niederlanden entwickelt wurde und bei der ein Objekt durch zwei oder mehr Glaslinsen beobachtet wird. Anfang des 17. Jahrhunderts erhielt das mit Objektiv und Okular ausgestattete Mikroskop in Anlehnung an das Wort „Teleskop“ seinen Namen. Die physikalisch maximal mögliche Auflösung eines klassischen Lichtmikroskops ist von der Wellenlänge des verwendeten Lichts abhängig und auf bestenfalls etwa 0,2 Mikrometer beschränkt. Diese Grenze wird als Abbe-Limit bezeichnet, da die zugrunde liegenden Gesetzmäßigkeiten Ende des 19. Jahrhunderts von Ernst Abbe beschrieben wurden. Mittlerweile sind jedoch einige Verfahren bekannt, mit denen diese Grenze überwunden werden kann.

2 Das Sternbild

Microscopium     Genitiv: Microscopii     Abk.: Mic     dt.: Mikroskop

Zum Auffinden bedient man sich zweckmäßig des Sternbildes Steinbock. Sein südlichster Stern, ω Cap, ist zwar auch nur 4^m11 hell, aber der hellste Stern in dieser Gegend und direkt an der Sternbildgrenze zum Mikroskop, dessen Grenzen ein Areal ohne Ein- und Ausbuchtungen von 210 Quadratgrad einschließen – nämlich in RA von 20^h27^m36² bis 21^h28^m10^s und in Dec von -45°05´24“ bis hoch auf -27°27´35“. Im Sommer lassen sich vom südlichen Mitteleuropa ab dem 45sten Breitengrad unterhalb des Steinbocks die nördlichsten Teile des Mikroskops erahnen bzw. bei exzellenter Horizontsicht beobachten. Seine Nachbarn sind von Nord im Uhrzeigersinn (auch Sonnenlauf) Capricornus, Sagittarius, Telescopium, Indus, Grus und Piscis Austrinus.

2.1 Die Sterne

α Mic ist ein schon in mittleren Amateurteleskopen auflösbarer Doppelstern. Seine Gesamthelligkeit ist 4^m9 und  strahlt aus 380 Lichtjahren Entfernung. Die Hauptkomponente variiert von 4^m88 nach 4^m94 und ist ein gelber Riesenstern mit dem Spektrum eines G8III-Typen, der im Abstand von 20,6“ von einem 10^m0 hellen Stern begleitet wird. Seine Position ist α 20^h49^m58,1^s / δ -33°46´47“.

β Mic ist mit 6^m06 für das bloße Auge nicht mehr sichtbar.

γ Mic gehört als gelber Riese der Spektralklasse G8III an, ist 4m67 hell und 224 Lichtjahre von uns entfernt. Er hat im Abstand von 26“ einen nur 13^m7 lichtschwachen sichtbaren Begleiter CCDM J21013-3215B auf der Position 94°. Wahrscheinlich ist dieser nicht gravitativ an Gamma Microscopii gebunden. γ Mic gehörte ursprünglich zum östlichen Nachbarn unter der damaligen Bezeichnung 1 Piscis Austrini. Die Pekuliargeschwindigkeit relativ zu seinen Nachbarsternen ist 1.2 km/s, daher wird er zur Ursa-Major-Bewegungsgruppe gezählt. Rückwärtsrechnungen haben ergeben das Gamma Microscopii vor etwa 3,8 Millionen Jahren das Sonnensystem in einer Entfernung von etwa 6 Lichtjahren passiert hat. Er müsste damals eine scheinbare Helligkeit von -3 gehabt haben und wäre damit heller als Sirius heute gewesen.

θ¹ Mic besteht aus zwei Sternen mit den Helligkeiten 4^m7 und 8^m6, die sich in 2,8“ Abstand umkreisen und ihr Licht über eine Entfernung von ca. 200 Lichtjahren zu uns senden. Theta 1 steht im südwestlichen Sternbildareal auf der Position α 21^h20^m45,6^s / δ -40°48´34,5“. Die Hauptkomponente ist ein A7-Spektraltyp dessen Licht zwischen 4^m77 und 4^m87 in 2,125 Tagen variiert und viele Metalllinien im Spektrum aufweist.

θ² Mic ist ein engerer Doppelstern. Hier umkreisen sich ein 6^m3- und ein 7^m0-Stern im Abstand von nur 0,7“. Ihr Licht braucht bis zu uns 470 Jahre.

ε Mic ist 4^m71 hell, steht in 165 Lichtjahren Entfernung und gehört der Spektralklasse A0V an.

AU Mic ist ein 12 Millionen Jahre alter roter Zwerg in 33 Lichtjahren Entfernung, der unregelmäßige Helligkeitsausbrüche zeigt. Er besitzt eine ausgedehnte Staub- und Trümmerscheibe, in der neuesten Forschungen zufolge eine Planetenentstehung vermutet wird.

2.2 Deep-Sky-Objekte

NGC 6923 ist eine mit 12^m2 leuchtende Spiralgalaxie, mit ersten Anzeichen zur Umwandlung in eine Balkenspiralgalaxie, in einer Entfernung von 130 Millionen Lichtjahren. Sie wurde im Juli 1834 von Wilhelm Herschel entdeckt.

NGC 6925 steht 3,7° nord-nordwestlich von α Microscopii und scheint mit 11^m3 von der Position α 20^h34^m20,5^s / δ -31°58´51,2“.  Sie zeigt sich uns von ihrer schrägen Seite mit einer Winkelausdehnung von 3,1´x 1,12´. Sie gehört dem Typ SA(s)bc an, steht in einer Entfernung von etwa 127 Millionen Lichtjahren und wurde im Juli 1834 von Wilhelm Herschel entdeckt.

In dieser Galaxie leuchtete im Juli 2011 eine von Stu Parker aus Neuseeland entdeckte Supernova auf. Diese erhielt die Bezeichnung SN2011ei.

Im Sternbild Mikroskop stehen mehrere Galaxienhaufen, unter anderen Abell 3695, die aber nur den Großteleskopen zugänglich sind. (Der Abell-Katalog (engl.: Abell catalog of rich clusters of galaxies) ist ein Katalog von über 4000 Galaxienhaufen.)

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

• dtv-Atlas zur Astronomie                                                  J. Herrmann
• Schlüsseldaten Astronomie                                             Harenberg
• Internet Wikipedia                                                                div. Autoren
• Internet Kuuke´s Sterrenbeelden                                Kuuke
• Sternbilder von A – Z                                                           A. Rükl

Quellenangaben der Abbildungen:

• Bild 01: Urania‘s Mirror, Plate 24, graviert von Sidney Hall
• Bild 02: Museum optischer Instrumente, ww.musoptin.com
• Bild 03: IAU und Sky & Telescope
• Bild 04: The Carnegie-Irvine Galaxy Survey
• Bild 05: The Carnegie-Irvine Galaxy Survey

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Bildhauer sind handwerkliche Künstler, die plastische Figuren, Reliefs, Halb- und Vollplastiken aus Stein oder Holz heraushauen oder Figuren, die in Kupfer, Bronze oder als Kleinplastiken sogar in Silber oder Gold gegossen werden herstellen, aber auch Terrakotta, Lehm und moderne Materialien benutzen, denn inzwischen hat sich die Bedeutung erweitert und umfasst meist auch den Bereich modellierend-künstlerischer Arbeit. Beim bildhauerisch-plastischen Arbeiten können heute ganz verschiedene Materialien kreativ bearbeitet und zusammengefügt werden.

Bildhauer schufen schon in der Antike Skulpturen, die Abbilder ihrer Vorstellung von den zeitgenössischen Göttern waren. Auch gottgleiche, weltliche Personen, Herrscher und berühmte, hochgeehrte Zeitgenossen, fanden so ihre Verherrlichung und so wurde ihr Aussehen, aus Stein oder Marmor herausgearbeitet, als Kopfplastik, Büste oder Vollstatue in Tempeln oder anderen Ausstellungsräumen der Nachwelt erhalten. Letzteres wird auch heute noch praktiziert was unter anderem die Walhalla bei Regenburg beweist.

Das Sternbild Sculptor  wurde 1756 vom französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille unter dem Namen l’Atelier de Sculpteur „Werkstatt des Bildhauers“ eingeführt. Später wurde daraus der Bildhauer. Ursprünglich dargestellt wird es als ein Tisch mit einer Büste wechselnden Aussehens. Zusätzlich ist ein Klüpfel und ein Meißel dargestellt, die auf manchen Karten auch als Apparatus Sculptoris „Werkzeug des Bildhauers“, so etwa bei Bode 1801, aufgeführt werden, und ein weiterer Meißel unter der Bezeichnung Caela Sculptoris „die Meißel des Bildhauers“, bei Samuel Leigh 1825. Bei Lacailles Erstbildnis steht zusätzlich ein Steinblock, auf dem das Werkzeug liegt, der von Bode aber entfernt wurde.

2 Das Sternbild

Sculptor     Genitiv: Sculptoris     Abk.: Scl     dt.: Bildhauer

Der Bildhauer ist ein unscheinbares Sternbild östlich des hellen Sterns Fomalhaut im Sternbild Südlicher Fisch. Keiner seiner Sterne ist heller als die 4. Größenklasse. Aufgrund seiner Lage ist dieses Sternbild nur im südlichen Mitteleuropa, Schweiz, Österreich und Süddeutschland, also erst ab 50° nördlicher Breite südwärts in den Monaten August bis Dezember vollständig sichtbar. Sein Areal am südlichen Sternenhimmel erstreckt sich  in RA von 23^h06^m43^s bis 01^h45^m50^s und in Dec von -39°22´21“ bis -24°48´14“ und belegt dabei 475 Quadratgrad Himmel. Der Bildhauer wird umrahmt von den Sternbildern Walfisch und Wassermann im Norden, dem Ofen im Westen, Phönix im Süden und den Südlichen Fischen im Osten. Zum Auffinden     folgt man am besten dem Stern Beta im Walfisch in südöstlicher Richtung zum Alpha-Stern im Phönix. Findet man kaum noch Sterne, so ist man am Ziel angelangt. Aufgrund seines jungen Alters und seines eher unauffälligen Erscheinungsbildes als Sternbild wird der Sculptor nicht häufig erwähnt. Dabei hat der Sculptor in seinen Grenzen durchaus beachtenswerte Objekte zu bieten. So befindet sich hier der galaktische Südpol, durch den die „Drehachse“ unserer Milchstraße geht. Auch einige interessante Galaxien, darunter die Sculptor-Gruppe, eine Galaxiengruppe in etwa 12 Millionen Lichtjahren Entfernung, befinden sich in diesem Sternbild.

2.1 Die Sterne

α Scl ist der hellste Stern im Bildhauer, ein 673 Lichtjahre entfernter, bläulich mit 4^m3 leuchtender Stern der Spektralklasse B7 IIIp mit einer Oberflächentemperatur von 13.600 K. Er ist zudem ein veränderlicher Stern vom Typ SX Arietis auf der Position α 00^h58^m36,3^s / δ -29°21´26,9“. Im Sternbild markiert er einen Fuß oder das Gerüst des Arbeitstisches.

β Scl markiert den Klüpfel auf dem Werktisch des Bildhauers auf der Position α 23^h52^m58,3^s  _/ δ -37°49´05,7“ mit einer mittleren visuellen Helligkeit von 4^m37, die zwischen 4^m35 und 4^m39 variiert. Der Stern ist 174 Lichtjahre von uns entfernt und gehört als Unterriese der Spektralklasse B9.5III mit einer Oberflächentemperatur von 11.400 K an.

γ Scl, ein orange mit 4^m4 leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K1III mit einer 4500 K heißen Sternoberfläche, steht auf der Position α 23^h18^m49,4^s / δ -32°31´55,2“. Im Sternbild markiert er die Büste auf dem Werktisch. Die Photonen dieses Sterns kommen aus einer Raumtiefe von 182 Lichtjahren.

