Die Jugendgruppe der Astronomischen Vereinigung Bodensee e.V. wird am 17. Mai 2023 im Rahmen ihrer Deutschlandtour einen besonderen Beobachtungsabend mit ihrem selbst entwickelten und mehrfach preisgekrönten 16” Teleskopsystem RAMOTS an der Sternwarte Lübeck anbieten!
RAMOTS steht für „realtime automatic moving object tracking system“. Dabei handelt es sich um ein großes Teleskop (400/1800mm), welches auf einen Anhänger montiert ist.
Das Teleskop wurde von Schülern im Alter zwischen 10 und 20 Jahren über mehr als zwei Jahre entwickelt und gebaut und kann mittels eines Joysticks und Arduino-Mikrocomputern gesteuert werden. Dadurch ist es möglich, Fotos und Videoaufnahmen von sich schnell bewegenden Objekten, wie Flugzeugen und der ISS, anzufertigen.
Mit dem RAMOTS können die einzelnen Module der ISS klar aufgelöst werden. Bildrechte: Astronomische Vereinigung Bodensee e.V.
Nach Besuchen bei der ESA und anderen astronomischen Einrichtungen, freuen wir uns sehr, dass die Teleskop-Teens-Truppe das von Alexander Gerst signierte Instrument nun auch in Lübeck live präsentieren wird.
Alexander Gerst signiert das RAMOTS. Bildrechte: Astronomische Vereinigung Bodensee e.V.
Bereits am Nachmittag ab circa 16:30 wird es die Möglichkeit geben, mit dem RAMOTS Flugzeuge zu filmen und die Natur zu beobachten.
Um 20 Uhr gibt es einen 45 minütigen Fachvortrag über die Entwicklung des RAMOTS.
Anschließend werden wir Satelliten und, je nach Wetterlage und Überflugszeit, die ISS live filmen können.
Wie auch bei den Angeboten der Sternwarte Lübeck, dürfen die Gäste das Teleskop selbst steuern und die Möglichkeiten des Systems ausprobieren und erfahren!
Der Oktant ist ein nautisches Gerät zur Messung von Winkeln. Sein Name bezieht sich auf den Umfang der angebrachten Skala von 45° (lat. octans = achter Teil/einem Achtel-Kreis). Der Messumfang beträgt aber wegen der Spiegelung im Strahlengang das Doppelte (nämlich 90°). Entsprechend ist die Skala eingeteilt. Über zwei Spiegel, von denen einer beweglich ist, können die Bilder zweier Objekte nebeneinander platziert und so der Abstand zwischen den beiden bestimmt werden. In der Seefahrt konnte auf diese Art und Weise in Verbindung mit einer präzisen Uhr die Höhe der Sonne zur Mittagszeit bestimmt werden; daraus lässt sich der Breitengrad ermitteln, auf dem man sich befindet. Solche Spiegeloktanten ermöglichten also Messungen in einer für die damalige Zeit sensationellen Geschwindigkeit und Genauigkeit. Ende des 18. Jahrhunderts wurde er durch den moderneren Sextanten ersetzt, der auch größere Winkelabstände als 90° messen konnte.
Der Oktant wurde vom englischen Astronomen und Mathematiker John Hadley zusammen mit seinen Brüdern George (1685–1768) und Henry (* 1687) entwickelt und 1731 der Royal Society in London vorgestellt. Zuerst als Hadley-Quadrant bezeichnet, wurde er zum Vorläufer der moderneren Sextanten. Der Messfehler war bei diesen frühen Geräten recht groß, sodass die Position oft nur sehr ungenau bestimmt werden konnte. Oft betrug die Abweichung mehrere Kilometer. Bei den ersten Modellen kam erschwerend dazu, dass sich das Holz im nassen Meeresklima verziehen konnte. Die Probleme bei der Positionsbestimmung in der Ära der Segelschiffe mit diesem Gerät lässt sich sehr gut nachvollziehen, ebenso wie die Technik dahinter. Die ursprünglich rund 50 cm großen Holzinstrumente konnten durch Nutzung von Messing auf ein handlicheres Maß verkleinert werden.
Es ist übrigens noch gar nicht so lange her, dass die alleinige Methode der Ortsbestimmung auf hoher See die Ermittlung der Höhe eines Gestirns über dem Horizont war bzw. die Abstände der Gestirne untereinander. Da der Oktant nur Winkel bis zu 90° messen kann − also bei der Längenbestimmung durch die sog. Monddistanzen nur eingeschränkt brauchbar war − wurde er im späten 18. und frühen 19. Jahrhundert durch den Sextanten verdrängt.
Nach wie vor sind diese Methoden neben GPS, also satellitengestützten Systemen, in der Seefahrt im Einsatz.
Und so funktioniert der Oktant
Der bewegliche Arm (die Alhidade) wird auf 0° gestellt, anschließend wird durch das Peilloch der Horizont anvisiert. Er muss zweimal sichtbar sein – das untere Glas ist nur zur Hälfte verspiegelt, sodass man auf der linken Seite geradeaus sieht und rechts daneben das Bild des oberen Spiegels sieht. Dann wird die Alhidade und mit ihr der zweite Spiegel so verstellt, dass man das Bild des Sterns, dessen Höhe man messen will, auf einer Höhe mit dem Horizont sieht. Für die Bestimmung der Sonnenhöhe gibt es einschwenkbare Filter, um das Licht zu dämpfen und den kurzzeitigen Blick in die Sonne zu ermöglichen, ohne gleich Augenschäden davonzutragen.
Darum beherzigen und beachten Sie folgende Warnung:
„Nehmen Sie niemals die Sonne ohne eingeschwenkte Filter ins Besteck, um keine Augenschäden zu riskieren!“
Auf der Gradskala am unteren Ende des Sextanten können Sie dann die Höhe des Gestirns über dem Horizont ablesen.
Bild 01: Oktant aus Metall mit Nonius und Feineinstellung
2 Das Sternbild
Octans Genitiv: Octantis Abk.: Oct dt.: Oktant
Auch das Sternbild Oktant wurde als eines von 14 Sternbildern in den Jahren 1751 / 1752 von dem französischen AstronomenNicolas Louis de Lacaille eingeführt. Es soll an den Oktanten erinnern, ein Instrument, das von den Seefahrern seiner Zeit zur Positionsbestimmung und zur Messung von Winkelabständen genutzt wurde und noch bis weit ins 19. Jahrhundert in der Navigation zur Bestimmung der geografischen Breite in Gebrauch war. Auf Johann Elert Bode´s Uranographia von 1801 erschien de Lacailles neues Sternbild unter dem Namen „Octans Nautica“.
Bild 02: Oktant in J. E. Bode´s Uranographia von 1801
Der Oktant ist das südlichste Sternbild schlechthin, denn der Himmelssüdpol liegt in seinen Grenzen. Leider gibt es hier keinen hellen Stern, der analog zum Polaris in der Kleinen Bärin diesen wichtigen Punkt markieren könnte. Der nächstgelegene, heute ca. 1° vom südlichen Himmelspol entfernte und mit bloßem Auge sichtbare Stern ist der nur 5m45 helle σ Octantis, der neuerdings auch Polaris Australis genannt wird.
Dies ist aber, dank der Erdachsenpräzession, nur eine vorübergehende Rolle, denn der Pol verlagert sich in ca. 27.000 Jahren einmal rundum auf einer angenäherten Kreisbahn, deren Mittelpunkt der Ekliptikpol bildet. Im Jahr 1870 stand Sigma Octantis dem Himmelssüdpol am nächsten. Den hellsten Polastern werden die Bewohner der Südhalbkugel zwischen den Jahren 5000 und 11.000 haben. Dann wandert der Pol nämlich durch die Sternbilder Carina und Vela. Somit wird in den Jahren 8000 bis 9000 das „Falsche Kreuz“ ein sehr markanter Wegweiser zum Himmelssüdpol sein.
Einen Anhaltspunkt für die Position des Himmelspols erhält man, wenn man die geographische Breite seines Beobachtungsstandortes kennt. Der Pol steht so viele Grad über dem Horizont, wie es der Gradzahl des Breitenkreises des Beobachtungsstandortes entspricht. Dies gilt sowohl für den Himmelssüdpol als auch für den -nordpol.
Eine weitere grobe Aufsuchhilfe ist das Sternbild Dorado (Schwertfisch). Verlängert man den Bogen der Hauptsterne links an der GMW vorbei nach Süden, trifft man auf den Himmelssüdpol, der sich dann vor den figurbildenden Sternen des Oktanten befindet.
Zudem bildet der südliche Himmelspol mit den beiden Magellan´schen Wolken ein angenähertes gleichseitiges Dreieck.
Da dieses Sternbild mit seinen Grenzen den Himmelssüdpol umschließt, erstreckt es sich in Rektaszension von 0h00m00s bis 24h00m00s, also um einen Punkt, aber in Deklination reicht es von diesem Punkt, also von -90°00´00“, bis hinauf auf -74°18´14“ und beinhaltet dabei 291 Quadratgrad. Somit ist dieses Sternbild erst ab dem Äquator vollständig sichtbar.
Seine Nachbarsternbilder sind Inder, Pfau, Paradiesvogel, Chamäleon, Tafelberg, Kleine Wasserschlange und Tukan.
Meteorströme sind aus dieser Region keine bekannt.
2.1 Die Sterne
ν Oct ist mit 3m76 der hellste Stern im Sternbild Oktant. Es handelt sich um einen spektroskopischen Doppelstern mit einer Periode von 2,9 Jahren. Die Hauptkomponente ist ein orange leuchtender Unterriese der Spektralklasse K0III mit einer Oberflächentemperatur von 4860 K in rund 70 Lichtjahren Entfernung. Seine Position ist α 21h41m28,8s / δ -77°23´24,2“. Dieser Stern hat seinen Kernwasserstoff verbraucht und sich ausgedehnt. Der sekundäre Stern ist wahrscheinlich ein roter Zwerg von sehr geringer Masse. Im Jahr 2009 wurde angenommen, dass das System einen Exoplaneten enthält, was auf Störungen in der Orbitalperiode basiert. Eine prograde Lösung wurde schnell ausgeschlossen, aber eine retrograde Lösung bleibt eine Möglichkeit. Allerdings könnten die Variationen auch darauf zurückzuführen sein, dass der sekundäre Stern selbst ein enger Doppelstern ist. Die Bildung eines Planeten in einem solchen System wäre aufgrund von dynamischen Störungen nämlich schwierig.
β Oct ist 140 Lichtjahre entfernt. Es handelt sich um einen 4m13 weiß leuchtenden Stern der Spektralklasse A9 IV mit einer Oberflächentemperatur von 8000 K auf der Position α 22h46m03,5s / δ -81°22´53,8“. Beta Octantis ist ein wahrscheinliches astrometrisch binäres Sternensystem und liegt etwa 149 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Es bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von +19 km / s von der Sonne weg.
δ Oct steht auf der Position α 14h26m55,2s / δ -83°40´04,4“, ist ein 4m31 heller orange leuchtender Stern der Spektralklasse K2III mit einer Oberflächentemperatur von 4300 K. Er ist schon 4,3 Milliarden Jahre alt, also fast so alt wie unsere Sonne und ist von ihr 299 Lichtjahre entfernt.
θ Oct ist ein 4m78 heller, orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K3III mit einer Oberflächentemperatur von 4200 K auf der Position α 00h01m35,7s / δ -77°03´56,6“ in einer Distanz zu uns von 217 Lichtjahren.
σ Oct steht dem Himmelssüdpol von den mit bloßem Auge sichtbaren Sternen am nächsten. Als Aufsuchhilfe ist Sigma Octantis jedoch nicht besonders geeignet, weil er mit nur 5m45 viel zu unauffällig und heutzutage nur unter sehr guten Bedingungen direkt zu sehen ist. Trotzdem wird er auch Polaris Australis genannt. Er ist ein weißer Unterriese der Spektralklasse F0III in 270 Lichtjahren Entfernung.
γ1 Oct ist ein einzelner, gelb leuchtender Stern mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 5m1, was bedeutet, dass er gerade hell genug ist, um für das bloße Auge schwach sichtbar zu sein. Dabei befindet sich dieser Stern etwa 265 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Es bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von +15,4 km / s von der Sonne weg. γ1Octantis ist ein roter, weiterentwickelter G-Typ-Riesenstern mit einer Sternklassifikation von G7 III und einer Photosphärentemperatur von 5150 K. Er erzeugt seine Energie durch Heliumfusion in seinem Kern. Der Stern hat eine geschätzte 1,81fache Sonnenmasse und hat sich auf den 11fachen Sonnenradius ausgedehnt.
α Oct ist, obwohl er von Johann Bayer in seinem Sternatlas Uranometria als „Alpha“ Stern bezeichnet wird, nicht der hellste Stern im Sternbild – dieser Titel gehört Nü Octantis. Alpha steht auf der Position α 21h04m43,1s / δ -77°01´25,6“, hat eine visuell scheinbare Gesamtgröße von 5m15 und ist ein spektroskopischer Doppelstern, der aus zwei Riesensternen der Spektraltypen F4III und F5III mit Photosphärentemperaturen um 6300 K besteht. Diese umkreisen sich mit einer Periode von etwas mehr als 9 Tagen. Das Paar wurde als bedeckungsveränderliches Doppelsternsystem vom Typ Beta Lyrae klassifiziert. Es ist eine helle Röntgenquelle mit einer Leuchtkraft von 22,78 × 1029 erg s-1 und steht in einer Raumtiefe von 148 Lichtjahren.
2.2 Deep Sky Objekte
NGC 2573 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc auf der Position RA 01h41m53,2s / Dec -89°20´03“. Sie ist nur 13m4 hell und hat eine Winkelausdehnung von 1,9´ x 0,7´ bei einer Entfernung von 128,2 Millionen Lichtjahren. Sie wird auch Polarissima Australis genannt und wurde am 29. März 1837 vom britischen Astronomen John Herschel entdeckt. Er notierte: „Neb Polarissima Australis. Schwach, rund, allmählich ein wenig heller in der Mitte. Fast auf halbem Weg zwischen einem Stern der 10. Größe südlich davon und einem kleinen Dreieck der Sterne 11., 13. und 13. Magnitude im Norden.“ Diese Galaxie zeigt sich als kleiner Lichtfleck mit geringer Oberflächenhelligkeit, der von Ost nach West leicht gestreckt ist.
NGC 2573A und NGC 2573B/PGC 70533 sind ein wechselwirkendes oder sogar kollidierendes Galaxienpaar auf der Position RA 23h07m32.6s / Dec -89°07’00 „. Sie bringen ein gemeinsames Licht von nur 14m6 bei einer Winkelausdehnung von 1,7 ‚x 0,6´. NGC 2573A und NGC 2573B sind keine echten NGC-Objekte, sondern im Volksmund so genannt, weil sie im allgemeinen Bereich von NGC 2573 liegen. PGC70680 ist 115 Millionen Lichtjahre von uns entfernt und hat einen wahren Durchmesser von 70.000 Lichtjahren. Sie ist vom Hubble-Typ eine SBb und zeigt sich als ein länglicher Nebelfleck in Nord-Südrichtung. PGC70533 ist eine Galaxie vom Typ IBm pec fast in Kantenstellung und somit auch nur ein kleiner, dünner Lichtstreifen mit einer Ausrichtung quer zu PGC 70680. Bei fast gleicher Raumtiefe hat diese Galaxie einen wahren Durchmesser von 50.000 Lichtjahren.
NBGC 6438 / PGC 61793 und NGC 6438A bilden ein interagierendes Galaxienpaar, das im Okular einen sehr ungewöhnlichen Anblick bietet. John Herschel entdeckte es am 2. Juni 1835. Es befindet sich auf der Position RA 18h22m15,9s / Dec -85°24´06“. Sie erscheinen als ein kleines, rundes, mit 11m7 mäßig helles Leuchten mit einem schwachen, diffusen, länglichen, bogenförmigen Glühen an seiner östlichen Seite. Zusammen haben sie eine Winkelausdehnung von 1,6´x 1,4´. Das runde Gebilde ist NGC 6438; das schwache bogenförmige Leuchten kommt von NGC 6438A. In der Galaxie NGC 6438 ist ein Nukleus zu sehen und mit indirektem Sehen leicht zur Mitte aufhellt. Das bogenförmige Leuchten von NGC 6438A ist bei Einsatz spezieller Filter sichtbar. Es tritt dort auf, wo NGC 6438A mit ihrem Begleiter kollidiert.
Bild 03: Galaxienpaar NGC 6438 und NGC 6438A
NGC 7098 ist eine mit 11m3 leuchtende Galaxie vom Hubble-Typ (R)SAB(rs)a auf der Position RA 21h44m16.4s / Dec -75°06’43”. Sie hat eine Winkelausdehnung von 4.1’ x 2.6’. John Herschel entdeckte NGC 7098 am 22. September 1835. Er notierte: „pF; R; erstes vg, das psbM; in einem Feld mit vielen großen Sternen und stark gepunktet.“ Diese Galaxie zeigt sich als ziemlich schwach leuchtend, hat einen breiteren helleren Kern, der leicht balkenförmig erscheint. Ein indirektes Sehen zeigt einen sehr schwachen äußeren Halo mit leicht ungleichmäßiger Helligkeit. In der gleichen Richtung liegen mehrere Hintergrundgalaxien, die aber nur den Großteleskopen oder Fotografien zugänglich sind.
Die „Reise zu den Sternen“ und „Das Sonnensystem“ entführen die Zuhörer ab 6 Jahren für jeweils 30 Minuten in weit entfernte Galaxien. Beginn der Vorträge ist um 18:30 Uhr und um 19:15 Uhr.
Der Vortrag „Faszination Universum“, der um 20:00 Uhr startet, richtet sich an Erwachsene und Kinder ab 12 Jahre.
Im Anschluss gibt es die Chance bei wolkenlosem Himmel auf der Dachterrasse im 5. Stock mit dem Fernrohr in ferne Galaxien zu schauen.
Veranstaltungsort ist die Lübecker Zentralbibliothek in der Hundestraße 5-17.
Insbesondere für jüngere Sternenfans ist dies noch einmal eine Gelegenheit in die Tiefen des Alls einzutauchen, denn die nächsten Sternenabende für Kinder an der Sternwarte Lübeck werden erst mit dem Herbst/ Winter Programm 2023/24 wieder starten.
Was die Symplegaden in antiker Vorzeit nicht geschafft haben, ist vom französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille 1752 bei seiner Kartographierung des Südhimmels erreicht worden – die Zerlegung der Argo Navis in mehrere ihrer Hauptbestandteile. Noch im 2. Jahrhundert unserer Zeit benannte Claudius Ptolemäus einzelne Sterne dieses großen südlichen Sternbildes nach Details der Argo, so unter anderem ein Grüppchen oberhalb der Segel als „Malus“, den Mast. Als nordwestlichstes Teil wurde dieser obere Mast samt Mastkorb zum heutigen Sternbild Pyxis Nautica, dem Schiffskompass. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen Ausrüstungsgegenstand der Argo sondern um eines der neun wissenschaftlichen Geräte, die Lacaille mit der 1756 veröffentlichten „Planisphere des Etoiles Australes“ am Himmel verewigt hat. Bei der bildlichen Darstellung orientierte man sich am Aussehen der zur damaligen Zeit gebräuchlichen „Schiffsbüchsen“, lateinisch Pyxis Nautica, wie sie von den seefahrenden Navigatoren zur Tarnung genannt wurden. Die antiken Griechen, hier die mythischen Helden, kannten den Magnetkompass noch nicht. Sie navigierten noch überwiegend rein nautisch nach dem Stand der Gestirne einschließlich der Sonne. Hierbei wurde auch der Mast bzw. Mastkorb als Hilfsmittel mit einbezogen. Somit landete der „moderne“ Kompass an dieser exponierten Stelle. Johann Ehlert Bode fügte in seine Uranographia in das gleiche Areal noch die damals sehr wichtigen Geräte Log und Leine als Sternbild „Lochium Funis“ mit ein, die aber spätestens 1930 der Neuordnung durch die IAU zum Opfer fielen.
Zu den Ursprüngen des Kompasses habe ich sinngemäß nachfolgendes gefunden:
Die Erkenntnis, dass sich längliche, stiftartige Splitter von Magneteisenstein in Flüssigkeit schwimmend in die Nord-Süd-Richtung drehen, war in Europa seit der späten griechischen Antikeund in China seit der Zeit der Streitenden Reiche, zwischen 475 v. Chr. und 221 v. Chr. bekannt. Ob überhaupt und wenn ja in wie weit diese Erkenntnis schon zur Navigation genutzt wurde, ist nicht belegt. Die seriösen Studien zum Ursprung des Kompasses von Julius Klaproth und L. de Saussure führen zu dem Ergebnis, dass die chinesischen Navigatoren den nassen Kompass bereits um die Jahrtausendwende kannten. Die Chinesen benutzten seit dem 11. Jahrhundert eine schwimmende, nasse Kompassnadel, die Südweiser genannt wurde. Tatsächlich zeigt der chinesische Kompass nicht nach Norden, sondern nach Süden. Im Laufe der Zeit entwickelten sich daraus spezielle Kompassformen mit einer Einteilung in 24, 32, 48 oder 64 Striche bzw. Himmelsrichtungen. Ende des 11. Jahrhunderts empfahl Shen Kuo (1031–1095) in seinem Hauptwerk einen Kompass mit Einteilung in 24 Richtungen; kurz nach seinem Tod waren solche Kompasse tatsächlich im Gebrauch.
Die Matrosen des östlichen Mittelmeeres haben spätestens zur Zeit der Kreuzzüge vom nassen Kompass erfahren und ihn optimiert. Da er seinem Besitzer jedoch einerseits große Vorteile gegenüber der Konkurrenz brachte, andererseits aber scheinbar mit verbotenen magischen Kräften funktionierte, wurde dieses Wissen möglichst geheim gehalten. Als Pyxis (alt-/neugriechisch: πυξίς, pyxís) bezeichnet man unter anderem eine elfenbeinerne, metallene, hölzerne oder steinerne Büchse zur Aufbewahrung von Schmuckstücken oder anderen wertvollen Kleinutensilien. Dieser Begriff wurde auch zur Tarnung der Kompasse verwendet.
In Europa beschrieb der englische Gelehrte Alexander Neckam 1187 den nassen Kompass als eine magnetisierte schwimmende Nadel, die unter Seeleuten in Gebrauch war. Auch in einer kirchenkritischen Schrift des französischen Mönches Hugues de Bercy wurde die schwimmende Magnetnadel um 1190 erwähnt.
Auf der Arabischen Halbinsel wurde der Kompass nicht erfunden, da die arabischen Seeleute um die Jahrtausendwende über gute astronomische Kenntnisse verfügten und dank der gleichmäßigen Winde in ihrer Weltregion gut navigieren konnten. Im arabischen Raum lässt sich der nasse Kompass erst etwa einhundert Jahre nach Alexander Neckams Erwähnung nachweisen. Die erste schriftliche Erwähnung einer trocken, auf einem Stift spielenden Magnetnadel findet sich im Epistola de magnete von 1269, geschrieben von Petrus Peregrinus de Maricourt, womit der noch heute benutzte trockene Kompass erfunden war.
Der Kompass vom italienischen compasso „Zirkel, Magnetnadel“ abgeleitet, ist ein Instrument zur Bestimmung einer fest vorgegebenen Richtung, z. B. Himmelsrichtung, Navigations-Kurs, Peilrichtung. Ursprünglich ergänzte der Kompass in der Schifffahrt andere Methoden der Navigation, zum Beispiel anhand von Sonne, Sternen und Landmarken, Strömungen, Wellengang und Wassertiefe. Die älteste Ausführung des Kompasses ist die Kimme, die das Anpeilen des Polarsterns bei klarer Nacht erlaubt.
Das klassische Gerät ist der Magnetkompass, der anhand des Erdmagnetfeldes die Bestimmung der magnetischenNordrichtung und daraus aller anderen Himmelsrichtungen erlaubt. Andere Ausführungen sind elektronische Kompasse auf Basis von Hall-Sensoren oder Fluxgate-Magnetometern; mit Letzteren kann der Betrag und die Richtung des Erdmagnetfeldes auf ein 1/100.000 des Absolutwerts genau bestimmt werden. Ganz ohne Ausnutzung des Erdmagnetfeldes arbeiten Kreiselkompasse, deren Wirkungsweise auf der Erdrotation beruht. Die Richtungsmessung erfolgt bezüglich der geografischen Nord-Süd-Richtung anstatt zu den Magnetpolen, die von diesen rund 2000 Kilometer abweichen. Es gibt auch Kreiselinstrumente ohne Richtungsbezug (freie Kreisel wie den Kurskreisel), die allerdings periodisch nachgestellt werden müssen. Ebenfalls ohne Magnetfeld kommen Sonnenkompasse aus. Ein Kompass mit Peilvorrichtung wird auch Bussole genannt. Meist wird dieser Begriff in der Vermessungstechnik für Präzisions-Peilkompasse verwendet, vor allem in Österreich und Italien wird aber auch der einfache Wander– oder Marschkompass so genannt.