δ Scl markiert die Platte des Arbeitstisches und die darauf liegenden Meißel. Am Himmel nimmt er die Position α 23^h48^m55,5^s / δ -28°07´48,9“ ein und leuchtet von dort mit 4^m57 als blauweißer A0Vp-Typ mit einer Oberflächentemperatur von 9700 K über eine Distanz von 137,4 Lichtjahren. Delta Sculptoris ist ein Dreifachsternsystem. Die Hauptkomponente, Delta Sculptoris A, ist ein weißer Zwerg mit einer scheinbaren Helligkeit von 4^m59. Er hat einen schwachen Begleiter von 11^m6, Delta Sculptoris B, in 3,5 Bogensekunden oder mehr als 175 astronomische Einheiten gegenseitigem Abstand auf der Position 239°. Umkreist wird dieses Paar in 74´ Distanz von einem gelben G-Typ Delta Sculptoris C, der eine scheinbare Helligkeit von 9^m4 hat.

ε Scl steht in der äußersten nordwestlichen Ecke des Sternbildareals auf der Position α 01^h45^m38,7^s /  δ -25°03´09“, ist 5^m29 hell und ein physisches Doppelsternsystem, dessen einzelne Komponenten zu den Spektralklassen F2V und G5V gehören. Ihre Distanz zu uns beträgt 92 Lichtjahre. Die Hauptkomponente, Epsilon Sculptoris A, ist ein gelb-weißer Unterriesenstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 5^m29. Sie wird im Abstand von 4,6“, entsprechend 126 Astronomischen Einheiten, von Epsilon Sculptoris B, einem gelben Zwerg mit einer visuellen Helligkeit von 8^m6 umkreist. A und B machen einmal alle 1200 Jahre einen Umlauf um ihr Schwerkraftzentrum. Es gibt zwei optische Begleiter, die aus dem physischen Doppelstern ein optisches Mehrfachsystem machen, nämlich einen Stern 15ter Größe und der Spektralklasse M6v zugehörig, bezeichnet mit Epsilon Sculptoris C in einem Winkelabstand von 15 Bogensekunden und einen weiteren Stern der elften Größe, Epsilon Sculptoris D, bei einem Abstand von 142 Bogensekunden. Der Doppelstern wird aufgrund der Präzession um das Jahr 2920 im Sternbild Fornax sein.

η Scl ist ein roter Riese des Spektraltyps M4III-Typ, 3600K heiß und etwa 450 Lichtjahre von der Erde entfernt. Als semiregulärer Variabler schwankt seine mittlere scheinbare Helligkeit von 4^m84 zwischen 4^m8 und 4^m9 und pulsiert dabei mit mehreren Perioden von 22.7, 23.5, 24.6, 47.3, 128.7 und 158.7 Tagen. Seine Position an Himmel ist α 00^h27^m55,6^s / δ -33°00´25,8“ und im Sternbild steht er fast mittig und somit im Gerüst des Werktisches.

κ Scl ist ein weites, optisches Sternenduo im nördlichen Bereich des Sternbildes Bildhauer.

κ¹ Scl ist selbst ein physisches Doppelsternsystem in 224 Lichtjahren Entfernung. Die beiden Komponenten gehören der Spektralklasse F3V und F7 an. Das System kann in einem Teleskop in zwei fast gleich helle 6^m1 und 6^m2 und gleichfarbige Sterne im Abstand von 1,7“ aufgelöst werden.

κ² Scl steht mit 581 Lichtjahren Entfernung deutlich tiefer im Raum als sein Partner im optischen Doppelsternsystem Kappa Sculptoris. Er gehört der Spektralklasse K2III an und ist mit 5^m41 der hellere Stern.

τ Scl ist 120 Lichtjahre entfernt und besteht aus zwei Sternen der Spektralklassen F1 und F7. Die Sterne können mit einem kleineren Teleskop getrennt werden.

2.2 Deep-Sky-Objekte

NGC 253 ist als „Sculptor-Galaxie“ bekannt. NGC 253 liegt auf der Position  RA 00^h47^m33^s / Dec -25°17´17,8“ ca. 7,3° südlich von Deneb Kaitos und ist bei einer Winkelausdehnung von 27,5´ x 6,8´ entsprechend einem Durchmesser von 70.000 Lichtjahren schon im Fernglas gut wahrnehmbar. Bei guten Bedingungen und mit einem großen Teleskop erschließt sie sich erst richtig. Im Night Sky Observers Guide wird die Galaxie für Teleskope mit 12-14″ Öffnung als erstaunliches, extrem längliches Objekt mit markanten Staubstrukturen beschrieben. Sie wird zu einem atemberaubenden Anblick und stiehlt selbst M31 locker die Schau. Sie hat eine Flächenhelligkeit von 12^m9, ist 7^m3 hell und somit die zweithellste Spiralgalaxie an unserem Himmel, nur die Andromedagalaxie M31 ist noch heller. Im Gegensatz zur Andromeda-Galaxie ist NGC 253 sehr stark strukturiert mit Staubbändern und Knoten und erscheint richtiggehend als plastischer Sternenstrudel.  Mit der Klassifizierung SAB(s)c ist sie eine weit geöffnete Spirale mit leichtem Balkenansatz. Ihr Sternenlicht braucht bis zu uns 11,4 Millionen Jahre. Entdeckt wurde dieses Leuchten am 23. September 1783 von Caroline Herschel.

NGC 253 bildet als zentrale Galaxie zusammen mit den Galaxien NGC 254 (ca. 4,2° nördlich im Walfisch), NGC 247 (ebenfalls im Walfisch), NGC 300 (ca. 12° südlich), NGC 7793 (ca. 8° östlich von Beta) und NGC 55 (ca. 15° südsüdöstlich von NGC 253) die Sculptor-Galaxiengruppe, die eine direkte Nachbargruppe unserer Lokalen Gruppe ist.

NGC 288,  ein 8^m1 Kugelsternhaufen, liegt ca. 1,5° südöstlich von NGC 253, 37′ nord-nordöstlich des südlichen Galaktischen Pols, 15′ südsüdöstlich eines Sterns der 9. Größe und ist von einer halbkreisförmigen Sternenkette umgeben, die sich im Südwesten öffnet. Seine Position ist RA 00^h52^m45^s / Dec -26°35`. Im kleinen Fernrohr erscheint er nur als ein matter Nebelschimmer. In größeren Fernrohren kann man ihn bei Vergrößerungen ab 200 x in Tausende schwacher Sterne aufgelöst sehen. NGC 288 hat eine Winkelausdehnung von 13´ entsprechend einem halben Vollmonddurchmesser und bei einer Entfernung von  ca. 30.000 Lichtjahren einem realen Durchmesser von 120 Lichtjahren. Seine visuelle Erscheinung wurde 1888 von John Dreyer beschrieben: „Der Kugelsternhaufen ist nicht sehr konzentriert und hat einen gut aufgelösten, 3′ großen, dichten Kern, der von einem viel diffuseren und unregelmäßigeren Ring mit 9′ Durchmesser umgeben ist. Sterne in der Peripherie erstrecken sich weiter nach Süden und besonders nach Südwesten“. Entdeckt wurde er schon am 27. Oktober 1785 von Friedrich Wilhelm Herschel.

Eine Besonderheit ist, dass nur 37´ nordnordöstlich dieses Kugelsternhaufens der Südpol unserer Galaxis (GSP) liegt.

NGC 55 ist eine weitere helle Galaxie, die allerdings am Rand der Sculptor-Gruppe  auf der Position RA  00^h14^m53,6^s / Dec -39°11´47,9“ liegt. Sie befindet sich schon im Grenzgebiet zur Lokalen Gruppe. In älterer Literatur findet man sie daher oft als Mitglied der Lokalen Gruppe angegeben. Bei NGC 55 blicken wir fast auf die Kante, so daß eine Spiralstruktur schwer zu erkennen ist. Daher wird die Klassifikation als Spiralgalaxie nicht von allen Astronomen geteilt. Einige sehen NGC 55 mehr als irreguläre Galaxie vom Typ SB(s)m.

NGC 55 hat eine Winkelausdehnung von 32,4′ × 5,6′ entsprechend einem Durchmesser von 55.000 Lichtjahren, eine scheinbare Helligkeit von 7^m8 und eine Flächenhelligkeit von 13,3´pro Quadratgrad. Damit ist diese Spiralgalaxie, die zur Sculptor-Gruppe gehört, die zwölfthellste Galaxie am Himmel. Ihr Licht braucht bis zur Erde  5,9 Millionen Jahre,  ist allerdings in Mitteleuropa unbeobachtbar. Obwohl das Sternsystem zur Sculptor-Gruppe gezählt wird, hat es eine Radialgeschwindigkeit, die auf eine Zugehörigkeit zur Lokalen Gruppe schließen lässt. NGC 55 wurde am 4. August 1826 von James Dunlop entdeckt.

NGC 300 ist eine weitere sehr schöne Spiralgalaxie in der Sculptor-Gruppe auf der Position RA 00^h54^m53^s / Dec -37°41´04“. Auf NGC 300 sehen wir direkt von oben, so daß sehr schön ihre Spiralstruktur mit den weit gewundenen Spiralarmen in der Klassifizierung SA8s)d zur Geltung kommt. Sie hat eine Winkelausdehnung von 21,9′ × 15,5′, eine Flächenhelligkeit von 13^m9 und eine visuelle Helligkeit von 8^m1. Sie ist rund 7 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und mit einem Durchmesser von etwa 70.000 Lichtjahren deutlich kleiner als unsere Milchstraße. Das Objekt wurde am 5. August 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt. NGC 300 und NGC 55 sind nur etwa eine Million Lichtjahre voneinander entfernt, daher nimmt man an, dass es sich um ein gravitativ gebundenes Paar handelt.

NGC 7793 ist eine Spiralgalaxie vom Hubble-Typ SA(s)dHII. NGC 7793 hat bei einer Winkelausdehnung von 9,3‚ × 6,3′ eine Flächenhelligkeit von 13^m3 und eine visuelle von 9^m0. Die Galaxie befindet sich auf der Position RA23^h57_m49,8_s / Dec -32°35´27,7“  etwa 13 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 55.000 Lichtjahren. NGC 7793 wurde am 14. Juli 1826 vom schottischen AstronomenJames Dunlop entdeckt. Eine Gruppe europäischer Forscher hat mit Hilfe der Teleskope der Europäischen Südsternwarte einen Mikroquasar in einem der Spiralarme von NGC 7793 entdeckt, der vor allem durch besonders heftige Materieausstöße auffällt. Das Schwarze Loch, welche das Zentrum des Mikroquasars bildet, nimmt dabei nicht nur große Mengen Materie auf, sondern beschleunigt und stößt diese in Form von Jets aus. Eine Gasblase mit etwa 1.000 Lichtjahren Durchmesser dehnt sich mit fast 0,1 Prozent Lichtgeschwindigkeit aus.

Weitere, aber lichtschwächere Galaxien der Sculptor-Gruppe befinden sich sowohl in diesem als auch in den Nachbarsternbildern.

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

• Internet – Astromedia                                div. Autoren
• Internet – Wikipedia                                   div. Autoren
• Internet – Astronomie.de                         div. Autoren
• dtv-Atlas Astronomie                                 J. Herrmann
• Buch der Sterne                                             Guinness
• Die großen Sternbilder                              I. Ridpath
• Sternbilder von A – Z                                  A. Rükl
• Was Sternbilder erzählen                        G. Cornelius

Quellenangaben der Abbildungen:

• Bild 01:  Wikimedia Commons the free media repository / Dt. Fotothek  Ständebuch  Auszug Bildhauer Holzschnitt Jost Ammann 1586
• Bild 02:  eigenes Foto
• Bild 03:  wgsebald.de
• Bild 04:  Auszug aus Karte XVII der Uranographia 1801 von J. E. Bode
• Bild 05:  Wikimedia Commons the free repository  Grenz- und Skelettlinien umcoloriert
• Bild 06:  https://skyandtelescope.0rg/wp-content/uploads2019-01-09_5c355f919833b_NGC253  wcreech gedreht und auf 13×18 zugeschnitten
• Bild 07:  googleusercontent.com/unnamed
• Bild 08:  ESO „Two Galaxies for a Unique Event“ Photo Release No eso0914-en-us European Southern Observatory
• Bild 09:  eso.org/public/germany/images/eso0221a/lang
• Bild 10:  ESO VLT Paranal  upload/wikimedia.org/wikipedia/commons/4/43/Phot-14b-09-fullres_2.jpg
• Bild 11:  IAU-Constellations

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Nachbarn am südlichen Sternen(losen)himmel

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Das Besondere an diesem Sternbildartikel

Wie schon aus der Überschrift ersichtlich ist, beschreibe ich hier zwei benachbarte Sternbilder, welche sich in einer sternenlichtschwachen, also scheinbar sternlosen Gegend des Südsternhimmels befinden. Beide haben aber in ihrer näheren Umgebung auffällige Himmelsobjekte, die uns das Auffinden der nachfolgend beschriebenen Sternbilder erleichtern bzw. ermöglichen.

Zudem möchte ich eine scheinbare Diskrepanz bei der Angabe der Sternbildgrenzen anhand dieser beiden Sternbilder aufklären. Seit der offiziellen Festlegung der Sternbildgrenzen und der verbindlichen Einführung der heute gültigen 88 Sternbilder durch die Internationale Astronomische Union (IAU) im Jahr 1930 lesen wir:

Das Sternbild XYZ erstreckt sich in RA von xa / bis xz und in Dec von ya / bis yz.

Somit scheinen alle Sternbilder viereckig, quadratisch oder rechteckig zu sein, wobei einige Gebiete scheinbar zu beiden benachbarten Sternbilder gehören, weil z.B. die östliche Sternbildgrenze entsprechend der Koordinaten durch westliche Teile des Nachbarn zieht und dessen westliche Sternbildgrenze anscheinend teilweise im östlichen Teil seines Nachbarn liegt.

Auflösung: Beide Nachbarn weisen an ihrer gemeinsamen Sternbildgrenze rechtwinklige Ein- bzw. Ausbuchtungen auf und die Sternbildkoordinaten geben jeweils immer nur die äußersten Längen- und Breitengrade an. Somit haben die Sternbilder auch in der Regel kleinere Flächeninhalte, als sie bei der Rechnung mit den Sternbildkoordinaten als Resultat herauskommen. Auch hier gibt es wieder Ausnahmen, denn die Sternbilder Canis Major, Chamäleon, Corona Australis, Crux, Microscopium, Pisces Australis, Scutum, Sextans, Telescopium und Volans sind echte, geradlinige, rechtwinklige Vierecke.

2 Der Name Hydrus

Als Urheber dieses Sternbildes kommen wieder einmal die Niederländer Keyser und de Houtman ins Spiel. (Näheres hierzu siehe „Das Sternbild Grus – Kranich“). Ihre Himmelskarten von 1895 mit den darin vorgeschlagenen 12 neuen Sternbildern wurden von Johann Beyer 1603 in dessen Uranometria übernommen und somit veröffentlicht. Als neuzeitliches Sternbild hat Hydrus, die kleine, südliche oder auch „männliche“ Wasserschlange, keine antike Mythologie. Was die Niederländer dazu veranlasste, dieses Sternbild „De Waterslang“ zu benennen, ist nicht belegt. Allerdings waren Seeschlangen vor den Küsten der tropischen Meere häufig zu beobachten. Hydrus gilt als das südliche Gegenstück der Hydra, der nördlichen oder „weiblichen“ Wasserschlange.

3 Das Sternbild Hydrus

Hydrus     Genitiv: Hydri     Abk.: Hyi     dt.: Kleine (südl. oder männl.) Wasserschlange

Die  Sternbildkoordinaten des Hydrus lauten RA 0^h06^m08^s bis 4^h35^m11^s / Dec -82°03´52“ bis -57°50´54“. Diese schließen, abzüglich der Einbuchtungen durch Tukan, Tafelberg und Pendeluhr, ein Areal von 243 Quadratgrad ein. Die umgebenden Nachbarsternbilder sind von Nord im Sonnenlauf Eridanus, Phönix, Tukan, Oktant, Tafelberg, Goldfisch, Netz und Pendeluhr. In diesem umschlossenen Gebiet sind nur 2 Sterne heller als dritte Größe. Als Auffindehilfe bilde man ein rechtwinkliges Dreieck aus dem 0^m5 hellen, blau leuchtenden Stern Achernar = Alpha Eridani und den beiden Magellanschen Wolken. Darin befindet sich der Großteil des Sternbildes Hydrus.

Um es vollständig sehen zu können, muss man bis 8° vor den Äquator nach Süden reisen. Von Mitteleuropa ist es nie zu sehen, auch nicht teilweise.

3.1 Die Sterne

α Hyi steht etwa 5° südwestlich des hellen Sterns Achernar auf der Position α 01^h58^m46,2^s / δ -61°34´11,5“ und ist mit 2^m9 nur der zweithellste Stern im Hydrus. Er gehört zur Spektralklasse F0V, leuchtet gelb, ist 7500 K heiß und sein Licht braucht 72 Jahre bis zu uns.

Im Chinesischen war er vor der Einführung der europäischen Konstellationen auf der südlichen Hemisphäre ein Teil des Sternbildes 蛇 首 (Shé Shǒu), was Schlangenkopf bedeutet.  Dieser Schlangenkopf bestand aus α Hydri und β Reticuli. Uns fremde Sternbilder aus anderen Kulturkreisen werden als Asterismen bezeichnet (Asterismus: Sternkonfiguration, die keine Entsprechung in einem der 88 Sternbilder der IAU hat). α Hydri selbst hatte den Eigennamen  蛇 首 一 (Shé Shǒu yī,: der erste Stern des Schlangenkopfes).

β Hyi ist mit 2^m8 der hellste Hydrus-Stern und steht südlich der Kleinen Magellanschen Wolke auf der Position α 00^h25^m45^s / δ -77°15´15,3“. Von dort leuchtet er als Unterriese und G2IV-Typ mit einer Oberflächentemperatur von 5800 K über eine Distanz von 24,3 Lichtjahren. Er besitzt eine ähnliche Masse wie unsere Sonne, ist aber mit einem Alter von etwa 7 Milliarden Jahren weiter entwickelt und hat sich auf einen Durchmesser von über 2 Millionen Kilometer aufgebläht.

Im Jahr 2002 haben Endl et al. die mögliche Anwesenheit eines unsichtbaren Begleiters, der Beta Hydri umkreist, durch Veränderungen in der Radialgeschwindigkeit mit einer Periode von mehr als 20 Jahren, angedeutet. Ein nichtstellares Objekt mit einer minimalen Masse von 4 Jupitermassen und einem Orbit von etwa 8 AU könnte die Beobachtung erklären. Wenn das bestätigt würde, wäre es ein echtes Jupiter-Analogon, wenn auch viermal so massiv. Diese Vermutung wurde durch die in 2012  veröffentlichten CES- und HARPS-Messungen allerdings nicht bestätigt. Stattdessen könnten die langfristigen Radialgeschwindigkeitsvariationen auch durch den magnetischen Zyklus des Sterns verursacht werden.

γ Hyi, der dritthellste Stern im Sternbild Kleine Wasserschlange, ist ein von 3^m26 nach 3^m33 pulsierend veränderlicher roter Riese der Spektralklasse M1III mit einer Oberflächentemperatur von 3500 K. Mit diesen Charakteristika lässt er sich am ehesten dem asymptotischen Riesenzweig des HR-Diagramms zuordnen. Er hat etwa die gleiche Masse wie die Sonne, hat sich aber auf das 62-fache des Sonnenradius ausgedehnt und strahlt das 513-fache der Sonnenleuchtkraft aus seiner vergrößerten Photosphäre. Gamma Hydri liegt ca. 12,3° östlich von Beta auf der Position α 03^h47^m14,3^s / δ -74°14´22,2“ und ist ca. 215 Lichtjahre von uns entfernt.

VW Hyi liegt 3° nordöstlich von Gamma und ist eine Zwergnova vom Typ SU Ursae Majoris. (Im Gegensatz zu einer klassischen Nova, bei der das explosionsartige Einsetzen des Wasserstoffbrennens an der Oberfläche des Weißen Zwerges, zu einem Helligkeitsanstieg führt, entstehen die Ausbrüche bei einer Zwergnova durch Helligkeitsanstiege in der Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg.) VW Hydri ist ein dichtes binäres System, das aus einem weißen Zwerg und einem anderen Stern besteht, wobei der erstere Materie vom anderen Stern in eine helle Akkretionsscheibe abzieht. Diese Systeme sind durch häufige Eruptionen und seltenere Helligkeitsüberschläge gekennzeichnet. Erstere sind glatt, während letztere kurze „Überhöhungen“ besonderer Aktivität zeigen. VW Hydri ist eine der hellsten Zwergnovae am Himmel. Sie hat eine normale Helligkeit von 14^m4 und kann während der Spitzenaktivität bis auf 8^m4 aufhellen. Ihre Oberflächentemperatur liegt bei 18.000 +/- 2000 K.

π^1,2 Hyi an der Nordsüdgrenzecke zum Sternbild Pendeluhr ist ein optischer Doppelstern, bestehend aus Pi¹ Hydri und Pi² Hydri, welche schon in Ferngläsern trennbar sind. Etwa 476 Lichtjahre entfernt ist Pi¹ ein roter Riese vom Spektraltyp M1III, der zwischen den Magnituden 5.52 und 5.58 variiert. Pi² ist ein orangefarbener Riese vom Spektraltyp K2III, leuchtet mit einer Magnitude von 5.7 und ist rund 488 Lichtjahre von der Erde entfernt.

 
GJ 3021 ist ein sonnenähnlicher Doppelstern, dessen Hauptkomponente GJ 3021A unserer eigenen Sonne sehr ähnlich ist, nur 57 Lichtjahre entfernt liegt und ein spektraler Typ G8V mit einer Magnitude von 6.7 ist. Er hat einen jovianischen Planetenbegleiter (GJ 3021Ab). Der Planet umkreist in etwa 0,5 AE seine Sonne in einen Zeitraum von etwa 133 Tagen und hat eine Mindestmasse von 3,37-mal Jupiter. Das System ist komplex, da der schwache Stern GJ 3021B, ein roter Zwerg vom Spektraltyp M4V, die Hauptkomponente in einer Entfernung von nur 68 AE umkreist.

η Hyi ist ein weiteres optisches Doppelsternsystem, bestehend aus Eta¹ und Eta².

η¹Hyi ist ein blau-weißer Hauptreihenstern des Spektraltyps B9V mit 12000 K Oberflächentemperatur, der im Verdacht stand, variabel zu sein. Eta¹Hyi befindet sich etwas mehr als 700 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Seine Position ist α 01^h52^m34,7^s / δ -67°56´40,2“.

η²Hyi befindet sich auf α 01^h54^m13^s / δ -67°38´50,3“, hat eine Magnitude von 4.7 und ist ein rund 220 Lichtjahre entfernter gelber Riesenstern vom Spektraltyp G8.5III, der sich aus der Hauptreihe fort entwickelt hat und sich auf seinem Weg zum Roten Riesen ausdehnt und abkühlt. Berechnungen seiner Masse deuten darauf hin, dass er für den größten Teil seines Bestehens höchstwahrscheinlich ein weißer Hauptreihenstern vom Typ A war, mit etwa der doppelten Masse unserer Sonne. Ein Planet, Eta² Hydri b, der die 6,5-fache Jupitermasse aufweist, wurde 2005 entdeckt. Er umkreist Eta² alle 711 Tage in einer Entfernung von 1,93 Astronomischen Einheiten (AU).

HD 10180 Es wurde bis heute herausgefunden, dass vier Sternsysteme in Hydrus Exoplaneten haben, einschließlich dem  sonnenähnlichen Stern HD 10180. Dieser soll mindestens 7 Planeten besitzen und möglicherweise noch zwei weitere, also insgesamt neun Planeten. Damit würde er mehr Planeten aufweisen als jedes andere bis zum heutigen Tag bekannte System einschließlich des Sonnensystems. HD 10180 liegt auf der Position α 01^h37^m53,6^s / δ -60°30´41,3“, ist 127 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat eine scheinbare Helligkeit von 7^m33. Er gehört der Spektralklasse G1V an, ist 5400 K heiß und leuchtet gelblich.

Das Planetensystem von HD 10180 stellt sich nach derzeitiger Kenntnis wie folgt dar:

HD 10180 b ist ein unbestätigtes Objekt. Der vermutete Planet liegt 0,02 AE vom Stern entfernt, braucht etwas mehr als 1 Tag für einen Umlauf und hat eine Mindestmasse, die etwa der Masse der Erde entspricht.