Bild 05: Wanderkompass mit ölgedämpfter Nadel
Der Kompass wurde ständig in Funktion und Anwendungsmöglichkeit weiterentwickelt und ist aus der heutigen Wissenschaft und Wirtschaft nicht mehr wegzudenken. Auch nur annähernd dies hier aufzählen zu wollen würde den Sinn und Rahmen dieses Kapitels sprengen.
2 Das Sternbild
Pyxis Genitiv: Pyxidis Abk.: Pyx dt.: Kompass
Das Sternbild Pyxis befindet sich südlich der Wasserschlange und breitet sich in RA von 8h26m43s bis 9h27m37s aus und reicht in Dec von -37°17´31“ bis auf -17°24´41“. Hierbei bedeckt es eine Fläche von 221 Quadratgrad und ist ab 63° nördlicher Breite südwärts sichtbar. Die Nachbarsternbilder sind im Sinne des Sonnenlaufs Hydra, Puppis, Vela und Antlia. Das Sternbild kulminiert Anfang Februar um Mitternacht.
2.1 Die Sterne
α Pyx ist ein 3m68 heller blauweißer Riesenstern der Spektralklasse B2III. Er hat mehr als 10 Sonnenmassen und eine 10.000fache Leuchtkraft bei einer Oberflächentemperatur von 24.300 K. Sein Licht kommt von der Position α 08h43m35,5s / δ -33°11´10,9“ und aus einer Entfernung von rund 845 Lichtjahren. Solche Sterne enden für gewöhnlich in einer Supernova. Er markiert im Sternbild den Drehpunkt der Kompassnadel.
β Pyx ist ein Doppelstern auf der Position α 08h40m06,1s / δ -35°18´30“, wobei ein 3m95 heller, gelber Überriese der Spektralklasse G7Ib-II von einem nur 12m5 lichtschwachen Stern im Abstand von 12,6“ auf dem Positionswinkel 118° begleitet wird. Sein Licht kommt von einer 5600 K heißen Sternoberfläche über eine Distanz von 420 Lichtjahren zu uns und markiert im Sternbild das kürzere südliche Ende der Kompassnadel.
γ Pyx hat eine Helligkeit von 4m03 die von der 4270 K heißen Oberfläche eines orange leuchtenden Riesenstern der Spektralklasse K3III über 209 Lichtjahre Distanz zu uns kommt. Seine Position ist α 08h50m31,9s / δ -27°42´35,4“ und markiert die Spitze der Kompassnadel.
T Pyx ist eine im Minimum 12m0 lichtschwache, rekurrierende (wiederkehrende) Nova in einer Entfernung von 3260 Lichtjahren. In den Jahren 1890, 1902, 1920, 1944 und 1966 erfolgten Helligkeitsausbrüche bis auf 6,5 mag. Am 14. April 2011 wurde der Beginn eines neuen Ausbruches entdeckt auf der Position α 09h04m41s / δ -32°22´47“.
Bei dem System handelt es sich um einen Doppelstern bestehend aus einem weißen Zwerg und einem nahen stellaren Begleiter. Bedingt durch die Nähe fällt Material vom Begleiter auf die Oberfläche des weißen Zwergs. Wird durch den ansteigenden Druck und die Temperatur der nukleare Brennpunkt von Wasserstoff erreicht, gibt es einen Nova-Ausbruch. Der weiße Zwerg selbst bleibt dabei unversehrt und das Material vom Begleiter sammelt sich erneut auf seiner Oberfläche an, was dann nach einigen Jahren zu einem erneuten Ausbruch führt.
Der Namensteil „T“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne (s. POLARIS 101) und besagt, dass T Pyxidis der dritte veränderliche Stern ist, der im Sternbild Schiffskompass (lateinisch Pyxis) entdeckt wurde.
2.2 Deep Sky Objekte
NGC 2613 ist eine Spiralgalaxie vom Typ SAB(rs)cd und liegt auf der Position RA 08h33m22,8s / Dec -22°58´25,2“. Die Galaxie hat eine Winkelausdehnung von 7,2′ × 1,8′, eine scheinbare Helligkeit von 10m4 und eine Flächenhelligkeit von 12m6; sie wurde am 20. November 1784 von Wilhelm Herschel entdeckt.
NGC 2627 ist ein 8m4 heller offener Sternhaufen auf der Position RA 08h37m15s / Dec -29°57´01“. Zum Haufen gehören 40 Sterne. Trümpler klassifizierte ihn als Typ III2m. Bei einer Entfernung zu unserer Milchstraße von 6.630 Lichtjahren erscheint er uns unter einer Winkelauflösung von 9 Bogenminuten. Der deutsch-britische Astronom William Herschel entdeckte diesen Sternhaufen am 3. März 1793.
NGC 2658 ist ein offener Sternhaufen im Sternbild Kompass und hat eine Winkelausdehnung von 10,0′ und eine scheinbare Helligkeit von 9,2 mag. Er wurde am 28. Mai 1826 von James Dunlop entdeckt. Seine Koordinaten für das Äquinoktium 2000.0 lauten RA 08h43m27,3s und Dec -32°39′22″. Er gehört zur Trümpler-Klassifikation II2m, hat eine ermittelte absolute Helligkeit von -2.33 mag und leuchtet aus einer Entfernung von 6.600 Lichtjahren. Von Lübeck aus ist NGC 2658 so gut wie nicht zu beobachten, da er so weit südlich liegt, dass er für dortige Beobachter niemals mehr als 3° über den Horizont steigen wird. Andere Bezeichnungen für dieses Objekt sind Mel 90 und Cr 195.
NGC 2818, ein planetarischer Nebel in der südwestlichen Ecke des Sternbildes nahe zur Grenze zum Segel auf der Position RA 09h16m06,1s / Dec -36°37´37“, hat eine Winkelausdehnung von 1,4 x 1,4 Bogenminuten und eine scheinbare Helligkeit von 8,2 mag. Er liegt 10.400 Lichtjahre tief im Raum. In gleicher Sichtlinie liegt ein offener Sternhaufen. NGC 2818 wurde am 28. Mai 1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt.
Bild 09: NGC 2818 planetarischer Nebel – Hubble Space Telescope
2.3 Sonstiges
Bild 10: Sternbild Pyxis (IAU in Zusammenarbeit mit Sky and Telescope)
Literaturhinweise
Die großen Sternbilder I. Ridpath
Was Sternbilder erzählen G. Cornelius
Sternbilder von A bis Z A. Rükl
Quellenangaben der Abbildungen
Bild 01: Ausschnitt aus der Uranographia von J.E.Bode 1801
Bild 03: Darstellung in einer Abschrift der Epistola de magnete aus 14. Jahrhundert, verfasst 1269 von Petrus Pellegrinus de Maricourt de.wikipedia.org/wiki/Petrus_Peregrinus_de_Maricourt gemeinfrei
Bild 04: Kompassrose mit 360 Graden und 6400 NATO mil Ed Stevenhagen, gemeinfrei Wikipedia.org
Bild 08: NGC2658 Image créée à l’aide du logiciel Aladin Sky Atlas du Centre de Données Astronomiques de Strasbourg et des données publiques en format FIT de DSS (Digitized Sky Survey), Donald Pelletier 11 Jan 2016 from Wikimedia Commons, the free media repository unter Creative Commons Lizenz CC BY-SA 4.0
Auch im Oktober zieht der Mond seine Bahnen durch die Planeten. Erwähnenswert sind hier die Begegnungen mit dem Saturn am 5.10., die Begegnung mit dem Jupiter am 8.10 sowie die Begegnung mit dem Mars am 15.10.
Vom 4.10. bis zum 19.10 ist der Merkur wieder am Morgenhimmel zu erspähen. Die beste Sichtbarkeit wird in den Tagen vom 10.10. bis zum 16.10. erreicht. Am 10.10. geht der Merkur kurz vor 6:00Uhr auf und wird noch bei einer Höhe von etwas mehr als 10° sichtbar sein. Bis zum 16.10. verspäten sich die Aufgänge nur um etwa 20min. Der Merkur geht im Osten kurz vor der Sonne auf.
Am Abendhimmel zeigen sich unsere großen Gasplaneten Jupiter uns Saturn und später auch unser Nachbarplanet Mars.
Der Abendhimmel am 15. Oktober 2022 um 22:30 Uhr mit Mond, Mars, Uranus, Jupiter und Saturn.
Meteorströme (Sternschnuppen)
In der Nacht vom 8. auf den 9.10 erreicht der Meteorstrom der Draconiden seinen Höhepunkt. Sein Radiant entspringt im Sternbild Drache am nordwestlichen Himmel. Die Fallrate des Stroms ist sehr unterschiedlich. Von einigen wenigen Sternschnuppen pro Stunde im niedrigen einstelligen Bereich bis zu 300 Sternschnuppen pro Stunde, wie zuletzt 2011, ist alles möglich. Überwiegend bleibt dieser Meteorstrom jedoch unscheinbar.
Ein weiterer Meterostrom hat am 21.10. sein Maximum. Es handelt sich um den Strom der Orioniden. Auch hier variiert die Fallrate, jedoch kann hier mit etwa 20 Meteoren pro Stunde gerechnete werden. Die Orioniden sind mit bis zu 65 km/s recht schnelle Objekte. Beim Ursprung des Stroms deutet alles auf den Halleyschen Kometen hin. Die beste Beobachtbarkeit ist von ca. Mitternacht bis ca. 5:00Uhr morgens. Der Radiant liegt etwas nordöstlich von Beteigeuze im Sternbild Orion.
Sonne
Das Highlight schlechthin im Oktober, bzw. im gesamten Jahr 2022 ist die von Deutschland aus sichtbare partielle Sonnenfinsternis am 25.10.
ACHTUNG!!! Schauen Sie niemals ohne geeigneten Augenschutz in die Sonne. Irreparable Augenschäden und Blindheit sind die Folgen!
Die Finsternis beginnt für den Standort Lübeck um 11:08Uhr und erreicht ihr Maximum um 12:10Uhr. Der Bedeckungsgrad beträgt dann 30,9%. Das Ende der Finsternis ist um 13:14Uhr erreicht.
Am Tag der Astronomie bieten Sternwarten, Planetarien, und Forschungsinstitute in ganz Deutschland zahlreiche Aktivitäten an, damit jeder und jede einmal den Sternhimmel live erleben kann.
Erleben Sie von 10:00 – 23:00 Uhr einen Tag Astronomie zum Anfassen in der neuen Sternwarte Lübeck!
Der Beobachtungsturm ist ab 10:00 bis zum Ende der Veranstalung geöffnet.
Außerdem stehen viele Teleskope und Modelle in unseren Räumen und auf dem Außengelände auch ebenerdig bereit.
Falls Sie überlegen, sich selber ein Teleskop anzuschaffen, können Sie sich von uns die verschiedenen Bauformen und ihre Vor- und Nachteile sowie Anwendungsgebiete erklären lassen.
Natürlich dürfen Sie alle unsere Teleskope nicht nur ansehen sondern auch benutzen!
Tagsüber unsere Instrumente für einen sicheren Blick auf unsere Sonne bereit.
Abends können wir – passend zum diesjährigen Thema „faszinierende Mondwelten“ – nicht nur unseren Mond, sondern auch Monde anderer Planeten unseres Sonnensystems beobachten. Wenn der Himmel klar ist!
Bitte denken Sie daran, dass es im Oktober schon recht kalt werden kann. Also Pullover und Jacken mitbringen.
Es erwarten Sie außerdem tagsüber viele Mitmachaktionen und ein buntes Programm an Kurzvorträgen für die ganze Familie.
Kinder haben Spaß beim Starten unserer Wasserrakete und einer Rallye mit kleinen Preisen.
Unser Space Café ist ab 10:00 Uhr geöffnet und verwöhnt Sie mit Softgetränken, Kaffee und Kuchen in den neuen Räumen der Sternwarte (solange der Vorrat reicht). Das Space Café ist auch Start und Ziel der Kinderralley.
Der Eintritt zur Veranstaltung ist frei und ohne Voranmeldung möglich, wir freuen uns über eine Spende.
Kurzvorträge
Uhrzeit
Thema
Zielgruppe
12 – 12:30
Das Weltall über Lübeck (O. Paulien)
alle
13 – 13:30
Wolkig bis Edelsteienregen – Welten auf einem fernen Planeten (A. Goerigk)
Jetzt, wenn im Herbst die Tage wieder kürzer und die Nächte länger werden, werden so einige unter uns von einer gewissen Schwermut heimgesucht.
Wir vom ASL e.V. (Arbeitskreis Sternfreunde Lübeck e.V.) hingegen fiebern den langen Nächten bereits entgegen und freuen uns, Sie in Lübecks neuer Sternwarte begrüßen zu dürfen. Lassen Sie sich von unserem am 23. September startenden Vortragsprogramm mitreißen.
Unser Vortragsprogramm richtet sich an alle Interessierte!
Wir freuen uns sehr, dass wir auch dieses Jahr, neben unseren Vereinsmitgliedern, wieder hochkarätige externe Gastredner für unser Vortragsprogramm gewinnen konnten.
Für Kinder zwischen 6 und 10 Jahren bieten wir auch dieses Jahr wieder die äußerst beliebte Reihe „Sternenabende für Kinder“ an.
Wollen Sie im Anschluss an unseren Vorträgen das Gehörte auch betrachten? Dann bleiben Sie einfach vor Ort und nehmen an unseren öffentlichen Beobachtungsabenden Teil!
Es stehen diverse Teleskope verschiedenster Bauart ebenerdig zur Verfügung. Wer den Aufstieg in Lübecks neue Sternwartenkuppel nicht scheut, darf selbstverständlich auch einen Blick durch die großen Hauptinstrumente der Sternwarte riskieren. Zudem haben wir den Schwung der neuen Örtlichkeiten aufgenommen und in weiteres modernes Equipment investiert. Via Video-Astronomie (auch EAA) können wir Ihnen die Schönheit des Universums auch in Farbe präsentieren und das fast in Fotoqualität.
Auch die Beobachtungsabende richten sich an alle Interessierte und können unabhängig vom Vortragsprogramm besucht werden. Bringen Sie auch gerne auch Ihre eigenen Teleskope und/oder jegliche Fragen rund um das Thema Astronomie mit. Wir stehen Ihnen mit Rat und Tat zur Seite.
Die Beobachtungsabende sind generell kostenlos, bei jedem der kann und mag freuen wir uns aber über eine kleine Spende. Preise und Termine für unser Vortragsprogramm entnehmen Sie bitte unserem Veranstaltungskalender.
Wir freuen uns darauf Sie bald & häufig begrüßen zu dürfen!
Das Sternbild Vela ist ein neuzeitliches Sternbild mit antiken Wurzeln. Es gehörte ursprünglich zu dem größten Sternbild des Südens, der Argo Navis oder dem Schiff der Argonauten. Hierzu gehörten auch die heutigen Sternbilder Carina = Schiffskiel, Puppis = Achterschiff und Pyxis = Schiffskompass. Der Schiffskompass liegt in einem Bereich, der früher als der Mast des Schiffes (Malus) mit dem Mastkorb angesehen wurde. Zu antiken Zeiten wurde auch vom Mastkorb aus die Navigation unterstützt.
Das Sternbild Argo Navis belegte am Himmel eine Fläche von mehr als 1670 Quadratgrad bei einer Ausdehnung in Rektaszension von 06h02m0s bis 11h20m37s und in Deklination von -75°41´02“ bis -11°15´08“. In der Antike war das Sternbild nur südlich des 32sten Breitengrades in seiner gesamten Größe zu beobachten, das entspricht der afrikanischen Mittelmeerküste, dem alten Palästina, dem antiken Mesopotamien sowie dem antiken Persien oberhalb des Persischen Golfs. Wäre dieses Sternbild noch heute anerkannt, wäre es größer als Hydra.
Argo Navis war griechischen Beobachtern seit langem bekannt, von denen angenommen wird, dass sie dieses Sternbild um 1000 v. Chr. aus der ägyptischen Mythologie und Sternkunde übernommen haben. Zum Beispiel identifizierte Plutarch Argo mit der ägyptischen Konstellation, die das „Boot des Osiris“ genannt wurde. Obwohl einige Wissenschaftler einen sumerischen Ursprung zum Gilgamesch-Epos theoretisierten, wird diese Hypothese abgelehnt, da es keine schriftlichen Beweise dafür gibt, dass die Sumerer oder andere mesopotamische Kulturen diese Sterne zu Konstellationen zusammengefasst haben. Einige Zeit später wurde die Konstellation speziell mit dem antiken griechischen Mythos von Iason und den Argonauten identifiziert.
Iason, Thronerbe von Iolkos, wird von seinem Großvater ausgesandt, das Goldene Vlies aus Kolchis von König Aietes zurück zu holen. Hierzu baut Iason mit Argos ein fünfzigruderiges Schiff, die Argo. Athene selbst fügt diesem Schiff ein sprechendes Holzstück aus der Eiche des Orakels von Dodona ein. Iason versammelt alle bedeutenden griechischen Helden um sich und besteht mit ihnen, den Argonauten, vielfältige Abenteuer. In Kolchis verweigert Aietes die Herausgabe des Goldenen Vlies und stellt Iason zur Bedingung mehrere unlösbare Aufgaben. Medeia, die Tochter des Aietes, die mit Zauberkünsten sehr vertraut ist, verliebt sich in Iason, hilft ihm scheinbar Unmögliches zu vollbringen und fährt mit ihm, nach dem Raub des Goldenen Vlieses und nach mehreren mit der Argo überstandenen Abenteuern, nach Iolkos.
Eigenartigerweise wurde das Schiff immer, selbst auf antiken Abbildungen ohne Bug und mit dem Heck voraus, in Richtung der Wanderung der Sterne über den Nachthimmel, dargestellt. Entweder ließen die alten Kartographen den Bug in einer Wolke oder zwischen den Symplegaden verschwinden. Schon ein Fragment des Arat, ein griechischer Historiker im dritten Jahrhundert lebend, beschrieb sein scheinbar rückwärtiges Fortschreiten entlang des Nachthimmels, „Sternforward Argo von dem Canis Major Schwanz gezogen wird, denn sie kein gewöhnlicher Kurs ist, aber rückwärts gedreht kommt sie … „. In seinem Almagest beschrieb Claudius Ptolemäus Argo Navis als den Teil der Milchstraße zwischen Canis Major und Centaurus besetzend; und er benannte einzelne Sterne nach solchen Details wie das „kleine Schild“, das „Steuerruder“ oder den „Masthalter“ und umfassend das „Sternornament“, das sich bis in das 19. Jahrhundert in kartographischen Darstellungen in himmlischen Atlanten fortsetzte. Die Sterne Miaplacidus und Canopus bildeten den Schiffsboden. Im Coelum Stellarum Christianum von Julius Schiller wurde es umgedeutet zur Arche Noah.
Bild 01: Sternbild Argo Navis nach J. Hevelius 1690Bild 02: Sternbild Argo im Jahr 1922
In der neueren Zeit wurde das Sternbild Argo Navis aufgrund seiner enormen Größe für wissenschaftliche Zwecke als unhandlich angesehen. Schon 1763 veröffentlichte der französische Astronom Nicolas Louis de Lacaille in seinem Coelum Australe Stelliferum, dass in Argo Navis mit dem bloßen Auge mehr als hundertsechzig Sterne deutlich sichtbar waren und löste die Konstellation auf. Er bezeichnete die neuen Abschnitte als „Argus in Carina“, „Argus in Puppi“ und „Argus in Velis“. Lacaille ersetzte die Bezeichnungen von Bayer durch neue, die den stellaren Größen näher kamen, benutzte jedoch nur eine einzige griechische Buchstabenfolge; Carina erhielt z. B. α, β und ε, Vela γ und δ, Puppis ζ und so weiter, wobei er Pyxis scheinbar vergessen oder sogar absichtlich außer Beachtung gelassen hat. Die endgültige Auflösung und Abschaffung von Argo Navis wurde von Sir John Herschel 1841 und 1844 vorgeschlagen, aber die alte Konstellation blieb parallel zu ihren von Lacaille eingeführten Bestandteilen bis ins 20. Jahrhundert im Gebrauch. Im Jahr 1922 erhielt sie zusammen mit den anderen Konstellationen eine dreibuchstabige Abkürzung: Arg. Als die IAU im Jahr 1930 die 88 modernen Konstellationen definierte und Carina, Puppis, Vela und Pyxis formell einführte, wurde die alte Konstellation Schiff Argo endgültig gestrichen. Somit ist das Schiff Argo das einzige Sternbild der 48 von Ptolemäus in seinem Almagest aufgelisteten Konstellationen, welches offiziell nicht mehr als zusammengehörig anerkannt ist.
In den POLARIS-Ausgaben 22 und 23 habe ich die Sternbilder Carina und Puppis entsprechend meinen damaligen noch recht bescheidenen Möglichkeiten beschrieben. Hier folgt nun der dritte Teil der alten Argo, die Segel. Die lateinische Bezeichnung „Vela“ steht für die Mehrzahl.
2 Das Sternbild
Vela Genitiv: Velorum Abk.: Vel dt.: Segel (die)
Dieses ausgedehnte Sternbild erstreckt sich nördlich von Carina am Südhimmel in RA von 08h03m27s bis 11h05m50s und in Dec von -57°10´28“ bis auf -37°09´36“ und hat dabei einen Flächeninhalt von 500 Quadratgrad. Es ist vom südlichen Mitteleuropa und Südeuropa lediglich der nördliche Teil dieses Sternbildes sichtbar. Erst ab 33° nördlicher Breite südwärts ist es vollständig zu sehen. Seine Nachbarsternbilder sind von Nord im Uhrzeigersinn Luftpumpe, Schiffskompass, Achterdeck, Schiffskiel und Zentaur. Durch das Sternbild zieht sich das sternreiche Band der Milchstraße. Daher findet man in den Segeln mehrere offene Sternhaufen, einen Kugelsternhaufen und einen Planetarischen Nebel. Vier seiner Sterne sind auffallend hell. Die Sterne δ und κ Velorum zusammen mit ι und ε Carinae werden manchmal mit dem Kreuz des Südens verwechselt. Diese Sterngruppe wird daher auch als „Falsches Kreuz des Südens“ bezeichnet. Das falsche Kreuz ist größer und der rechte Balkenstern hängt, während er beim echten Kreuz hoch steht.
Aus der Sternbildregion Vela-Puppis ist der vom 1. bis 15. Dezember auftretende Meteorstrom der Puppiden-Veliden mit einem Maximum um den 7. Dezember bekannt. Der Radiant liegt bei RA 08:12 / Dec -45°. Die Zenithal-Hourly-Rate liegt bei 10 und die Geschwindigkeit bei 40 km/s.
Bild 03: Das Sternbild Vela – Segel
2.1 Die Sterne
γ Vel ist mit einer Gesamthelligkeit von 1m8 der hellste Stern in den Segeln mit dem Eigennamen Sulhail al Muhlif. Er ist ein etwa 1000 Lichtjahre entferntes Mehrfachsystem auf der Position α 08h09m30s / δ -47°20´. Die Komponenten A (auch γ2Velorum) und B (auch γ1Velorum) sind bei einem Winkelabstand von 41,2“ schon im Feldstecher leicht zu trennen. A ist seinerseits ein enger Doppelstern, der den hellsten bekannten „Wolf-Rayet-Stern“ enthält. Dieser hier ist ein 30.000 K heißer Riese mit 15tausendfacher Sonnenleuchtkraft, einer sehr schnell expandierenden Gashülle und einer Umlaufperiode von 78 ½ Tagen. Eine weitere Komponente mit der Bezeichnung P wurde durch Beobachtungen im Infraroten mittels adaptiver Optik in einem Abstand von 4,7″ bei einem Positionswinkel von 13° entdeckt. Sie ist wahrscheinlich ein physischer Begleiter und ihre Daten passen zu einem K4-Stern leicht oberhalb der Hauptreihe. Die Komponente B, γ1 Velorum, wurde mit B1 IV klassifiziert und hat eine Helligkeit von 4m2. Sie wurde mittels Speckle-Interferometrie am Kitt Peak und Cerro Tololo aufgelöst als Doppelstern mit den Komponenten Ba und Bb.