HD 10180 c liegt 0,06 AE vom Stern entfernt (ca. 6-mal näher als der Merkur an der Sonne), braucht 5,4 Tage für einen Umlauf und hat eine Mindestmasse von ca. 13 Erd- oder 0,04 Jupitermassen.

HD 10180 d liegt etwa 0,1 AE von seinem Stern entfernt, benötigt etwa 11,5 Tage für eine Umrundung und hat eine ähnliche Mindestmasse wie HD 10180 c.

HD 10180 e befindet sich ca. 0,3 AE entfernt von HD 10180 (etwas näher als der Merkur bei der Sonne), braucht etwa 60 Tage für eine Umrundung und ist mit einer Mindestmasse von ca. 0,08 Jupitermassen wahrscheinlich ein Gasriese.

HD 10180 f liegt 0,5 AE vom Zentralgestirn entfernt (etwas näher als die Venus bei der Sonne), benötigt 129 Tage für einen Umlauf und hat eine ähnliche Mindestmasse wie HD 10180 e.

HD 10180 g befindet sich 1,4 AE von seinem Stern entfernt (ähnlich wie der Mars bei der Sonne), braucht ca. 1,7 Jahre für einen Umlauf und hat etwa 0,07 Jupitermassen.

HD 10180 h bewegt sich schließlich etwa 3,4 AE von HD 10180 entfernt, braucht etwa 6,3 Jahre für einen Umlauf und ist mit ca. 0,2 Jupitermassen der Exoplanet mit der größten Mindestmasse unter den bekannten Planeten dieses Systems.

3.2 Deep-Sky-Objekte

IC1717 ist ein verloren gegangenes Objekt aus dem Indexkatalog der Nebel (IC). Der IC war ein Anhang zum Neuen Gesamtkatalog (NGC). Beide wurden von John Louis Emil Dreyer (J. L. E. Dreyer) zusammengestellt. Die NGC enthielt Beobachtungen von William Herschel und seinem Sohn John. Der IC wurde aus Beobachtungen von Galaxien, Clustern und Nebeln zwischen 1888 und 1907 zusammengestellt. Objekt Nummer 1717 aus dem IC ist ein interessanter Fall. Dreyer selbst beobachtete IC 1717 und katalogisierte es als sehr schwach, sehr klein und sehr ausgedehnt mit einem stellaren Kern. Dreyer, der als aufmerksamer Beobachter bekannt ist, muss an diesem Ort etwas gesehen haben, aber jetzt ist dort nichts mehr zu erkennen. Vermutlich hat er damals einen Kometen gesehen, dessen Bahn aber nicht berechnet. Es gibt allerdings ganz in der Nähe einen Stern, Eta² Hydri.

PGC 6240 ist eine etwa 350 Millionen Lichtjahre entfernte Riesenspiralgalaxie mit dem schönen Namen „Weiße Rose Galaxie“. Sie befindet sich im südlichen Teil des Sternbildes Hydrus auf der Position RA 01^h41^m31,38^s / Dec -65°36´57,5“ und hat nebelige Schalen von Sternen, die sich um ein leuchtendes Zentrum drehen, in dessen Nähe wenige Schalen liegen, während andere in einiger Entfernung liegen. Diejenigen, die vom Zentrum entfernt sind, scheinen von der weißen Rose getrennt zu sein. Das Alter von Kugelsternhaufen in dieser Galaxie ist variabel. Sie umfassen eine Population von relativ jungen Kugelsternhaufen, die etwa 400 Millionen Jahre alt sind, eine weitere Gruppe von älteren, die rund 1 Milliarde Jahre alt sind, und wieder andere, die sogar noch älter sind. Das Alter der jüngeren stimmt mit dem Alter der Muscheln oder Schalen aus Sternen um die eigentliche Galaxie überein. Dies deutet darauf hin, dass die jüngeren Cluster und Schalen in den Sternentstehungsstadien nach der Verschmelzung der Galaxie mit einer anderen Galaxie in der jüngsten Vergangenheit entstanden sind. Die wundervollen, blütenblattartigen Schalen der Galaxie PGC 6240 werden hier vom NASA / ESA-Hubble-Weltraumteleskop in einem komplizierten Kompositfoto erfasst, das PGC 6240 vor einem Himmel voller entfernter Hintergrundgalaxien zeigt.

NGC1511 ist eine Spiralgalaxie in Kantensicht, eine sogenannte Edge-on-Galaxy. Ihre Position ist RA 03^h59^m36,8^s / Dec -67°38´05“ und ihre Entdeckung geschah am 2. November 1834 durch John Herschel.

4 Der Name Mensa

Hier taucht wieder der Name Nikolas Louis de La Caille als Namensgeber auf, der am Fuße des Tafelberges bei Kapstadt in Südafrika ein eigenes Observatorium betrieb.1750 reiste er für vier Jahre an das Kap der Guten Hoffnung, um dort die Parallaxen des Mondes, der Venus und des Mars genauer zu berechnen. Seine Positionsbestimmungen trugen dazu bei, die Distanzen dieser Himmelskörper präziser als es bis dahin möglich war, zu bestimmen. Außerdem beobachtete er die Sternbilder des Südhimmels, benannte insgesamt 14 neue und katalogisierte hierbei fast 10.000 Sterne. Seine in Südafrika durchgeführten Positionsmessungen an Fixsternen belegten auch die Richtigkeit der von Isaac Newton vorgetragenen Vermutung, dass die Erde keine Kugel sei, sondern – durch die Fliehkraft bedingt – am Äquator einen größeren Durchmesser haben müsse als von Pol zu Pol. Lacaille kam jedoch zu dem Ergebnis, die Wölbung sei auf der Südhalbkugel der Erde geringer (flacher) als auf der Nordhalbkugel. Dies wird als Meridian-Problem bezeichnet.

Ähnlich wie der echte Tafelberg, dessen Gipfel Devil´s Peak fast ständig in Wolken eingehüllt ist, wird auch der himmlische Tafelberg teilweise von einer Wolke, nämlich der Großen Magellanschen Wolke, verdeckt.

5 Das Sternbild Mensa

Das Sternbild Mensa ist das lichtschwächste Sternbild am Himmel und wäre ohne die hier hineinragende Große Magellansche Wolke fast ohne jeden beobachterischen Reiz. Es nimmt eine Fläche von nur 153 Quadratgrad ein, die sich in RA von 3^h12^m56^s bis 7^h36^m52^s und in Dec von -85°15´41“ bis hoch auf -69°44´48“ erstrecken und von Norden im Sonnenlauf umrahmt werden von Dorado, Hydrus, Oktans, Chamäleon und Pisces Australis. Vollständig sichtbar ist es erst in Äquatornähe, nämlich ab dem 5ten Breitengrad südwärts und bei uns ganzjährig nicht einmal teilweise.

Mensa     Genitiv: Mensae     Abk.: Men     dt.: Tafelberg

5.1 Die Sterne

α Men ist mit nur 5^m1 der hellste Stern. Er steht auf der Position α 06^h10^m14,47^s / δ -74°45´10,9“. Alpha Mensae ist etwa 33,1 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und hat eine relativ hohe Eigenbewegung am Himmel, durch die er in den letzten 250.000 Jahren eine Annäherung an die Sonne von 10 Lichtjahren (3.2 pc) gemacht hat. Ein bei diesem Stern entdeckter Infrarotüberschuss zeigt höchstwahrscheinlich das Vorhandensein einer zirkumstellaren Staubscheibe mit einem Radius von über 147 AE an. Die Temperatur dieses Staubs liegt unter 22 K. Bis jetzt sind keine planetarischen Gefährten entdeckt worden. Alpha Mensae hat einen roten Zwergbegleitstern in einem Winkelabstand von 3,05 Bogensekunden entsprechend einem Abstand von etwa 30 AU. Der Stern selbst ist ein 5^m09 heller, gelblich leuchtender G7V-Spektraltyp mit einer Oberflächentemperatur von 5580 K bei einem Alter von 5,4 Milliarden Jahren.

β Men ist der nördlichste noch mit freiem Auge sichtbare Stern am Rande der Großen Magellanschen Wolke auf der Position α 05^h02^m42,99^s / δ -71°18´51,5“. Als gelber Riese der Spektralklasse G8III ist er 5000 K heiß und sendet sein 5^m31 helles Licht über eine Entfernung von 790 Lichtjahren zu uns. Sein Alter wird mit 270 Millionen Jahren angegeben; er kommt uns mit einer Radialgeschwindigkeit von 114.000 km/s näher.

γ Men hat als gelber Riese das Spektrum eines 3600 K heißen K4III-Stern, der sein 5^m18 helles Licht aus 101 Lichtjahren Entfernung zu uns sendet. Er ist ein Doppelstern.

η Men gehört neben α, β und γ zu den 4 figurbildenden Sternen. η Men wechselt gerade von einem orangen zum roten Riesen. Sein 5^m47 helles Licht kommt von der 3900 K heißen Sternoberfläche eines K6III-Spektraltyps, der auf der Position α 04^h55^m11,14^s/ δ -74°56´13,2“ steht. Seine Entfernung wurde mit 712 Lichtjahren angegeben, die jedoch durch Hipparcos-Messungen im Jahr 1997 auf 668,37 Lichtjahren korrigiert wurde.

δ Men steht im westlichen Teil des Sternbildes auf der Position α 4^h17^m59,18^s / δ -80°12´51,1“ in einer Distanz zu uns von 408 Lichtjahren. Sein 5^m67 helles Licht kommt von der rund 4000 K heißen Oberfläche eines Riesen im Übergang von K2III nach K3III.

ε Men befindet sich westlich neben Delta Mensae nahe der Grenze zum Chamäleon. Seine Position ist α 7^h25^m19^s / δ -79°05´39,1“ und seine Helligkeit liegt bei 5^m54. Diese kommt von der 4300 K heißen Oberfläche eines K2III-Spektraltypen, der gerade von orange nach rot abkühlt und in einer Raumtiefe von 466 Lichtjahren steht.

π Men liegt im zentralen Bereich des Sternbildes auf der Position α 5^h37^m9,9^s / δ -80°28´8,8“. Pi Mensae ist etwa 59,4 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Laut dem Eintrag für HR 2022 im Yale Bright Star Catalogue (im Yale Bright Star Catalogue YBS sind alle Sterne mit einer scheinbaren Helligkeit von 6.5 oder heller aufgelistet – also in etwa alle Sterne, die von der Erde aus bei besten Bedingungen mit bloßem Auge zu erkennen sind. Die Sterne des Katalogs tragen die Bezeichnung HR vor ihrer Nummer; dieses Kürzel soll an den 1908 veröffentlichten Vorgänger-Katalog erinnern, den Harvard Revised Photometry Catalogue) ist Pi Mensae ein Mitglied der 61 Cygni Stellar Moving Group. Am 15. Oktober 2000 kündigten Astronomen um Butler et al. die Entdeckung eines Jupiter-ähnlichen Planeten um diesen sonnenähnlichen Stern an, der die systematische Bezeichnung Pi Mensae b erhielt. Pi Mensae wurde zu einem der Top-100-Zielsterne für den geplanten terrestrischen Planetenfinder (TPF) der NASA.

5.2 Deep-Sky-Objekte

Die Große Magellansche Wolke (ESO 56-115) ist eine von zwei irregulären Zwerggalaxien in nächster Nachbarschaft zu unserer Galaxis und damit Teil der Lokalen Gruppe. Die Große Magellansche Wolke ist nach neueren Forschungen am Paranal-Observatorium vom März 2013 162.980 Lichtjahre +/- 2% entfernt und enthält ungefähr 15 Milliarden Sterne. Als Balkenspiralgalaxie von Typ SBm/irr hat sie eine Längsausdehnung von 6 Winkelgrad. Bei einer visuellen Helligkeit von 0^m9 finden wir sie auf den Koordinaten RA 5^h24^m / Dec -69°48´. Im Fernrohr zeigt sich ihr Charakter als Galaxie, die aus Sternen, Nebeln, Sternhaufen und anderen Objekten zusammengesetzt ist. Ferner sind viele Sternhaufen in der Großen Magellanschen Wolke schon im kleinen Teleskop sichtbar, von denen einige zur Klasse der blauen Kugelsternhaufen gehören, einer Objektklasse, die es in der Milchstraße nicht gibt. Den Bewohnern der Südhalbkugel waren die beiden Galaxien wohl schon seit prähistorischer Zeit durch Beobachtungen mit dem bloßen Auge bekannt, erstmalige schriftliche Erwähnung fanden sie jedoch erst durch den persischen Astronomen Al Sufi in seinem Buch der Fixsterne im Jahr 964. Der erste Europäer, der die beiden Wolken beschrieb, war Ferdinand Magellan bei seiner Weltumsegelung 1519. Nach der Milchstraße, dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel ist die GMW die viertgrößte Galaxie der Lokalen Gruppe. Weil ihr größerer Anteil im Sternbild Dorado liegt, ist sie in der entsprechenden Sternbildbeschreibung in der POLARIS 102 etwas ausführlicher beschrieben. Im südlichen Teil der GMW gibt es leider nur wenige wirklich erwähnenswerte Objekte.