δ Vel ist ein Vierfachsternsystem mit dem Eigennamen Koo She in 80 Lichtjahren Entfernung. Es besteht aus den Paaren δ Velorum A und B sowie δ Velorum C und D. Infolge der Präzessionsbewegung der Erde wird δ Velorum in 7.000 Jahren den südlichen Polarstern darstellen. Der hellste der vier Sterne, Delta Velorum A, ist ein weißer Hauptreihenstern mit einer Helligkeit von 1m9. Sein Begleiter Delta Velorum B hat eine Helligkeit von ca. 5m0 und liegt von Komponente A 2,6 Bogensekunden entfernt. Das zweite Doppelsystem ist 69 Bogensekunden entfernt. Es besteht aus dem Stern 11. Größe Delta Velorum C und dem Stern 13. Größe Delta Velorum D, die ihrerseits einen Abstand von 6 Bogensekunden voneinander haben.
κ Vel ist ein spektroskopischer Doppelstern in 540 Lichtjahren Entfernung. Die 2m7 helle Hauptkomponente wird in 116,65 Tagen umkreist. Der arabische Name Markab bedeutet „Fahrzeug“. Den gleichen Namen tragen die Sterne α Pegasi und k Puppis.
µ Vel ist ein Doppelsternsystem bestehend aus einem 2m7 hellen gelben Riesen mit den Eigennamen Alherem oder Peregrini und einem sonnenähnlichen gelben Zwergstern.
λ Vel ist ein 570 Lichtjahre entfernter veränderlicher Stern, der seine Helligkeit ohne erkennbare Periodizität von 2m14 nach 2m3 verändert. Er ist ein orangefarbener Riesenstern mit dem 200fachen Durchmesser und der 10.000fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 4.000 Kelvin. Er trägt verschiedene Namen, nämlich Suhail, Alsuhail und Suhail al Wazn.
φ Vel hat den Eigennamen Tseen Ke, ist 3m5 hell, gehört der Spektralklasse B5Ib an und befindet sich auf der Position α 09h56m51,7s / δ -54°34´4,1“ in 1590 Lichtjahren Entfernung.
2.2 Deep Sky Objekte
NGC 3132 ist ein 9m2 heller planetarischer Nebel, der wegen seines Aussehens auch als südlicher Ringnebel oder Eight-Burst-Nebula bezeichnet wird. Er hat eine Ausdehnung von derzeit 0,5 Lichtjahren, wird von dem 9m9 hellen Zentralstern HD 87892 zum Leuchten angeregt und befindet sich auf der Position RA 10h07m02s / Dec -40°26´12“ in 2000 (5000) Lichtjahren Entfernung nahe der Grenze zum Sternbild Antlia (Luftpumpe). In seinem Inneren soll sich ein Doppelstern befinden. Er wurde am 2. März 1835 von John Herschel entdeckt.
Bild 04: NGC 3132 Der südliche Ringnebel – HST
NGC 3201 ist die Bezeichnung eines Kugelsternhaufens. Dieser hat einen Durchmesser von 18,2′, eine scheinbare Helligkeit von 6m8 und eine integrierte Spektralklasse F 6. Er steht auf der Position RA 10h17m36,8s / Dec -46°24´40,4” und sein Licht braucht bis zu uns 16.300 Jahre. Seine Randbereiche können bereits mit einem mittleren Amateurteleskop in Einzelsterne aufgelöst werden. James Dunlop entdeckte diesen Kugelsternhaufen am 28. Mai 1826.
Bild 05: NGC 3201 Kugelsternhaufen – ESO-MPG 2,2m Teleskop
IC 2391, ein galaktischer offener Sternhaufen, auch als Omicron Velorum Cluster bekannt, ist etwa 500 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von 9 Lichtjahren entsprechend 50´. Das Objekt hat eine scheinbare Helligkeit von 2m5 und beinhaltet über 30 Sterne. IC 2391 kann mit bloßem Auge gesehen werden. Der Sternhaufen ist mit rund 50 Millionen Jahren etwa so alt wie der Sternhaufen IC 2602. Die Position von IC2391 ist RA 08h40m32s / Dec -53°02´0“. Er steht in der Nähe des Sterns ο Velorum. Er wurde 964 von dem persischen Astronomen Abd ar-Rahman as-Sufi erstmals beschrieben. IC2391 wurde außerdem 1751von Nicolas Louis de Lacaille von Südafrika aus gefunden und 1752 als Lac II 5 katalogisiert. In einem Prismenfernglas bietet er einen sehr schönen Anblick.
Bild 06: IC 2391 offener Sternhaufen in Vela – Roberto Mura
IC 2395 ist ein offener Sternhaufen in 3.000 Lichtjahren Entfernung. Aufgrund seiner größeren Entfernung ist er nicht so auffällig wie IC 2391, ist aber ein interessantes Objekt für kleinere Teleskope. Er befindet sich auf der Position RA 08h42m31s / Dec -48°06´0“ und hat eine Winkelausdehnung von 8´ entsprechend 15 – 26 Lichtjahren. Seine 45 Sterne sind zwischen 6 und 18 Millionen Jahre alt und erzeugen eine Haufenhelligkeit von 4m6. Der hellste Stern ist ein 5m53 heller B0-Typ. Lacaille entdeckte diesen offenen Sternhaufen am 17. Februar 1752.
IC 2602 ist ein offener Sternhaufen vom Typ II3m. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 1m9 und einen Durchmesser von 100 Bogenminuten. Er ist rund 480 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt, hat einen Durchmesser von etwa 10 Lichtjahren und beinhaltet ca. 60 obere Hauptreihensterne. Das Alter des Haufens wird auf 50 Millionen Jahre geschätzt. Seine Position ist RA 10h42m56,5s / Dec -64°23´39“. Dieser Sternenhaufen wird wegen seiner Ähnlichkeit mit den Plejaden im Stier auch unter der Bezeichnung „Südliche Plejaden“ geführt. Entdeckt wurde das Objekt 1751 von Nicolas-Louis de Lacaille.
NGC2547 ist ein offener Sternhaufen mit noch sehr jungen Mitgliedern. Seine Position ist: RA 08h10m12s / Dec -49°12´0“ nahe der östlichen Grenze zum Sternbild Puppis. Er hat bei etwa 40 Mitgliedssternen eine Winkelausdehnung von 209 Bogensekunden und sein Gesamtlicht von 4m7 braucht 1960 Jahre bis zu uns. N. L. de Lacaille entdeckte ihn 1751/1752 während seines Aufenthaltes am Kap der guten Hoffnung.
Bild 08: Großfeldaufnahme NGC 2547 und Umgebung – MPG/ESO
SNR Vela ist die Bezeichnung für die filamentigen Nebelreste einer Supernova, die sich vor 11.000-12.300 Jahren in 815 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Vela ereignet hat. Aus dem Vorgängerstern ist durch die Supernova zweierlei entstanden: Zum Einen der Vela-Pulsar mit der Bezeichnung PSR B0833-45, ein Neutronenstern von nur 10-15 Kilometer Durchmesser und einer Rotationsperiode von 11mal pro Sekunde. Er wurde von Astronomen der University of Sydney im Jahr 1968 als erster direkter Beweis dafür beobachtet, dass Supernovae Neutronensterne bilden. Zum Anderen bildet das von der Supernova in den Raum geschleuderte Gas den Vela-Nebel, der eine Ausdehnung von 8 Winkelgrad oder rund 100 Lichtjahren hat. Zu dem Supernovaüberrest gehört auch der Bleistiftnebel mit der eigenen Bezeichnung NGC 2736 (Pencil-Nebula). Das Zentrum befindet sich in RA bei 08h35m20,6s und in Dec bei -45°10´35,2“ und das ganze Objekt hat eine scheinbare Flächenhelligkeit von 12m0.
Der Supernovaüberrest überlappt sich scheinbar mit dem von Puppis A, welcher aber vierfach weiter entfernt ist. Tatsächlich ist der Vela SNR einer der Erde am nächsten gelegenen Supernovaüberreste –und stellt möglicherweise auch die 1998 entdeckte Röntgenquelle RX J0852.0-4622 dar, die sich wie Puppis A mit dem Erscheinungsbild des Vela-Supernovaüberrestes überlappt. Der Vela-SNR gehört zu den hellsten Himmelserscheinungen im Röntgenbereich.
2.3 Sonstiges
Literaturhinweise
Die großen Sternbilder I. Ridpath
Lexikon der griech. u. röm. Mythologie H. Hunger
Internet z.B. Wikipedia div. Autoren
Internet z.B. Astrowiki div. Autoren
POLARIS 22 und 23 E. – G. Bröckels
Astronomical Journal 137-3358 B. D. Mason et al.
Sternbilder von A bis Z A. Rükl
Quellenangaben der Abbildungen
Bild 01: from Wikimedia Commons, the free media repository, gemeinfrei aus Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia 1690 Johannes Hevelius
Bild 02: created by Torsten Bronger nach de Lacaille Puppis, Vela, Carina, Pyxis 2000 07 07; geändert 2014 E.-Günter Bröckels (Sternbildgrenzen rot eingefärbt)
Bild 03: from Wikimedia Commons, the free media repository; created by Torsten Bronger 2003; geändert 2014 E.-Günter Bröckels (Sternbildgrenzen rot eingefärbt; grüne Hilfslinien erweitert; „Falsches Kreuz“ rot eingezeichnet und beschriftet; nachfolgende Objekte positioniert und beschriftet: NGC´s 2547, 2736, 3132, 3201, 3228; IC 2395; PSR B0833-45; SNR (roter Ring))
Bild 04: Wikiwand Hubble Heritage Team (STScl/AURA/NASA/ESA 1998) public domain
Bild 06: From Wikimedia Commons, the free media repository; the copyright holder of this work, Roberto Mura 07/2007, release this work into the public domain. This applies worldwide.
Bild 08: ESO Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2m Teleskope La Silla Chile; https://es.wiktionary.org/wiki/ Archivo:Wide-field_view_of_the_open_star cluster_NGC_2547.jpg
Bild 09: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page, Foto by Royal Observatory´s Super COSMOS H-alpha Survey project Vela SNR
Bild 10: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page, Foto by Bert Van Dokelaar, geändert 2017 E.-Günter Bröckels (rechts gedreht 90°)
Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.
Der französische Astronom Abbé de la Caille hat 1751 bis 1752 insgesamt 14 der heute gültigen 88 Sternbilder, und davon viele für den südlichen Sternenhimmel, eingeführt. Dabei ist er oftmals sehr tiefgründig mit seinen Benennungen umgegangen. Ihm ging es vornehmlich darum, wissenschaftlich bedeutende Gerätschaften am Himmel zu verewigen. So benannte er ein Sternbild östlich von Schiffskiel und Achterschiff „Equuleus pictoris“ in der direkten Übersetzung aus dem Lateinischen „Der Pferdemaler“. Equuleus steht aber auch für Staffelei und gibt somit dem Sternbildnamen die Bedeutung „Staffelei des Malers“. Eigentlich wollte de Lacaille den „Bildermachern“ ein Denkmal an den Himmel setzen, waren ihm doch schon erste Kenntnisse von urzeitlichen Höhlenmalereien und anderen bedeutenden Bildwerken zuteil geworden, die Leben und Kunst der jeweiligen Epoche darstellten. Auf einem ersten Kartenwerk des südlichen Sternenhimmels, der Planisphère des Étoiles Australes, datiert von 1752 aber erst veröffentlicht im Jahr1756, erschienen erstmals seine neu eingeführten Sternbilder. Als Allegorie für das Sternbild Pictor verwendete er eine Malerstaffelei mit einer Farbenpalette. Die originale, französische Bezeichnung lautete: „Le Chevalet et la Palette“.
Bild 01: Erste Vorstellung des Sternbildes Maler von 1756
Sein von ihm verbesserter Himmelsatlas, Coelum australe stelliferum wurde posthum von Jean-Dominique Maraldi, 1763 in Paris herausgegeben. Auch hier soll in der bildlichen Darstellung eine Malerstaffelei mit einer Palette zu sehen sein.
Johann Ehlert Bode übernahm dieses Sternbild in seine Uranographia und benannte es „Pluteum Pictoris“ Pult (oder Arbeitsgerät) des Malers. Später wurde daraus die Bezeichnung Malerstaffelei.