NGC 1711 ist die Bezeichnung eines visuell 10^m0 hellen offenen Sternhaufens im südlichen Teil der Großen Magellanschen Wolke, der ins Sternbild Tafelberg hineinragt. Der Sternhaufen wurde 1826 von James Dunlop mit einem 23-cm-Teleskop entdeckt. Wir finden ihn auf der Position RA 04^h50^m36^s / Dec -89°58´60“. Die HAST-Aufnahme zeigt eine hohe Konzentration, die schon fast einen lockeren Kugelsternhaufen vermuten lässt.

NGC 1943, ein offener Sternhaufen, steht auf der Sternbildgrenze zum Dorado in RA auf 5^h22^m28,7^s und in Dec auf -69°20´07“. Er ist mit 11^m9 nur noch für größere Amateurteleskope zugänglich, zeigt darin aber eine zunehmende Sternkonzentration zur Haufenmitte. Entdeckt wurde er 1826 mit einem 23 cm-Teleskop von James Dunlop, einem dänischen Astronomen.

NGC 2010 ist ein mit 11^m7 leuchtender offener Sternhaufen in dem südlichen Teil der Großen Magellanschen Wolke, der in das Sternbild Mensa hineinreicht. Er befindet sich dort auf der Position RA 05^h30^m35^s / Dec -70°49,2´ und hat eine Winkelausdehnung von 2 Bogenminuten. Er wurde am 12. November 1826 von John Herschel entdeckt.

NGC 1987 ist ein lockerer Kugelsternhaufen in der Großen Magellanschen Wolke. Mit den Koordinaten RA 05^h27^m17,2^s / Dec -70°41´15“ steht er mit 12^m1visueller Helligkeit im Sternbild Tafelberg. Der Sternhaufen wurde 1834 von dem Astronomen John Herschel mit einem 48-cm-Teleskop entdeckt. Die Entdeckung wurde später im New General Catalogue verzeichnet.

NGC 2018 ist ein Supernovarest in den südlichen Regionen der Großen Magellanschen Wolke. Seine Entfernung ist mit 163.000 Lichtjahren angegeben. In einer Verdichtung / Globule, hervorgerufen durch Kollision der auseinander driftenden Gase mit dem interstellaren Medium, entstehen bereits wieder neue Sterne.

NGC 2199 ist eine Spiralgalaxie in Schrägstellung auf der Position RA 06^h04^m44,9^s / Dec -73°24´59“ und damit nahe dem westlichen Rand der  Großen Magellanschen Wolke und der Grenze zum Dorado. Ihr Licht erreicht uns erst nach 207,7 Millionen Jahren.

6 Sonstiges

Literaturhinweise:

• Peripedia                                                                           diverse Autoren
• Sternbilder von A – Z                                                 A. Rükl
• Buch der Sterne                                                            Guiness
• Wikipedia                                                                         div. Autoren
• Astronomie.de                                                               div. Autoren
• Schlüsseldaten der Astronomie                          Harenberg
• Lexikon der Astronomie Bd. 1 und 2                div. Autoren
• POLARIS 102                                                                 E.-G. Bröckels

Quellenangaben der Abbildungen:

• Bild 01: Auszug aus Sternbilder von A – Z    A. Rükl
• Bild 02: Wikimedia Commons, the free media repository, NASA/ESA HST
• Bild 03: cgs.obs.carnegiescience.edu/CGS/object_html_pages/NGC1511.html
• Bild 04: Tafelberg (links) und Lion´s Head von Milnerton aus                 Creativ-Commons-Lizenz „Namensnennung 3.0 nicht portiert“ Pavel Spindler
• Bild 05: HAST Fabian RRRR from Wikimedia Commons, the free media repository
• Bild 06: Auszug aus Wikimedia Commons, NGC 1943, the free media repository
• Bild 07: NASA/ESA HST,  Fabian RR
• Bild 08: Auszug aus: HST, Hubble Legacy Archive/PropID10595, gemeinfrei
• Bild 09: Foto 3,9 m-AAT am Australian Astronomical Observatory
• Bild 10: DSS Donald Pelletier Creative Commons Attribution Share Alike 4.0 int. license
• Bild 11: Auszug aus Uranometria von Johann Bayer, 1603

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Der Kranich ist ein „neuzeitliches“ Sternbild des südlichen Sternenhimmels. Seine Sterne gehörten seit der Antike zum Sternbild Südlicher Fisch. Im Jahr 1595 untersuchte der niederländische Seefahrer und Navigator Pieter Dirkszoon Keyser im Auftrag von Peter Plantius den bis dahin weitgehend unbekannten südlichen Sternenhimmel. Frederick de Houtman, ein Bruder des Kapitäns, half  ihm bei der Kartographierung der Sterne. Sie setzten insgesamt 12 neue Sternbilder ein, so auch als eigenständiges Sternbild Den Reygher Kranich. Petrus Plancius und Jodocus Hondius setzen ihn versehentlich 1598 als Phoenicopterus, das ist die lateinische Bezeichnung für Flamingo, auf einen Himmelsglobus, den Jodocus Hondius 1600 in den Handel brachte. Johannes Bayer übernahm das Sternbild dann unter der heutigen Bezeichnung Grus, zu Deutsch: Kranich, in seinen 1603 erschienenen Himmelsatlas Uranometria.

Der Kranich (Grus Grus), auch Grauer Kranich oder Eurasischer Kranich genannt, ist der einzige Vertreter der Familie der Kraniche (Gruidae) in Nord- und Mitteleuropa. Seine bevorzugten Lebensräume sind Feuchtgebiete der Niederungen, wie beispielsweise Nieder- und Hochmoore, Bruchwälder, Seeränder, Feuchtwiesen und Sumpfgebiete in weiten Teilen des östlichen und nördlichen Europa, aber auch einige Gebiete im Norden Asiens. Zur Nahrungssuche finden sich die Tiere auf extensiv bewirtschafteten landwirtschaftlichen Kulturen wie Wiesen und Feldern, Feldsäumen, Hecken und Seeufern ein. Sie nehmen das ganze Jahr über sowohl tierische als auch pflanzliche Nahrung auf. Für die Rast nutzen sie weite und offene Flächen wie Äcker mit Getreidestoppeln. Als Schlafplätze werden vor allem Gewässer mit niedrigem Wasserstand aufgesucht, die Schutz vor Feinden bieten. Der Bestand hat in den letzten Jahrzehnten stark zugenommen, so dass die Art zurzeit nicht gefährdet ist.

Die Schönheit der Kraniche und ihre spektakulären Balztänze haben schon in früher Zeit die Menschen fasziniert.

In der griechischen Mythologie war der Kranich sowohl Apollon, dem Gott der Sonne und Demeter, der Erd- und Fruchtbarkeitsgöttin, als auch Hermes als Bote des Frühlings und des Lichts zugeordnet. So lasen die Auguren (Priester) in Griechenland aus den Flugformationen der Kraniche. Außerdem galten Kraniche als Symbol der Wachsamkeit und Klugheit und als „Vogel des Glücks“. In Homers Ilias ist zu lesen, dass ein Heer von menschenfressenden Kranichen nach Süden gezogen ist, um in den Nilsümpfen das kleine Volk der Pygmäen zu jagen. In der griechischen Mythologie trägt der fliegende Kranich Steinchen im Schnabel, um sich über dem Taurusgebirge nicht durch eigene Rufe zu verraten und in die Fänge der Adler zu geraten.

Im römischen Kulturkreis hat der Kranich weitere Bedeutungen hinzugewonnen. So galt er als Symbol der „Prudentia“, des vernünftigen und klugen Handelns, der „Perseverantia“, der Beharrlichkeit, und der „Custodia“, der Sorgfalt des Handelns. Aus der „Vigilantia“, der sittlichen und militärischen Wachsamkeit, entstand der „Grus vigilans“. Dieser hält einen Stein mit der Klaue hoch, damit er im Falle des Einschlafens sogleich vom Geräusch des Fallens geweckt würde. Man findet dieses Motiv auf vielen Emblemen, Wappen und Insignien, aber auch an Häusern und Burgen. So heißt es im Giebellied des Kranichhauses in Otterndorf:

„Der Kranich hält den Stein, des Schlafs sich zu erwehren.
Wer sich dem Schlaf ergibt, kommt nie zu Gut und Ehren.“

In der ägyptischen Mythologie galt der Kranich als „Sonnenvogel“. Er wurde sowohl als Opfergabe für die Götter als auch als Speisevogel genutzt. In den Hieroglyphen steht seine Figur für den Buchstaben „B“

Im alten Kaiserreich China war der Kranich (chinesisch Pinyin hè) Symbol für ein langes Leben, Weisheit, das Alter sowie die Beziehung zwischen Vater und Sohn. Zudem galt er in der chinesischen Mythologie als „Himmelskranich“ oder „Seligenkranich“, da angenommen wurde, dass sich taoistische Priester nach ihrem Tod in einen gefiederten Kranich verwandelten oder dass die Seelen der Verstorbenen auf dem Rücken von Kranichen zum Himmel getragen würden. In der Qing-Dynastie war der Kranich Abzeichen der Zivilbeamten des ersten Rangs.

Bei den Kelten galten die Kraniche als Hüter der Oghamschrift. Der keltische Gott Ogma der Starke, ein Sohn des Elatha und der Eithne sowie Halbbruder des Sonnengottes Lugh, ist der Erfinder der Oghamschrift. Er beobachtete die Tänze und den Flug der Kraniche und entschlüsselte hierbei die Oghamschrift, die er aufgezeichnet hat.

In Irland beteten schon die vorkeltischen und keltischen Bauern zu Manannaun, ihrem Gott des Meeres und Jenseitsführer, der einen Wunderbeutel aus der Haut der Kraniche  mit den Schätzen des Meeres trug, um eine gute Saat und die Seefahrer erbaten von ihm, als dem Inhaber der Ozeanfähre in die „andere Welt“, eine gute Reise.

Das in der Sage von Herzog Ernst erwähnte Volk der Agrippiner bestand aus Mischwesen aus Mensch und Kranich. Diese bedrängten ein Zwergenvolk. Herzog Ernst gelang es, die Zwerge von den Kranichmenschen zu befreien.

Die Bezeichnung „Vogel des Glücks“ leitet sich in Schweden von der Ankunft des Kranichs als Vorzeichen für den Frühling her, der Wärme, Licht und Nahrungsfülle einleitet.

In der Heraldik ist der Kranich das Symbol der Vorsicht und der schlaflosen Wachsamkeit. In der Dichtung wird der Kranich symbolisch für etwas „Erhabenes“ in der Natur verwendet.

In Japan ist der Kranich ein Symbol des Glücks und der Langlebigkeit. Nach japanischem Volksglauben bekommt derjenige, der 1000 Origami-Kraniche (senbazuru) faltet, von den Göttern einen Wunsch erfüllt. Die älteste erhaltene Publikation zu diesem Motiv und zu Origami allgemein ist das Senbazuru Orikata von 1797. Noch heute wird zu besonderen Anlässen, wie Hochzeiten oder Geburtstagen, ein gefalteter Papierkranich überreicht. Seit dem Tode des Atombombenopfers Sadako Sasaki, die mit dem Falten von Origami-Kranichen gegen ihre durch die Strahlung verursachte Leukämie-Erkrankung ankämpfte, sind Origami-Kraniche auch Symbol der Friedensbewegung und des Widerstandes gegen Atomwaffen. Auf Hokkaido führen die Frauen der Ainu einen Kranichtanz auf, wie er auch in Korea im Hof des Tongdosa-Tempels seit der Silla-Dynastie aufgeführt wird.

Die Königin Gerana der zentralafrikanischen Pygmäen soll nach antiken Erzählungen in einen Kranich verwandelt worden sein, weil sie sich für verehrungswürdiger als die Göttinnen gehalten hatte.

Einer Legende entsprechend stammen die Azteken aus der Region Aztlán, was „nahe den Kranichen“ bedeutete.

Kirchenvater Ambrosius verwendet dieses Bild als ein Gleichnis für die Furcht vor Gott zum Schutz gegen die Sünde und das Teufelswerk. Weiterhin vergleicht er das Fallen des Steins mit dem Ruf der Kirche (Glockengeläut). Zudem sollen es seinen Ansichten zufolge die Menschen den Kranichen nachmachen, indem die Starken die Schwachen stützen.

In alten Volksmärchen und Überlieferungen tritt der Kranich, der in der Regel mit positiven Eigenschaften besetzt wird, als Verkünder von Geburten und Hochzeiten, aber auch von Krieg und Tod in Erscheinung.

Die jakutische Geschichte Die Kranichfeder handelt von einem Kranich, der sich in ein schönes Mädchen verwandelt, um einen Menschenmann zu heiraten. Als er eines Tages sein abgestreiftes Federkleid wiederfindet, schwingt er sich davon, so dass er für die Flüchtigkeit des Sommers und der Liebe steht.

2 Das Sternbild

Grus     Genitiv: Gruis     Abk.: Gru     dt.: Kranich

Das Areal des Sternbildes Kranich belegt in RA von 21^h27^m43^s bis 23^h27^m04^s und in Dec von -56°23´27“ bis -36°18´46“ immerhin  366 Quadratgrad in den Grenzen von 1930. Diese Fläche wird im Uhrzeigersinn eingegrenzt von den Sternbildern Südlicher Fisch, Mikroskop, Indianer, Tukan, Phönix und Bildhauer. Vom Kranich ist von Deutschland aus in sehr klaren Herbstnächten Ende Oktober bis Mitte November höchstens der nördlichste Teil mit dem Stern γ Gruis zu sehen. Vollständig sichtbar ist er erst ab 34° Nord südwärts. Die Hilfszeichnung des Kranichs hat etwa die Form eines Vogels mit gestrecktem Hals und gespreizten Beinen. Zwei seiner Sterne, α  und β Gruis, sind auffallend hell, stehen fast auf gleicher Höhe und weisen einen deutlichen Farbkontrast auf.

2.1 Die Sterne

α Gru, der hellste Stern im Kranich, ist 101 Lichtjahre entfernt. Sein Eigenname Al Nair ist altarabischen Ursprungs und bedeutet „der Erleuchtete“ oder „der Helle“. Sein blauweißes 1^m7 helles Licht kommt von der 13.500 K heißen Sternoberfläche eines Hauptreihensterns der Spektralklasse B6 zu uns. Seine Position ist seitlich einer geschwungenen Sternenkette auf der Position α 22^h08^m14^s / δ -46°57´39,5“.

β Gru  leuchtet mit 2^m1 aus 175 Lichtjahren Entfernung orange. Sein Licht verrät einen roten Riesen der Spektralklasse M5III mit 3400 K Oberflächentemperatur auf der Position α 22^h42^m40^s / δ -46°53´4,5″. Dieser Stern hat keinen Eigennamen.

γ Gru ist ein 208 Lichtjahre entfernter, bläulich leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B8III. Der arabische Name Al Dhanab bedeutet „Schwanz“. In der Zeichnung der Hilfslinien markiert er allerdings den Kopf des Kranichs. Basierend auf der Auswertung von Daten, die während der Hipparcos-Mission gesammelt wurden, hat dieser Stern einen Partner, der Gravitationsstörungen von Gamma Gruis verursacht. Wir finden dieses System auf der Position α 21^h53^m55,7^s / δ -37°21´54“ mit 3^m0 von einer 12.500 K heißen Oberfläche strahlend.

δ¹ Gru ist ein von 3^m97 nach 4^m2 veränderlicher gelber Riesenstern der Spektralklasse G6/8III mit einer Oberflächentemperatur von 5000 K auf der Position α 22^h29^m16,17^s / δ -43°29´44,02″. Seine Entfernung zum Sonnensystem ist mit 309 Lichtjahren angegeben. Er bildet mit Delta² Gruis ein optisches Doppelsternsystem mit nur 16,1 Bogenminuten gegenseitigem Abstand.

δ²Gru steht auf der Position α 22^h29^m45,43^s / δ -43°44´57,2“ in 325 Lichtjahren Entfernung und leuchtet dort pulsationsveränderlich mit mehreren Perioden von 20,6, 24,1, 42,5, 32,3 und 33,3 Tagen mit der geringen Amplitude von 0^m043 bei einer mittleren Helligkeit von 4^m11. Er gehört als roter Riese der Spektralklasse M4.5IIIa an und hat in 60,4“ einen 9^m71 lichtschwachen visuellen Partner, der 2013 entdeckt wurde.

ε Gru ist ein kleiner blauer Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V mit einer Oberflächentemperatur von 8600 K. Sein 3^m49 helles Licht kommt aus 129 Lichtjahren Entfernung von der Position α 22^h48^m33,2^s / δ -51°19´0“ zu uns. Seine Position in der Figur ist das Knie im südlichen Bein des Kranichs.

ζ Gru markiert den südlichen Fuß des Kranichs auf der Position α 23^h00^m52,8^s / δ -52°45´14,8“. Sein oranges, 4^m12 helles Licht kommt von der 4900 K heißen Oberfläche eines Riesensterns der Spektralklasse K1 III über eine Distanz von 112,5 Lichtjahren zu uns. Im Henry-Draper-Katalog hat er die Nummer HD 217364.

μ¹Gru steht im Hals des Kranichs bei α 22^h15^m36,9^s / δ -41°20´48“. Mü¹Gruis ist ein Doppelstern dessen Einzelhelligkeiten von 5^m2 und 6^m68 sich für das bloße Auge als 4^m79 heller Lichtpunkt darstellen. Die Hauptkomponente ist ein gelber G8III-Riese in 275 Lichtjahren Entfernung. Sein Begleiter ist auch ein G-Stern.

μ²Gru steht nur unweit südlicher von Mü¹Gruis auf der Position α 22^h16^m26,56^s / δ -41°37´38“ in 270 Lichtjahren Raumtiefe. Dieser mit 5^m1 gelb leuchtende G8III-Stern steht im Verdacht ein Binärsystem zu sein, da er mit einer winzigen Amplitude periodisch variiert. Mü²Gruis entwickelt sich zu einem Riesenstern.

π Gru ist  ein „echtes“ physisches Mehrfachsystem, dessen Hauptkomponenten sich in einem Abstand von 4,3 Bogenminuten (261“) um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Somit kann das System bereits mit einem kleineren Teleskop in Einzelsterne aufgelöst werden.

π¹Gru steht in 530 Lichtjahren Entfernung auf der Position α 22^h22^m44^s / δ -45°56´52,6“ und leuchtet variabel zwischen 5^m3 und 7^m0 mit einer Periode von 198,8 Tagen. Als asymptotischer Riese der Spektralklasse S 5 ist er rund 2500 K heiß und schon im Übergangsstadium zum planetarischen Nebel. π¹Gruis ist selbst ein physischer Doppelstern. Das System besteht aus dem Hauptstern und einem 10^m7 lichtschwachen gelben Hauptreihenstern der Spektralklasse G0V in nur 2,7“ Abstand.

π²Gru sendet von der Position α 22^h23^m07,8^s / δ -45°55´42“ sein blauweißes, 5^m6 helles Licht zu uns. Die Hauptkomponente ist ein Unterriese der Spektralklasse F3III mit einer 6800 K heißen Oberfläche und hat einen 12^m lichtschwachen Begleiter.

2.2 Deep-Sky-Objekte

Im Sternbild Kranich befinden sich viele Galaxien. Zur Beobachtung der helleren Galaxien, die sich fast alle im nördlichen Teil des Sternbildes befinden, benötigt man ein Teleskop von mindestens 15 cm Öffnung. Die meisten sind jedoch der direkten Beobachtung mit mittleren Amateurteleskopen schon nicht mehr zugänglich. Für Astrofotografen / Photonenjäger bietet dieses Sternbild jedoch ein reiches Jagdangebot.

IC 1459, eine elliptische Galaxie vom Typ E3 mit einer visuellen Helligkeit von 10^m97 und einer Winkelausdehnung von 5,2´x 3,8´, finden wir ganz nahe der Grenze zum Südlichen Fisch auf den Koordinaten RA 22^h57^m10,6^s / Dec -36°27´44“. Sie ist 68,8 Millionen Lichtjahre von uns entfernt und wurde am 10.Juni 1896 von James Swift entdeckt. Sie wurde auch als IC5225, PGC70090 und MCG-06-50-016 katalogisiert.

NGC 7213 ist eine Spiralgalaxie vom Typ SA mit einer Winkelausdehnung von 3,0`x 2,7`. Bei einer Entfernung von 77 Millionen Lichtjahren und einer visuellen Helligkeit von 10^m1 ergibt sich eine Flächenhelligkeit von 12^m3/arcmin². Wilhelm Herschel entdeckte diese Seyfert-Galaxie am 30.09.1834, deren Position heute RA 22^h09^m16,2^s / Dec -47°10`0,4“ ist. Seyfert-Galaxien sind Spiralgalaxien oder irreguläre Galaxien mit einem sehr hellen Galaxienkern. Die Spektren dieser Kerne zeigen charakteristische Emissionslinien von Wasserstoff, Helium, Stickstoff und Sauerstoff, die im Vergleich zu den durch Sterne angeregten Emissionslinien stark verbreitert sind. Seyfert-Galaxien sind eine Unterordnung von Galaxien mit aktivem Kern. Sie wurden nach dem Astronomen Carl Keenan Seyfert benannt, der sich in den 1940er Jahren sehr intensiv mit ihnen beschäftigte. Die Galaxie NGC 7213 beherbergt ein supermassereiches „Schwarzes Loch“.

NGC 7410 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Typ SB(s)a mit einer Winkelausdehnung von 4,6´x 1,6´, einer visuellen Helligkeit von 10^m4 und einer Flächenhelligkeit von 12,6/arcmin². Ihre Position ist RA22^h55^m0,7^s / Dec -39°39´41“ in 65,5 Millionen Lichtjahren Raumtiefe. Entdeckt wurde sie am 14.07.1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop. NGC 7410 zeigt sich in Schräglage und einem Öffnungswinkel von weniger als 30°. Bei einer verhältnismäßig sehr hellen Zentralregion sind Einzelheiten in den äußeren Spiralarmen nur auf  Fotos von Großteleskopen erkennbar.

NGC7424 ist ein schönes Feuerrad und ein klassisches Beispiel einer Balkenspiralgalaxie vom Typ SBc. Im nördlichen Teil des Sternbildes auf der Position RA 22^h57^m /Dec -41°04´ stehend senden ihre Sterne ein Sammellicht von 11^m0 über eine Entfernung von 37,5 Millionen Lichtjahren zu uns.

Das Grus Quartett (NGC 7552, NGC 7582, NGC 7590 und NGC 7599) wird von vier großen Spiralgalaxien im nordwestlichen Teil des Sternbildes Grus gebildet. Sie liegen physikalisch sehr dicht beieinander und stehen miteinander in starker Wechselwirkung. Es wird auch angenommen, dass die hohe Starburst-Aktivität und  die anschließende Bildung eines Balkens in der Scheibe von zwei der Mitglieder, NGC 7552 und NGC 7582, hierdurch ausgelöst wurden. Von NGC 7582 aus sind mehrere Gezeitenschwänze sichtbar, von denen einer auf die Nachbarn im Osten und der andere auf NGC 7552 zeigt, der in einer Projektionsentfernung von etwa 30′ nordwestlich liegt. Zum Auffinden stellt man sich am besten die Position der Seyfert-Galaxie NGC 7582 ein: RA 23^h18^m23,5^s / Dec -42°22´14“.