Bild 02: Sternbild Maler in der Uranographia von J.E. BodeBild 03: Deviant Art.com Malerstaffelei
Die IAU kürzte 1930 die Benennungen letztlich auf den heute gültigen Sternbildnamen Maler ein. Im Internet fand ich bei Deviant Art.com folgende Erklärung zur Namengebung des Sternbildes:
Der Name „Equuleus Pictoris“ ist der Name der alten Welt des Sternbildes „Pictor“, der Staffelei des Malers. „Equuleus“ bedeutet Kleines Pferd oder Pony und auch Staffelei. „Pictoris“ bedeutet „Der Maler“. Nach einigen Quellen wird das Wort „Equuleus“ auch mit der Konstellation durch eine alte Sitte unter Künstlern verbunden, eine Leinwand auf ihrem Lasttier zu tragen, normalerweise ein Pony oder ein Easel. In älteren englischen Übersetzungen taucht nämlich die Bezeichnung „The Painter´s Easel“ auf. Das Wort Easel ist ein altes germanisches Synonym für „Esel“.
Die Staffelei des Malers stellt ein wichtiges Gerät dar, mit dem ein Künstler ein bildliches Kunstwerk erstellt. Ohne die Staffelei würde eine Leinwand auf dem Boden liegen und dazu führen, dass das aufgebrachte Gemälde verwittern und die aufgenommene Feuchtigkeit nicht absorbieren kann. Somit würde sich Schimmel entwickeln, was zur Zerstörung der Leinwand und zum Ruin eines potenziell großartigen Kunstwerks führen würde. Die Staffelei zeigt, unterstützt und schützt also die Grafik.
Die Cutie-Zeichnung ist ein Bild einer Staffelei aus dem Jahr 1756, dem gleichen Jahr, in dem die Konstellation Equuleus Pictoris erstmals veröffentlicht wurde. Die sieben Sterne repräsentieren die tatsächlichen Sterne, aus denen die Konstellation besteht. Alpha Pictoris (rot), Gamma Pictoris (blau) und Beta Pictoris (gelb) sind die größeren, helleren Sterne. Zeta Pictoris (grün), Eta1 Pictoris (orange), Eta2 Pictoris (lila) und Iota Pictoris (rosa) sind die nächsthelleren Sterne. Der Hersteller der Zeichnung hat das Arrangement auf das Bild der Konstellation auf dieser Website aufgebaut: www.astronomyfactbook.com/cons…@ Und er identifizierte die Sterne anhand dieser Sternenkarte: www.constellation-guide.com/wp…
2 Das Sternbild
Pictor Genitiv: Pictoris Abk.: Pic dt.: Maler
Das Sternbild Maler ist ein eher unscheinbares Sternbild, dem Schiffskiel und dem Achterschiff vorauseilend. Es ist erst ab dem 26sten Breitengrad sichtbar und ab -35° ist es circumpolar. Seinen Meridiandurchgang hat dieses Sternbild am 17. März 9:00 p.m. Zum Auffinden eignet sich der in unmittelbarer westlicher Nähe befindliche Stern Canopus sowie die südlich liegende Große Magellansche Wolke. Seine 247 Quadratgrad belegen eine Fläche in RA von 04h32m52s bis 06h52m03s und in Dec von -64°09´07“ bis auf -42°47´47“. Hierbei wird es umgeben von den Sternbildern Columba, Caelum, Dorado, Volans, Carina und Puppis. Letztere gehörten zusammen mit Vela (Segel) und Pyxis (Schiffskompass) dem ehemaligen Mastkorb zum antiken Sternbild Argo Navis. Der Schiffskompass wird als nächstes Sternbild beschrieben (Erscheinungsdatum voraussichtlich 1. April 2022). Nachfolgend nun die mit guten Amateurteleskopen zugänglichen Objekte im Sternbild Pictor. Leider sind die meisten der in diesem Areal befindlichen Objekte so lichtschwach, dass sie nur den Großteleskopen zugänglich bzw. nur auf langbelichteten Fotografien darstellbar sind.
Bild 04: Das Sternbild Pictor – Maler
2.1 Die Sterne
α Pic ist ein 3m3 blau-weißer Unterriese der Spektralklasse A6V, 10.000 K heiß und leuchtet weiss von der Position α 06h48m11,5s / δ -61°56´29“ und ist 100 Lichtjahre von uns entfernt. Sein Alter ist mit 660 Millionen Jahre angegeben und er entfernt sich vom Sonnensystem mit 20,6 km/s. Wenn wir uns statt auf Mond oder Mars mal auf Merkur begeben würden, sähen wir diesen Stern als Südpolarstern, analog unserem nordischen Polaris.
β Pic gehört zur Spektralklasse A3V und sein 3m85 helles weisses Licht braucht bis zu uns 63,5 Jahre. Es kommt von der realen Position α 05h47m17,1s / δ -51°03´59,5″ und verzögert sich, weil sich der Stern mit 20 km/s von uns fortbewegt. Im Jahr 1983 wurde um diesen Stern mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Ringscheibe aus festen Staub- und Eispartikeln entdeckt, die sich bis auf eine Entfernung von 400 AU vom Stern ausdehnt. Er war der erste Stern, bei dem dies direkt mittels eines optischen Teleskops beobachtet werden konnte. Beobachtungen weisen darauf hin, dass sich möglicherweise bereits zwei Planeten gebildet haben könnten. Letzte Hubble-Bilder weisen auf zwei getrennte Staubscheiben zusammen mit einem großen Planeten hin. 1995 deuteten Aufnahmen des Hubble Space Telescops auf eine Verbiegung des inneren Bereichs der Scheibe hin. Erneute Hubble-Weltraumteleskop-Beobachtungen mit der hochauflösenden Advanced Camera for Surveys konnten nachweisen, dass die verbogene Scheibe in Wirklichkeit aus zwei um 4 Grad geneigten, ineinander laufenden Staubscheiben besteht. Ein Erklärungsmodell ist die Annahme eines Planeten oder Braunen Zwerges von 20 Jupitermassen, der den Stern umrundet. Auf einem im Jahr 2003 mit dem VLT aufgenommenen Bild wurde im Jahr 2008 nahe bei Beta Pictoris ein Objekt mit etwa achtfacher Jupitermasse gefunden. Nachdem dieses in späteren Aufnahmen zunächst nicht mehr aufgetaucht war, konnte es auf einem im Herbst 2009 aufgenommenen, jedoch erst im Juni 2010 ausgewerteten Bild erneut ausfindig gemacht werden. Mit dieser Beobachtung wurde somit die Existenz eines Exoplaneten nachgewiesen, der Beta Pictoris in einer Entfernung von 8 AU umkreist, was etwa der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entspricht. Ferner war es damit erstmals gelungen, ein solches Objekt auf Positionen beiderseits seines Zentralgestirns festzuhalten. Möglicherweise ist ein Durchgang des Beta Pictoris b genannten Exoplaneten für einen leichten Helligkeitsabfall an Beta Pictoris verantwortlich, der im Jahr 1981 stattgefunden hat und bereits in einer 1995 veröffentlichten Analyse von auf La Silla gewonnenen Daten des Observatoriums der Universität Genf aufgefallen war. Bei weiteren Beobachtungen wurde festgestellt, dass Beta Pictoris b eine Rotationsdauer von nur etwa 8 Stunden hat.
γ Pic leuchtet orange mit 4m38 aus einer Entfernung von etwa 190 Lichtjahren. Sein Spektrum verrät einen K 1III-Stern mit einer Oberflächentemperatur von etwa 4600 K von der Position α 05h49m49,6s / δ -56°10´0“ . Entsprechend seiner Radialgeschwindigkeit entfernt er sich mit 16,7 km/s vom Sonnensystem.
δ Pic ist ein 4m72 helles, blauweißes Sternendoppel aus Riesensternen mit den Spektralklassen B0.5IV / B3III+09V und einer Photosphärentemperatur von 17.100 K. Seine Position ist α 06h10m17,9s / δ -54°58´07,1“. Die Hauptkomponente ist ein Bedeckungsveränderlicher vom b-Lyrae-Typ, der mit einer Periode von 1,673 Tagen schwach zwischen 4m65 und 4m9 variiert. Sein Licht braucht bis zu uns 1656 Jahre. Er bewegt sich mit 221 km/s vom Sonnensystem weg.
ζ Pic sendet uns sein gelbes, 5m44 helles Licht über eine Distanz von 118 Lichtjahren von der 6300 K heißen Photosphäre eines F7III-IV Spektraltypen.
η 1 Pic strahlt aus 85 Lichtjahren Entfernung als F5V-Spektraltyp mit 6600 K Photosphärentemperatur von der Position α 05h02m48,6s / δ -49°09´05,1“ mit einer Intensität von 5m37 . Sein Alter beträgt immerhin 2,15 Milliarden Jahre. Er wird in nur 11“ von einem 13m lichtschwachen Stern begleitet.
η 2 Pic leuchtet orangefarben 5m02 als Riesenstern der Spektralklasse K5III mit einer Photosphärentemperatur von 4100 K aus 440 Lichtjahren Entfernung von der Position α 05h04m58s / δ -49°34´40,2“.
ιPic ist ein Doppelstern, dessen 5m6 helle Hauptkomponente vom Spektraltyp F0 von einem 6m4 hellen Stern in 12,3“ Abstand begleitet wird.
λ Pic scheint mit 5m3 aus 343 Lichtjahren Entfernung. Er wechselt gerade von der Spektralklasse K0 nach K1III, wobei er sich von ehemals 5000 K abkühlt und ausdehnt.
Kapteyns Stern, er variiert leicht zwischen 8m9 und 9m22, ist ein roter Unterzwerg in einer Entfernung von gerade mal 12,8 Lichtjahren. Seine Oberflächentemperatur beträgt nur 3570 K. Er wurde 1897 vom Holländer Jacobus C. Kapteyn entdeckt. Seine Besonderheit ist seine große Eigenbewegung (die zweitgrößte nach Barnards Pfeilstern) am Himmel. Er legt jährlich 8,7“ zurück und erreicht so in zwei Jahrhunderten eine Verlagerung um einen scheinbaren Monddurchmesser. Er rast mit einer realen Geschwindigkeit von 280 km/s durchs Weltall. Seine derzeitige Position ist α 05h11m40,6s / δ -45°01´06,3“. Im Jahr 2014 zeigte die Analyse der Doppler-Variationen von Kapteyns Stern mit dem HARPS-Spektrographen, dass er zwei Super-Erden beherbergt – Kapteyn b und Kapteyn c. Kapteyn b ist der älteste bekannte potentiell bewohnbare Planet und schätzungsweise 11 Milliarden Jahre alt.
Bild 05: Größenvergleich Kapteyns Stern mit Erde, Jupiter und Sonne
AB Pic ist ein 9m13 schwacher, veränderlicher Stern der Spektralklasse K1Ve und befindet sich 150 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt auf der Position α 06h19m12,9s / δ -58°03´15,3“. 2003 wurde ein Begleiter entdeckt, dessen Masse mit rund der 13-fachen Jupitermasse in dem Grenzbereich zwischen Planet und Braunem Zwerg liegt; er ist etwa 260 AE von AB Pictoris entfernt.
2.2 Deep Sky Objekte
Pic A ist ein intensiver 485 Millionen Lichtjahre entfernter Radiostrahler im nördlichen Teil des Sternbildes, eine Radiogalaxie, die einen 800.000 Lichtjahre langen Plasmastrahl aus einem supermassiven Schwarzen Loch in seiner Mitte abschießt. Am 29. Juli 2006 wurde in Pictor A ein Gammastrahlenausbruch – GRB 060729 – beobachtet, dessen extrem langes Röntgennachleuchten für 642 Tage, also fast zwei Jahre, nachweisbar war.
Bild 06: Pictor A; Composit Chandra X-Ray Observatory und Australian Telescope Compact Array
NGC 1705, eine 11m8 helle, 17 Millionen Lichtjahre entfernte irreguläre Galaxie vom Typ SA0pec mit einer Winkelausdehnung von 1,9´ x 1,4´ entsprechend einem Durchmesser von 2000 Lichtjahren. Ihre Position ist RA 04h54m13,5s / Dec -53°21´39,8“ Im Zentrum von NGC 1705 befindet sich ein gewaltiger Sternhaufen, der sich wahrscheinlich während einer Phase heftiger Sternentstehung, eines sogenannten Starbursts, vor etwa 26 bis 31 Millionen Jahren gebildet hat. Als Studienobjekt eignet sich NGC 1705 besonders, da manche Astronomen vermuten, dass Zwerggalaxien zu den ersten Sternansammlungen im frühen Universum gehörten. NGC 1705 wurde am 5. Dezember 1834 von dem britischen AstronomenJohn Herschel entdeckt.