IC5148 ist neben all den Galaxien ein erwähnenswerter planetarischer Nebel. Entsprechend seinem ebenmäßigen runden Aussehen erhielt er den Spitznamen „Spare Tyre Nebula“, zu Deutsch: „Ersatz-Reifen Nebel“. Er befindet sich etwa 1 Grad westlich von Lambda Gruis und in der Konstellation von Grus etwa im oberen Hals des Vogels auf der Position RA 21^h59^m35,2^s / Dec -39°23´08“. Bei einer Winkelausdehnung von derzeit 2´12“ x 2´12“ leuchtet er mit 12^m0 aus einer Entfernung von 2900 Lichtjahren. IC5148 wurde 1894 vom australischen Amateurastronomen Walter Gale entdeckt. Der Zentralstern jagt seine Hüllen mit einer Geschwindigkeit von 50 Kilometern pro Sekunde auseinander, eine der schnellsten Ausdehnungen aller planetarischen Nebel.

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

• BLV-Bestimmungsbuch Vögel           E. Bezzel / B. Gidstam
• ESA-NASA HST                                          div. Autoren
• Internet – Wikipedia                               div. Autoren
• Sternbilder von A – Z                              A. Rükl
• Buch der Sterne                                         Guinness
• Uranometria                                                 J. Bayer
• Keltische Mythen                                      I. Clarus

Quellenangaben der Abbildungen:

• Bild 01: Auszug aus Uranometria von Johannes Bayer 1603
• Bild 03: www.lehrmittelperlen.net Beni Herzog, Kranichhaus 21762 Otterndorf
• Bild 04: de.wikipedia.org Wappen von Kransberg, gemeinfrei
• Bild 05: de.wikipedia.org Origami-Kraniche, gemeinfrei
• Bild 06: IAU-Constellations
• Bild 07: Carnegie-Irvine-Galaxy-Survey (CGS)
• Bild 08: Carnegie-Irvine-Galaxy-Survey (CGS)
• Bild 09:  Digitized Sky-Survey 2. Generation (DSS2)
• Bild 10:  ESO direct link https://www.eso.org/public/images/eso0436c/
• Bild 11: telescopius.com/pictures/view/27969/NGC/7582/galaxy/by-benklerk
• Bild 12: Foto EFOSC2 am NTT der ESO

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Das Sternbild Fornax gehört zu den von Nicolas Louis de Lacaille im Jahre 1756 vorgestellten Sternbildern, die er in einer Karte des Südsternhimmels eingefügt hatte. Lacaille hatte von 1751 bis 1752 am Kap der guten Hoffnung den südlichen Sternenhimmel beobachtet und katalogisiert. Dabei waren ihm größere, nicht durch Sternbilder belegte Himmelsareale aufgefallen. Um seine beobachteten und vermessenen Sterne besser katalogisieren zu können, ersann er Sternbildnamen, die zu den epochemachenden Erfindungen seiner Zeit und zu historischen Gegenständen passten und fügte diese neuen Sternbilder ziemlich willkürlich den bestehenden Sternbildern hinzu. So kam auch ein Gerät unter der Bezeichnung „Fornax Chemica“ an den Himmel, welches in einem Atlas von Johann Elert Bode als „Apparatus Chemicus“ bildlich dargestellt wurde. Bode soll dieses Sternbild dem französischen Chemiker Antoine Lavoisier (1743-1794) gewidmet haben.

Zu einer möglichen Mythologie habe ich nichts gefunden, jedoch zur Herkunft des Namens für das Sternbild Fornax. Den gefundenen Text möchte ich hier als wörtliches Zitat wiedergeben.

Zitat aus artedea.net: Fornax war im antiken Rom dafür zuständig, dass das Getreide nicht verbrennt, wenn es — nach damaliger Weise — erst im Ofen gedörrt werden musste, ehe es gemahlen bzw. in Mörsern zerstoßen werden konnte. Dies, weil rohes, frisches Getreide die Mahlsteine verklebt und sie damit unbrauchbar gemacht hätte. Durch das Dörren wurde das Mahlgut trockener und wesentlich leichter zu Mehl verarbeitbar. Das erste geerntete Getreide wurde der Göttin Ceres geweiht. Doch mit diesem konnte man wenig anfangen, es muss erst durch einen Prozess gehen, um genießbar zu werden. Dazu verwendete man Feuer, doch es war ein langer Erfahrungsweg, bis man das gewünschte Ergebnis erzielt hatte. Oft kam nichts als schwarze Asche aus den Öfen und dazu war die Gabe der Ceres  zu wertvoll. Im schlimmsten Fall war das Feuer im Ofen unkontrollierbar und es brannte mit ihm gleich das ganze Haus nieder. Aus Ehrfurcht vor dieser starken Qualität, die man zu besänftigen versuchte, wurde der Fornax, der Ofen, zur Göttin gemacht. Denn der Name dieser Göttin bedeutet einfach „Ofen“, und man beschwor sie, dass sie die Frucht und die Häuser verschonen solle. Bei jedem Backvorgang wurde sie angerufen, um die Frucht „milde zu machen“. Der Backofen wurde also als eine Göttin angesehen, die aus ihrer heißen Energie Nährendes hervorbringt. Ovid beschreibt eine „Fornacalis dea“ – eine weibliche göttliche Macht im Ofen selbst (Fasti Buch 6, 314). Ihr Kultplatz waren daher die Backhäuser, vor deren Öfen ihr Weihegaben dargebracht wurden. Das Herd­feuer hatte ja immer neben seiner profanen Funktion etwas Heiliges.  Es gab zwei Feste zu Ehren der Göttin Fornax: Fornacalia am 12 Kal. Martii (17.  Februar) und Fordicidia am 19. April. Das zweite war zwar eher ein Fest für die Erdgöttin Tellus Mater, bei dem aber auch Asche eine wichtige Rolle spielte, daher wurde auch Fornax geehrt, die aus ihren Öfen Asche beisteuerte.
Numa Pompilius, der sagenhafte zweite König von Rom (750 – 672 v.d.Z.), soll das Fest im Februar angeordnet haben. An diesem Feiertag wurde die alltägliche Handlung des Brotbackens ganz bewusst zeremoniell begangen, um die Göttin zu ehren. Jede Curie (Rathaus) musste ihr zu Ehren 30 Brote backen. In frühen Zeiten war es üblich, dass jede Familie einen Laib ungebackenes Brot zum Gemeindebackofen brachte und dann nach dem Backen alle die verschiedenen Brotlaibe teilten. Einige Krümeln des Brotes wurden für die Vögel ausgestreut. Diese sollen die Wünsche an die Göttin in alle Himmelsrichtungen weitertragen. Ihre Symbole sind Öfen, Feuer und Weizen. Fornax wird wahrgenommen, wenn sich der Duft von frischem Brot im Haus ausbreitet. Sie ist immer das geschützte und behütete Feuer. Im Alten Rom war man davon überzeugt, dass, wenn einmal dieses Feuer ausgehen sollte, das nicht nur bedeutete, keine Nahrung mehr zu haben. Ein erloschenes Herdfeuer war auch Symbol dafür, dass der Hausfrieden und die Liebe — das warmherzige Zusammensein — entschwindet. Daher ist Fornax auch eine Liebes- und Friedensgöttin. Manchmal wird sie auch mit der Göttin Vesta gleichgesetzt, doch während diese eher für den Herd zuständig war, auf dem alle Speisen hergestellt werden, ist Fornax speziell für (Brot-)Backöfen zuständig. Nach der Brotback-Göttin ist auch ein Sternbild des Südhimmels benannt – Fornax oder auch „Chemischer Ofen“ genannt mit dem dazugehörenden „Fornax-Galaxienhaufen“ — eine große Ansammlung von Galaxien, die in diesem Sternbild zu finden ist und wie glühende Funken in einem Backofen wirken. Zitat-Ende

2 Das Sternbild

Fornax     Genitiv: Fornacis     Abk.: For     dt.: Ofen (chemischer)

Wenn man das Areal Fornax betrachtet, schaut man lotrecht auf die Ebene unserer Galaxis und sieht dort im großen Teleskop einen der größten Galaxienhaufen in einer Entfernung von 50 bis 60 Millionen Lichtjahren. Das Sternbildareal Fornax erstreckt sich in RA von 01^h45^m24² bis 03^h50^m21^s und in Dec von -39°30´46“ bis -23°45´23“ und belegt in seinen neuen Grenzen eine Fläche von 398 Quadratgrad. Somit ist es schon ab Süddeutschland, also ab 50° nördlicher Breite südwärts von September bis Januar sichtbar. Seine Nachbarn sind Eridanus, Cetus, Sculptor und Phönix, wobei Eridanus den Fornax von Norden über Westen und im Süden umfließt.

2.1 Die Sterne

α For  ist ein Doppelstern, dessen Hauptkomponente, ein 6800 K heißer, gelblich leuchtender F5-Spektraltyp, mit einer Helligkeit von 3^m8 von einem orange mit 6^m5 von einer ca. 4000 K heißen Oberfläche leuchtenden Begleiter der Spektralklasse K 2 in einem Abstand von 4(2,6“) Bogensekunden in 314(154,5) Jahren einmal umrundet wird. Dieses System ist 46 Lichtjahre von uns entfernt.

β For  leuchtet von der Position α 02^h49^m05^s / δ -32°24´21“ mit einer Helligkeit von 4^m5. Sein gelbes Licht verrät einen Riesenstern mit der 4800 K heißen Oberfläche eines G8III-Spektraltypen. Er wird von einem 14^m lichtschwachen Stern (CCDM J02491-3224B)   in 4,8“ Distanz auf dem Positionswinkel 67° begleitet. Letzterer wurde erst 1928 separiert. Dieses optische Doppelsternsystem steht 175 Lichtjahre tief im Raum.

γ¹ For ist ein gelb mit 6^m15 variabel leuchtender Riesenstern in 360 Lichtjahren Entfernung. Seine Position ist α 02^h49^m51^s / δ -24°33´37“. γ¹ Fornacis hat laut Eintrag im Washington Double Star Katalog drei Begleiter. Diese sind nur schwach leuchtende 11^m – bis 13^m-Sterne in einem Abstand von 11′- 56′ von γ¹.

γ² For ist ein Stern der 5. Größe und steht vier Grad südlich von γ¹ Fornacis . Es handelt sich um einen A1V-Stern mit einer Oberflächentemperatur von ca. 9400 K in einer Entfernung von ca. 460 Lj. Im Henry Draper Katalog ist er als HD 17729 aufgeführt.

δ For steht ziemlich mittig im westlichen Teil des Sternbildes nahe der Grenze zum Eridanus. Er leuchtet mit 5^m0 von der Position RA 03^h42^m15^s / Dec -31°56´18“ aus 850 Lichtjahren Entfernung. Sein bläulich-weißes Licht kommt von der 16.300 K heißen Oberfläche eines 63 Millionen Jahre alten Riesensterns der Spektralklasse B5III.

ν For ist der östliche, der drei die Hilfsfigur bildenden Sterne auf der Position RA 02^h04^m29^s / Dec -29°17´48“ und leuchtet als blauer Riesenstern vom Spektraltyp B 9.5III variabel von 4^m69 nach 4^m73 mit einer Periode von 1,89 Tagen.

ω For  ist ein leicht trennbarer Doppelstern auf der Position RA 02^h33^m50,7^s / Dec -28°13´56“ . Die Komponenten haben die Helligkeiten 4^m9 und 7^m9, stehen 10,8“ auseinander und sind von uns 480 Lichtjahre entfernt. Die Hauptkomponente gehört zur Spektralklasse B9,5V, leuchtet bläulich-weiß von einer > 25.000 K heißen Sternoberfläche und wird in 10,8“ Abstand, entsprechend 1600 AU, von einem 7^m8 hellen A7V-Stern mit einer weiß leuchtenden ca. 9000 K heißen Oberfläche begleitet.

2.2 Deep-Sky-Objekte

Fornax-System, auch bekannt als Fornax-Zwerggalaxie, ist die Bezeichnung für die größte der sieben Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe. Alle liegen in einem Umkreis von 700.000 Lichtjahren und sind offenbar Begleitgalaxien unserer Milchstrasse. Das Fornax-System ist vom Typ dE2 und ähnelt einem lockeren Kugelsternhaufen, hat einen Durchmesser von etwa 15.000 Lichtjahren und seine hellsten Sterne kommen gerade auf 19^m0. Fornax-System ist nur 450.000 Lichtjahre von uns entfernt, ist aber wegen seiner mit 9^m1 geringen Flächenhelligkeit bei einem Durchmesser von 7000 Lichtjahren entsprechend einem Winkelgrad nur mit lichtstarken Optiken auf der Position RA 2^h39^m59^s / Dec -34°26´57“ und nur fotografisch beobachtbar. Das Fornax-System selbst wurde erst 1938 von Harlow Shapley mit einem 24“-Spiegelteleskop auf fotografischen Platten entdeckt. Zu dieser Galaxie gehören 6 Kugelsternhaufen, deren größter, nämlich NGC 1049, schon am 19. Okt. 1835, also lange vor der Galaxie, von John Herschel entdeckt wurde.

Eine große Anzahl Sterne von Fornax-System sind älter als 10 Milliarden Jahre mit entsprechend geringer oder gar fehlender Metallizität. Vor etwa 3 – 4 Milliarden Jahren kam es hier zu einer erneuten starken Sternenentstehung, sehr wahrscheinlich durch vorausgegangene zahlreiche Novae oder Supernovae.

NGC 1049 wird auch als Fornax 3 bezeichnet. Dieser zum Fornax-System gehörende Kugelsternhaufen wurde wegen seiner wesentlich höheren Flächenhelligkeit von 12^m6 bei einer Winkelausdehnung von 24´ und einer Entfernung von 460.000 Lichtjahren schon wesentlich eher als seine Heimatgalaxie der Beobachtung zugänglich. Die Sterne dieses Kugelsternhaufens weisen nur geringe oder gar keine Metalllinien in ihren Spektren auf und sind somit schon im Anfangsstadium der Fornax-Zwerggalaxie entstanden. Wir sehen ihn auf der Position RA 02^h39^m48² / Dec -34°15´28“, wobei allerdings nur der Einsatz sehr großer Teleskope erfolgversprechend sein dürfte.

NGC 1097 ist eine visuell 9^m5 helle Seyfert-1-Galaxie vom Hubble-Typ SB(s)b, rund 60 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt, steht auf der Position RA 02^h46^m19^s / Dec -30°16´29“ und hat  bei einer Winkelausdehnung von 9,55´ x 6,31´einen realen Durchmesser von etwa 125.000 Lichtjahren. Das ergibt eine Flächenhelligkeit von 13^m8. NGC 1097 hat einen aktivem Kern, einen auffälligen, ca. 5500 Lj. großen Ring mit starker Sternbildung. Dieser Bereich ist zurzeit Ziel mehrerer Forschungsprojekte unter anderem bei der ESO. Es gibt deutliche Hinweise auf ein Schwarzes Loch mit etwa 100 Millionen Sonnenmassen im Kern der Galaxie. Entdeckt wurde dieses Objekt am 9. Oktober 1790 von Wilhelm Herschel.

Unmittelbar benachbart ist die elliptisch-peculiare Galaxie NGC 1097A vom Typ E4 pec mit einer auffällig kastenförmigen Struktur. NGC 1097A hat eine maximale Ausdehnung von rund 12.000 Lj. und umrundet ihre Muttergalaxie in einem Abstand von ca. 42.000 Lichtjahren. In NGC 1097 wurden bisher drei Supernovae beobachtet: SN 1992bd, SN 1999eu und SN 2003B.

NGC 1316 / Fornax A, ist eine Spiralgalaxie vom Typ S0, deren Licht mit einer Flächenhelligkeit von 13^m0 pro Quadratbogenminute über eine Entfernung von 65 Millionen Lichtjahren von der heutigen Position RA 03^h22^m41.5^s / Dec -37°12´33.5“ zu uns kommt. NGC 1316 ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,4 mag das hellste Mitglied des etwa 65 Mio. Lichtjahre entfernten Fornax-Galaxienhaufens und zählt zu den hellsten Galaxien, die sich nicht in der Lokalen Gruppe befinden. Ihre Winkelausdehnung beträgt 11,5′ × 7,9′, woraus sich ein Durchmesser von etwa 225.000 Lichtjahren ableiten lässt. Damit ist sie mehr als doppelt so groß wie unsere Milchstraße. Als eine der hellsten Radio-Quellen am Himmel wird sie in der für große Radiogalaxien üblichen Weise auch als Fornax A bezeichnet. NGC 1316 wurde am 2. September 1826 von James Dunlop entdeckt, der das Objekt als Nummer 548 in seinen Katalog neu entdeckter Nebel und Sternhaufen der südlichen Hemisphäre aufnahm. Mehrere Strukturen in und um NGC 1316 zeigen, dass diese Galaxie eine sehr unruhige Vergangenheit hinter sich hat. Zum Beispiel verfügt NGC 1316 über ungewöhnlich kleine Kugelsternhaufen. Des Weiteren befinden sich in  dieser Galaxie einige ungewöhnliche Staubbänder, welche in einer viel größeren Hülle aus Sternen eingebettet sind. Dies ist ein Hinweis darauf, dass NGC 1316 vor etwa drei Milliarden Jahren eine staubreiche Spiralgalaxie „verschluckt“ haben könnte.

Außerdem sind um die Galaxie herum verteilt mehrere sehr lichtschwache Gezeitenarme erkennbar. Hierbei handelt es sich um lange streifenförmige Ausläufer und kugelförmige Schalen aus Sternen, welche aus ihrer ursprünglichen Umgebung heraus in den intergalaktischen Raum geschleudert wurden. Solche Strukturen entstehen typischerweise durch komplexe Gravitationseffekte, welche auf die Umlaufbahnen der Sterne einwirken, sobald sich zwei Galaxien sehr nahe kommen. All diese Indizien lassen darauf schließen, dass sich NGC 1316 mehrere andere Galaxien einverleibt hat. Vermutlich wird sich dieser Prozess auch in Zukunft fortsetzen.

NGC 1317, eine kleine Spiralgalaxie, befindet sich etwa 6′ nördlich von NGC 1316 und bildet zusammen mit dieser ein interagierendes Paar. Von der Erde aus gesehen befinden sich in unmittelbarer Nähe zur NGC 1316 drei weitere Galaxien, die entsprechend als NGC 1316A, NGC 1316B und NGC 1316C bezeichnet werden. Die ebenfalls im Jahr 1826 von James Dunlop entdeckte Galaxie NGC 1317 stellt ein klassisches Paradebeispiel für eine Spiralgalaxie dar, welche im Gegensatz zu NGC 1316 ein bisher eher ruhiges Dasein geführt haben dürfte. Bei einer scheinbaren Helligkeit von 11,0 mag verfügt sie über eine Ausdehnung von 2,8 x 2,4 Bogenminuten.

NGC 1360 ist ein 9^m4 heller planetarischer Nebel ohne scharf  umrissene Hülle in 978 Lichtjahren Entfernung auf der Position RA 3^h33^m15^s I Dec -25°52´19“. NGC 1360, auch als Robin’s Egg Nebula bekannt,  wurde aufgrund seiner starken Strahlung in den OIII (Sauerstoff)-Bändern als Planetarischer Nebel identifiziert. Er hat eine Winkelausdehnung von 11´ x 7,5´ und ist etwa 60° zur Sichtlinie gekippt. Rötliche Materie, von der angenommen wird, dass sie vor dem endgültigen Zusammenbruch vom ursprünglichen Stern ausgestoßen wurde, ist nur auf Fotos sichtbar. Im Jahr 2017 wurde entdeckt, dass der 11^m4 helle Zentralstern mit einer Restmasse von 0,555 Sonnenmassen  in 142 Tagen von einem  Weißen Zwerg mit 0,7 Sonnenmassen umkreis wird. Obwohl NGC 1360 seit 1977 verdächtigt wurde, binär zu sein, wurde dies erst in jüngster Zeit durch intensive Forschung bestätigt. Für den Nebel wurde ein kinematisches Alter von rund 10.000 Jahren bestimmt, sowie eine Dichte von weniger als 130 Wasserstoffatomen pro Kubikzentimeter. Dies legt nahe, dass sich der Nebel bereits auflöst und mit der interstellaren Materie vermischt.

NGC 1360 zählt zu den Objekten mit den meisten unabhängigen Entdeckern. Die Erstbeobachtung gelang Lewis Swift im Jahr 1859, welche er aber erst1885 veröffentlichte, so dass unabhängig hiervon dieses Objekt 1861 von Ernst Wilhelm Leberecht Tempel, danach im Jahr 1868 von Friedrich August Theodor Winnecke und von Eugen Block im Jahr 1879 gefunden und beschrieben wurde.

NGC 1365 gehört zum Galaxienhaufen im Fornax, welcher an der Sternbildgrenze zum Eridanus liegt. Sie ist eine sehr ausgeprägte, große Balkenspiralgalaxie mit einem Durchmesser von 300.000 x 160.000 Lichtjahren. Bei einer Entfernung von 60 Millionen Lichtjahren entspricht das einer Winkelausdehnung von 11´ x 6,6´; allein der Balken, an dem die Spiralarme ansetzen, ist 45.000 Lichtjahre lang. NGC 1365 erreicht bei einer visuellen Helligkeit von 9^m5 noch eine Flächenhelligkeit von 13^m9. Diese Typ2-Seyfertgalaxie dreht sich auf der Position RA 03^h33^m36^s / Dec -36°08´28“ im Uhrzeigersinn in 350 Millionen Jahren einmal um ihren Mittelpunkt. Besondere Aufmerksamkeit gilt der komplexen Bewegung der interstellaren Materie in der Galaxie. Der gewaltige Balken verursacht Störungen im Gravitationsfeld der Galaxie, wodurch in bestimmten Bereichen Gas komprimiert und somit die Geburt neuer Sterne angeregt wird. In den Spiralarmen sind unzählige junge Sternhaufen zu erkennen mit Hunderten oder Tausenden junger und heller Sterne, die alle innerhalb der letzten zehn Millionen Jahre entstanden sind. Am 24. November 1826 entdeckte der schottische Astronom James Dunlop dieses schöne Himmelsobjekt.

NGC 1398 befindet sich im nordwestlichen Bereich des Sternbildes auf der Position RA 3^h38^m52^s / Dec -26°20´16“. Diese Balkenspiralgalaxie des Typs SBab hat eine visuelle Helligkeit von 9^m8 bei einer Winkelausdehnung von 7,1´x 5,4´ und eine Flächenhelligkeit von 13^m6. Bei einer Entfernung von 65 Millionen Lichtjahren entspricht dies einem Durchmesser von 135.000 Lichtjahren. Ihre inneren Spiralarme sind so eng aufgewickelt, dass sie scheinbar einen Ring bilden, an dem sich sehr weit geöffnete Spiralarmfortsätze anschließen. Entdeckt wurde sie von dem deutschen Astronomen Friedrich August Theodor Winnecke aus Karlsruhe bei der Suche nach Kometen am 04. Dezember des Jahres 1868. Obwohl sie im Sternbild Fornax steht, gehört sie doch zum Eridanus-Galaxienhaufen.

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

• Was Sternbilder erzählen                            G. Cornelius
• Sternbilder von A – Z                                      A. Rükl / J. Ostmeyer
• Bodes Sternatlas 1782                                  J. E. Bode / J. Flamsteed
• Dtv-Atlas zur Astronomie                            J. Herrmann / H. &R. Bukor
• Die großen Sternbilder                                   I. Ridpath
• Internet z.B. Wikipedia                                   div. Autoren
• Internet z.B. Wikisky                                        div. Autoren

Quellenangaben der Abbildungen:

• Bild 01: Ausschnitt einer Abbildung aus J. E. Bodes Uranographia
• Bild 02: https://artedea.net/fornax-römische-göttin-des-brotbackens-und-der-ofen/
• Bild 03: Foto ESO Digized Sky Survey 2
• Bild 04: Foto NASA/ESA HST S. Larsen
• Bild 05: Ausschnitt aus:https://members.pcug.org.au/~stevec/ngc1097_STL11K_RC.htm
• Bild 06: Foto 2,2m-Teleskop MPG/ESO La Silla
• Bild 07: Mount_Lemmon_SkyCenter_Schulman_Telescope courtesy_Adam_Block
• Bild 08: Foto Danish 1,5m-Teleskop La Silla Observatorium
• Bild 09:  Foto 81cm-Spiegelteleskop Mount Lemmon Observatorium
• Bild 10:  IAU Constellations

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.