Bild 07: NGC 1705 vom HST
SPT-CL J0546-5345 ist einer der massereichsten Galaxienhaufen, die jemals im frühen Universum gefunden wurden. Es wird angenommen, dass er 7 Milliarden Lichtjahre entfernt ist. Er wurde 2008 am South Pole Telescope durch den Sunyaev-Zel’dovich-Effekt entdeckt. Der Cluster hat eine Rotverschiebung von z = 1.067. Nachfolgende Beobachtungen und Studien mit Spitzer, Chandra und optischen Teleskopen erlaubten, Clustermitglieder zu identifizieren und die Rotverschiebung zu messen. Unter Verwendung der Geschwindigkeitsdispersion wurde die Clustermasse auf 1015 Sonnenmassen geschätzt. Als Position wurden RA 86.6542° und Dec -53.7589° angegeben. Nachfolgende Aufnahme wurde freigegeben von Astrophysics Science Division at NASA / GSFC.
Bild 08: Der Galaxienhaufen SPT-CL J0546-5345 NASA / Goddard Space Flight Center
2.3 Sonstiges
Literaturhinweise
Taschenatlas der Sternbilder J. Klepesta / A. Rükl
Das Sternbild Winkelmaß wurde 1752 von Nicolas Louis de Lacaille auf seinen Karten des südlichen Sternenhimmels eingeführt. Als Allegorien wählte er einen Zeichenwinkel und ein darunter liegendes Lineal. Dass er dieses Sternbild mit dieser nüchternen Benennung nahe dem hellsten Stern im Centaur, Toliman, und zwischen dem Rücken des Wolfs und dem Schwanz des Skorpions platzierte, zeigt eigentlich, wie wenig dichterische Phantasie Lacaille besaß. Den Wert des Begriffes Winkelmaß wusste er aber allemal zu schätzen, ist hier doch einer der Grundpfeiler der Mathematik verewigt worden.
Das Winkelmaß ist auch eines der drei Hauptsymbole der Freimaurerei neben dem Buch des heiligen Gesetzes und dem Zirkel. Es ist ein Symbol für die Gewissenhaftigkeit. Am rechten Winkel des Winkelmaßes soll der Mensch seine Handlungen ausrichten, nämlich nach Recht und Menschlichkeit. Das Winkelmaß ist auch das Amtsabzeichen des Meisters vom Stuhl.
Zitat: Das Winkelmaß (frz. Equerre, engl. Square), das stets vom Stuhlmeister als Zeichen seiner Würde getragen wird, bildet auf dem Altar mit Bibel und Zirkel die drei „Großen Lichter“ der freimaurerischen Symbolik. „Das Winkelmaß ist das Symbol der Gewissenhaftigkeit, das die menschlichen Handlungen nach dem Gesetz der Rechtwinkeligkeit, d. h. nach Recht, Gerechtigkeit und Menschlichkeit ordnet und richtet, auf dass dieselben immer regelrecht seien und sich innerhalb der rechten Schranken der göttlichen und menschlichen Gesetze halten. Es wird angelegt an die menschlichen Handlungen, auf dass sie erkannt werden als frei von Eigennutz, getrieben von innerem Drang, ohne äußeren Zwang, in voller Erkenntnis des Rechten und Pflichtmäßigen.“
Die uralte Bedeutung des Winkels in Form des Winkelmaßes als konstruktives Werkzeug des rechten Winkels geht sogar bis auf altägyptische Gottheiten, zum Beispiel Osiris als Richter über die Toten, zurück.
Das Winkelmaß ist auch eine in der Heraldik beliebte Wappenfigur, die sehr unterschiedlich dargestellt und oftmals neben der Waage als Allegorie für Recht und Gerechtigkeit verwendet wurde.
Lineare Winkelmaße zeichnen sich dadurch aus, dass sie bei Drehung des Winkels erhalten bleiben, und bei einer Aufteilung einer Drehung in zwei Teildrehungen das Winkelmaß zur Gesamtdrehung gleich der Summe der Winkelmaße der Teildrehungen ist.
Daher gibt es zwei ausgezeichnete Maßeinheiten für den Winkel, die sich beide von einem intuitiven Bezugssystem von vorne, hinten, rechts und links ableiten, den Vollwinkel (Vollkreis) und den rechten Winkel (Viertelkreis). Diese beiden Konzepte finden sich schon in den frühesten Spuren protowissenschaftlicher Methoden früher Hochkulturen.
So auch das Polygon, das über den Zusammenhang zwischen Innenwinkel und Zentriwinkelgeometrischen Zugang zum Winkel ermöglicht. Hier ist insbesondere das Quadrat zu nennen, bei dem beide einen rechten Winkel bilden. Während der rechte Winkel heute nur insofern als Maß dient, sprachlich und natürlich auch rechentechnisch „gerade“ von „schiefen“ Winkeln zu unterscheiden und „spitze“ von „stumpfen“, also ein Prüfkriterium zur Zuordnung boolescher Werte (ja oder nein) ist, ist der Vollwinkel gesetzliche Maßeinheit. Bis etwa 1980 war aber auch der rechte Winkel als Rechter mit dem Einheitenzeichen ∟ in Deutschland üblich.
Der Kreis, der über das Konzept der Unterteilung in Kreissektoren, wie sie etwa als „Tortenstück“ geläufig ist, in enger Beziehung zum arithmetischen Prinzip der Bruchrechnung steht, ist der Vollwinkel. Er ist der kleinste Winkel, um den ein Strahl, um seinen Ursprung gedreht, wieder seine Ausgangsrichtung erreicht. Im Gradmaß wird der Vollwinkel in 360 gleich große Teile unterteilt. Ein solcher Teil wird als ein Grad bezeichnet und mit dem Einheitenzeichen ° gekennzeichnet. 1 Grad wiederum wird in 60 Bogenminuten unterteilt und mit dem Zeichen ‘ deklariert. 1 Bogenminute wird in 60 Bogensekunden unterteilt und hat die Kennung “.
Im Winkelmaß Zeit wird ein Vollwinkel in 24 Stunden unterteilt. Es wird in der Astronomie zur Angabe des Stundenwinkels und der Rektaszension verwendet:
Ein anderes Messprinzip der Winkelweite erfolgt über das Verhältnis von Höhenunterschied zu Länge im Sinne eines Steigungswinkels, die Berechnung erfolgt über den Tangens des Winkels. So wurden zum Beispiel die Höhen früh- und vorzeitlicher Bauten festgelegt und so werden heute noch Straßensteigungen berechnet und angegeben.
An Stelle eines ebenen Winkels kann man natürlich generell dieses Längenverhältnis zweier senkrecht zueinander stehender Strecken angeben. Dies entspricht dann immer dem Tangens des Winkels im zugrundeliegenden rechtwinkligen Dreieck. In der Luftfahrt gibt man so die Gleitzahl eines Flugzeuges an.
Für Mathematiker gibt es noch viele weitere Anwendungsbeispiele, die allesamt beweisen, wie wichtig das Winkelmaß früher war und heute immer noch ist.
2 Das Sternbild
Norma Genitiv: Normae Abk.: Nor dt.: Winkelmaß
Der heute noch fälschlicherweise kursierende Begriff „Lineal“ für dieses Sternbild steht im Zusammenhang mit der ursprünglichen Benennung durch de La Caille als „Norma et Regula“ dem „Winkelmaß und Lineal“. Lacaille, der für die Bezeichnungen „seiner“ Sternbilder häufig technische Geräte verwandte, formte es aus Sternen, die zuvor zum Wolf und zum Altar gehörten. Es soll einen Winkelmesser und ein Lineal darstellen, die von Seefahrern zur Positionsbestimmung genutzt wurden. Letzteres ist wegen seiner verhältnismäßigen Bedeutungslosigkeit sehr schnell wieder aus den Atlanten verschwunden und ist, analog der Gans beim Füchschen, von der IAU 1930 nicht mehr als gültiger Sternbildteil berücksichtigt und anerkannt worden. Mit der gleichzeitigen Festlegung der heute gültigen Sternbildgrenzen durch IAU wurden mehrere Sterne dem Skorpion zugeschlagen. Das Winkelmaß hat auch keine Sterne mit der Bezeichnung Alpha oder Beta mehr. Die ehemaligen Sterne Alpha Normae und Beta Normae gehört heute zum Skorpion und tragen dort die Bezeichnung N und H Scorpii.
Das Winkelmaß ist ein relativ unscheinbares Sternbild südlich des markanten Skorpions. Keiner seiner Sterne ist heller als die 4. Größenklasse. Durch dieses Sternbild zieht sich das Band der Milchstraße und es enthält aus diesem Grund eine Vielzahl von nebligen Objekten, offenen Sternhaufen und Kugelsternhaufen. In Richtung des Winkelmaßes, fast verborgen durch unsere Milchstraße, befindet sich der so genannte Norma-Galaxienhaufen (Abell 3627). Hierbei handelt es sich um eine riesige Ansammlung von Galaxien in einer Entfernung von etwa 200 Millionen Lichtjahren. In ihm liegt das Zentrum des so genannten Großen Attraktors, auf den sich „unser“ Galaxienhaufen, der Virgo-Haufen, zubewegt.
Das Winkelmaß liegt so weit südlich, dass es von Mitteleuropa aus nicht beobachtet werden kann. Seine Fläche mit 165 Quadratgrad Inhalt erstreckt sich in RA von 15h12m14s bis 16h36m08s und in Dec von -60°26´08“ bis auf -42°16´03“. Somit ist es erst ab dem 30sten Breitengrad vollständig sichtbar. Seine Nachbarn sind Scorpion, Lupus, Circinus, Triangulum Australe und Ara. Die Hilfslinien werden in den heutigen Sternatlanten sehr unterschiedlich gezogen. Die gebräuchlichste Art ist in der Sternkarte dargestellt. Etwas genauer wären zwei Linien ε – γ 2 und γ 1 – η .
Bild 05: Das Sternbild Norma – Winkelmaß
2.1 Die Sterne
γ1 und γ2 Nor erscheinen dem bloßen Auge als Doppelstern. Tatsächlich handelt es sich um Sterne, die nicht durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind, sondern von der Erde aus gesehen fast in einer Richtung liegen. γ1 steht 2m49,5s östlicher und 4´14,6“ nördlicher von γ2.
Sie markieren den südlichen Eckpunkt des fast rechten Winkels vom Sternenrhombus.
γ2 Nor ist ein 4m01 gelb leuchtender Riesenstern, der sich bei 2,16-facher Sonnenmasse auf deren 10-fachen Durchmesser aufgebläht hat. Er gehört der Spektralklasse G8III an mit einer Temperatur an der Photosphäre von 4700K. Er wandert auf dem horizontalen Zweig und hat sein Heliumbrennen bereits begonnen. Dieser Stern befindet sich auf der Position α 16h19m50,4s / δ -50°09´19,8“ in etwa 450 Lichtjahren Entfernung von der Sonne und bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von -29 km/s auf uns zu. Gamma2 Normae ist ein enger Doppelstern mit einem 10m0 Begleiter.
γ1 Nor ist ein 4m97 heller und 1500 Lichtjahre entfernter blauer Überriese der Spektralklasse F91a mit einer Photosphärentemperatur von 6000 K, der bei 6,6-facher Sonnenmasse ihren 160-fachen Durchmesser angenommen hat. Seine derzeitige Position ist α 16h17m0,9s / δ -50°04´05,2“ , von der er sich mit einer Radialgeschwindigkeit von -16,0 km/s auf die Sonne zubewegt. Sein Alter wird auf rund 55 Millionen Jahre geschätzt.
Der Meteorstrom der Gamma-Normiden hat hier seinen Radianten.
δ Nor gehört einer sehr ungewöhnlich zusammengesetzten Spektralklasse an. In seinem 4m74 hellen bläulich-weißen Licht von einer 7700 K heißen Photosphäre befinden sich K-Linien eines A3-Sterns, Wasserstofflinien eines A7-Typen und Metalllinien eines F0-Sterns. Dies führt zu der Typisierung kA3hA7mF0III. Dieser rund 70 Millionen Jahre alter Riesenstern befindet sich auf der Position α 16h06m29,4s / δ -45°10´23,5“, von der aus er sich mit einer Radialgeschwindigkeit von -15,5km/s auf die Sonne zubewegt. Noch ist er 125 Lichtjahre weit weg. Wegen Änderungen in seiner Radialgeschwindigkeit wurde ein Begleiter gefunden, der Delta Normae zum astrometrischen Doppelstern macht. Im Sternbild markiert er die nördliche Rhombusecke.
ε Nor ist ein echtes Doppelsternsystem in 400 Lichtjahren Entfernung. Die beiden sichtbaren, 4m54 und 6m68 hellen Komponenten können aufgrund ihres weiten Abstandes von 22,8 Bogensekunden bereits mit einem kleinen Teleskop beobachtet werden. Der hellere Partner gehört der Spektralklasse B4V mit einer Oberflächentemperatur von rund 17.000 K an. Der lichtschwächere Stern besitzt wiederum einen Begleiter, dessen Abstand so gering ist, dass er nur spektroskopisch nachgewiesen werden kann. Epsilon Normae markiert die westliche Ecke des Sternenvierecks.
η Nor markiert mit 4m02 die östliche Ecke des Sternenrhombus auf der Position α 16h03m12,9s / δ -49°13´46,9“. Sein gelbes Licht kommt von der 5000 K heißen Sternoberfläche eines G8III-Riesen, der sich aufgebläht und dabei entsprechend abgekühlt hat, und braucht bis zu uns 220 Jahre.
ι Nor ist ein 140 Lichtjahre entfernter enger Doppelstern, dessen 5m6 und 5m8 helle Komponenten einander im Abstand von 0,5“ in 26,9 Jahren umkreisen. In einem Winkelabstand von 11 Bogensekunden wird im Teleskop ein dritter, nur 11m0 lichtschwacher Stern sichtbar. Dieser ist jedoch nur 55 Lichtjahre entfernt und gehört physikalisch nicht zu dem System.
μ Nor ist ein extrem leuchtkräftiger blauer Überriese der Spektralklasse O9Iab in 4660 Lichtjahren Entfernung. Seine Helligkeit variiert zwischen 4,87 und 4,98m. Es handelt sich um einen veränderlichen Stern vom Typ Alpha Cygni.
R und T Nor sind veränderliche Sterne vom Typ Mira, deren Helligkeit sich über längere Zeiträume stark ändert. R Nor ändert seine Helligkeit von 6m5 nach 13m9 in 507,5 Tagen und T Nor hat eine Periode von 242,6 Tagen.
S Nor ist ein pulsationsveränderlicher Stern vom Typ der Cepheiden, dessen Licht zwischen 6m12 und 6m77 mit einer Periode von 9,754 Tagen schwankt. Er liegt inmitten des offenen SternhaufensNGC 6087.
2.2 Deep Sky Objekte
Menzel 3, (Mz3) der Ameisennebel, ist ein junger 13m8 heller planetarischer Nebel. Der Name Ameisennebel kommt von seinem Aussehen, da er dem Thorax einer Ameise ähnelt. Er breitet sich strahlenförmig mit einer Geschwindigkeit von ca. 50 km/s aus. Er zeigt keine Spur von molekularen Wasserstoff-Ausstößen. Der Ameisennebel wurde 1922 von Donald Howard Menzel auf Fotografien des Bruce-24-Inch-Teleskops an der Außenstation des Harvard College Observatory in Arequipa in Peru entdeckt. Er steht auf der Position RA 16h17m13,4s / Dec -51°59´10,3“. Er hat eine Winkelausdehnung von 0,83´x 0,2´ und ist noch 3000 Lichtjahre von uns entfernt. Er nähert sich uns mit einer Radialgeschwindigkeit von -21,2 km/s.
Bild 06: Der Ameisennebel Menzel 3
NGC 6134, auch Bennett76 genannt, ist ein schöner offener Sternhaufen, der sich scheinbar vor einer Dunkelwolke befindet. Hierdurch kommen seine 179 Haufensterne mit Einzelhelligkeit zwischen 13m und 15m trotz einer schwachen Konzentration zur Haufenmitte gut zur Geltung. Die Gesamthelligkeit ist mit 7m2 angegeben, seine Entfernung mit 913 pc und die Position mit RA 16h27m46s / Dec -49°09´06“.
Bild 07: NGC 6134 vor einer Dunkelwolke
NGC 6164 / NGC 6165 bezeichnen die beiden hellen Strahlungskeulen eines 6m7 mag hellen bipolaren Emissionsnebels im Sternbild Winkelmaß, der etwa 1236 Parsec entsprechend 4030 Lichtjahre von der Erde entfernt ist und seinerseits vor einem riesigen leuchtenden Gasnebel liegt. Er wurde am 1. Juli 1834 von John Herschel mit einem 18-Zoll-Spiegelteleskop entdeckt, der dabei „Neb violently suspected immediately preceding a double star“ notierte. Wir finden dieses Gebilde auf der Position RA 16h3352,3s / Dec -48°06´40“ mit einer Winkelausdehnung von 1,0´x 0,3´. Es wird vom Stern HD 148937 durch Ionisation zum Leuchten angeregt.
Bild 08: Gasnebel NGC 6164 (NASA 201603030)
NGC 5946 steht als schöner Kugelsternhaufen auf der Position RA 15h35m28,5s / Dec -50°39´34,8“ mit einer Gesamthelligkeit von 9m6 im östlichen Teil des Sternbildes Norma, etwa mittig und zur Sternbildgrenze zum Wolf.
Bild 09: Kugelsternhaufen NGC 5946
NGC 6067 ist ein offener Sternhaufen in 6000 Lichtjahren Entfernung auf der Position RA 16h13m12s / Dec -54°13´0“. Er enthält etwa 100 Sterne der 10. Größenklasse. Seine Gesamthelligkeit von 5m6 verteilt sich auf eine Winkelausdehnung von 13´x13´. Man findet ihn etwa 1° nördlich des Sterns κ Normae. Obwohl schon mit bloßem Auge am dunklen Himmel erkennbar, ist der Sternhaufen am besten mit dem Fernglas oder einem Teleskop zu beobachten. Bei 12-Zoll-Öffnung zeigen sich etwa 250 zum Haufen gehörende Sterne. Entdeckt von James Dunlop im Jahr 1826 wird NGC 6067 von John Herschel als „ein hervorragend reicher und großer Cluster“ und von Stephen James O’Meara als „einer der schönsten offenen Sternhaufen am Himmel“ beschrieben. Seine hellsten Sterne haben eine scheinbare Helligkeit von etwa 8m und 84 Sterne sind heller als 12m. NGC 6067 befindet sich in der Norma-Sterne-Wolke im Norma-Arm der Milchstraße. Sein Alter wird mit rund 102 Millionen Jahre angegeben und er enthält 893 Sonnenmassen und die beiden folgenden Cepheiden: QV340 Normae ist ein gelber Riese der Spektralklasse G0Ib, dessen Helligkeit zwischen 8m26 und 8m60 über 11,28 Tage variiert, während der schwächere ZV340 zwischen 8m71 und 9m03 mit einer Periode von 3,79 Tagen variiert.
Bild 10: Offener Sternhaufen NGC 6067
NGC 6087 ist mit 5m4 bei einer Winkelausdehnung von 12´x 12´ der hellste offene Sternhaufen im Winkelmaß. Er ist bereits mit bloßem Auge als nebliges Fleckchen zu erkennen. Er steht auf der Position RA 16h18m48s / Dec -57°56´0“ und enthält etwa 40 Sterne der 7. bis 11. Größenklasse. Der hellste Stern ist der Veränderliche S Normae. Der Sternhaufen ist 3500 Lichtjahre von uns entfernt.
Bild 11: Offener Sternhaufen NGC 6087
Norma-Galaxienhaufen (auch Abell 3627) ist ein großer Galaxienhaufen am Südhimmel an der Grenze des SternbildesWinkelmaß (Norma) zum Sternbild Südliches Dreieck. Mit einer Entfernung von etwa 65 Mpc (210 Mio. Lichtjahre) ist er uns deutlich näher als der Coma-Haufen und daher der nächste bekannte reiche Galaxienhaufen. Seine mittlere Radialgeschwindigkeit beträgt 4870 km/s und korrespondiert mit einer Rotverschiebung von z=0,016. Die Galaxien sind aufgrund ihrer Entfernung von 200 Millionen Lichtjahren sehr lichtschwach. Um sie zu beobachten benötigt man schon ein größeres Teleskop. Obwohl der Galaxienhaufen gleichzeitig nahe und hell ist, kann er jedoch nur schwer beobachtet werden, da er in Richtung der Kante unseres Milchstraßensystems liegt, so dass er durch interstellaren Staub teilweise verdeckt wird und die Beobachtung durch die große Dichte an Vordergrundsternen zusätzlich erschwert wird. Er entzog sich daher lange Zeit größerer Aufmerksamkeit seitens der Astronomen. Das änderte sich, als eine Forschergruppe um Donald Lynden-Bell, die als „die sieben Samurai“ bekannt wurde, die Existenz eines Großen Attraktors postulierte, der die Bewegung aller Galaxien in der kosmischen Nachbarschaft beeinflusst und sich hinter der so genannten „Vermeidungszone“ (engl. zone of avoidance) in Richtung des Sternbildes Winkelmaß befinden müsste. Seit 1996 gilt der Norma-Galaxienhaufen als ein wesentlicher Bestandteil des Großen Attraktors und wird eingehend untersucht. Im Zentrum des Haufens befinden sich die beiden cD-GalaxienESO137-6 (PGC 57612) und ESO 137-8 (PGC 57649).
Bild 12: Zentrum von Abell 3627 mit den Riesengalaxien ESO 137-6 und ESO 137-8
Shapley 1 (Sp-1; PK 329+02.1) wird auch Fine-Ring Nebula genannt. Es handelt sich um einen selten schönen, gleichförmigen 12m6 hellen Ringnebel mit einer Winkelausdehnung von 1,1´, was unter Berücksichtigung der Entfernung einem Durchmesser von einem Drittel Lichtjahr entspricht. Im Zentrum befindet sich ein Doppelsternsystem mit einer Umlaufdauer von 2,9 Tagen.
Shapley-1 steht auf der Position RA 15h51m42,7s / Dec -51°31´30,5“ in 1000 Lichtjahren Entfernung. Sein Zentralstern ist ein Zwerg mit einer Helligkeit von 14m0. Er wurde 1936 von Harlow Shapley entdeckt.
Bild 13: Planetarischer Nebel Shapley-1
Menzel-1, (Mz-1). Der bipolare Nebel wurde 1922 von Donald Howard Menzel auf Fotografien des Bruce-24-inch-Teleskops an der Außenstation des Harvard-College-Observatorium in Arequipa in Peru entdeckt. Trotz seiner vergleichsweisen hohen Helligkeit von 12m0 wurde er nur selten eingehender untersucht. Ein Modell erklärt seine Struktur anhand der Projektion einer dreidimensionalen Sanduhr-förmigen Hülle mit einer von der Taille zu den Polen abnehmenden Dichte. Seine Winkelausdehnung beträgt 76“ x 23“ auf der Position RA 15h34m17s / Dec -59°09´09“. Mit einer radialen Ausdehnungsgeschwindigkeit von 23 km/s wird sein Alter auf 4.500 bis 10.000 Jahre geschätzt. Man geht bei dem Zentralstern, einem weißen Zwerg, von 0,63 ±0,05 M⊙ aus. Die Entfernung zu uns beträgt 3400 Lichtjahre.
Bild 14: Der bipolare Nebel Menzel-1
Hen 2-161 (PK331-02.2) ist ein weiterer bipolarer Nebel. Er befindet sich auf der Position RA 16h24m37,7s / Dec -53°22´34,1“ und wurde erst 1967 von Karl Gordon Henize entdeckt.
Bild 15: Der bipolare Nebel Henize 2-161
2.3 Sonstiges
Literaturhinweise:
Taschenatlas der Sternbilder Klepesta, I. / Rükl, A.
Bild 14: Ausschnitt Format 13×18 aus CC –Lizenz „Namensnennung 4.0 International“ ESO Fabian RRRR File Menzel 1- EFOS 2003-02-04T 08 59 53.985.png
Bild 15: Ausschnitt Format 13×18 aus Attribution 2.0 Generic (CC BY 2.0) Judy Schmidt Flickr Hen 2-161 Approved for Free Cultural Works
Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.
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