Archiv der Kategorie: Serien

Das Sternbild Indus – Ind(ian)er

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Das Sternbild Inder ist ein nur sehr mäßig ausgeprägtes Sternbild am südlichen Himmel. Als neuzeitliches Sternbild hat es keine klassische Mythologie. Nur zwei seiner Sterne sind heller als die 4. Größenklasse. Mit diesem Sternbild sollen keinesfalls die amerikanischen Indianer verstirnt werden sondern die Eingeborenen der indischen Gewürzinseln. Auf der ersten niederländischen Ostindienexpedition Ende des 16. Jahrhunderts durch den Indischen Ozean hatte der Navigator Pieter Dirkszoon Keyser von dem Kartografen Petrus Plancius den Auftrag, die Positionen der hellen Sterne des Südhimmels zu vermessen und legte dabei, unterstützt von dem Forscher Frederick de Houtman, einschließlich des Inders – „De Indiaen“ – insgesamt zwölf neue Sternbilder fest. Aus Sicht der Holländer auf dieser Forschungsreise waren die Bewohner der Gewürzinseln allesamt „Inder“. Somit hat Pieter Dirkszoon Keyser bei der Benennung des Sternbilds die Bewohner Indiens gemeint und nicht, wie schon erwähnt, die Ureinwohner des amerikanischen Kontinents. Mit letzteren hatte schon der Isländer Leif Erikson um 1000 unserer Zeit Kontakte. Als Christobal Colombo 1492 auf San Salvador und 7 Jahre später Amerigo Vespucci auf dem echten amerikanischen Kontinent landete, hatten sie Kontakte zu Menschen, die sie anfangs „Inder“ nannten. Nach unbestätigten Reiseberichten des Ferdinand Magellan brachte dieser erste Eingeborene aus Patagonien – Feuerland – mit nach Europa. Die Namengebung zu diesem Sternbild kam den Niederländern jedoch, wie oben erwähnt, auf ihren Ostindienreisen. Plancius übernahm sie 1597/1598 erstmals auf einen Himmelsglobus, der 1600 von dem Kartograf und Verleger Jodocus Hondius veröffentlicht wurde. Auf diesem glich die illustrierende Darstellung des „Indus“ dem Bild von einem eingeborenen Südasiaten. Johann Bayer übernahm die zwölf neuen Sternbilder in seinen 1603 erschienenen HimmelsatlasUranometria. Hier erscheint das Sternbild Indus als ein kurz gelockter Jüngling mit Lendentuch, der vier Pfeile in den Händen trägt. In dieser Weise wird es auch in späteren Himmelsatlanten und Sternkarten dargestellt wie in dem von Johannes Hevelius aus dem Jahr 1690. Hier ist der „Indus“ als ein Naturvolkangehöriger ohne Federschmuck dargestellt, mit einem Speer in der einen und drei weiteren in der anderen Hand. Die Federhaube eines amerikanischen Indianers tauchte erst auf Sternkarten und Himmelsgloben in der 1. Hälfte des 18. Jahrhunderts auf. Im Französischen heißt das Sternbild „le Indien“, im Englischen „Indian“ und im Deutschen „Inder“. In jüngerer Zeit hat sich unter amerikanischem Einfluss die falsche Bezeichnung „Indianer“ eingeschlichen.

Bild 01: Indus auf Johann Gabriel Doppelmayrs Sternkarte des südlichen Himmels von 1730
Bild 02: Prodomus Astronomia Volume III Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia von Johann Hevelius 1690

2 Das Sternbild

Indus     Genitiv: Indi     Abk.: Ind     dt.: Inder

Das Sternbild Indus liegt zwischen den auffällig hellen Sternen Alpha Gruis Alnar und Alpha Pavonis Peacock. Sein Areal erstreckt sich in Rektaszension von 20h28m41s bis 23h27m59s und in Deklination von -74°27´16“ bis hinauf nach -44°57´32“ und belegt wegen mehrfacher Ein- und Ausbuchtungen 294 Quadratgrad am Himmel. Seine Nachbarn sind von Norden im Sinne des Sonnenlaufs die Sternbilder Mikroskop, Schütze, Teleskop, Pfau, Oktant, Tukan und Kranich. Wegen seiner noch sehr südlichen Nordgrenze ist dieses Sternbild von Mitteleuropa unsichtbar und erst ab dem 16ten Breitengrad vollständig sichtbar. Es kulminiert um den 13ten August zu Mitternacht. Die Hilfslinien zur figuralen Darstellung sind auf einigen modernen Sternkarten falsch eingezeichnet und befinden sich dort überwiegend außerhalb der „indischen“ Sternbildgrenzen.

Bild 03: Sternbild Indus mit falschen Hilfslinien
Bild 04: Sternbild Indus mit Nachbarsternbildern

2.1 Die Sterne

α Ind, der mit 3m11 hellste Stern im Inder, ist ein 120 Lichtjahre entfernter Stern der Spektralklasse K0 III-IV, der den Wasserstoff in seinem Kern erschöpft hat und sich von der Hauptreihe des HRD zum Riesenstern entwickelt hat. Sein Name Alnair ist arabischen Ursprungs und bedeutet „der Erleuchtete“. Diesen Namen trägt auch der Stern α Gruis im Sternbild Kranich. In China wird dieser Stern Pe Sze, „der zweite Stern von Persien“ genannt, eine dort von den Jesuiten-Missionaren eingeführte Bezeichnung. α Indi hat etwa die doppelte Masse der Sonne und ist geschätzt eine Milliarde Jahre alt. Er hat sich auf das 6-fache des Sonnendurchmessers ausgedehnt. Die effektive Temperatur der Photosphäre beträgt 4.900 K, was ihm den charakteristischen orangen Farbton verleiht. Er wird von zwei M-Typen begleitet, die mindestens 2.000 Astronomische Einheiten vom Hauptstern entfernt sind.

β Ind ist 3m67 hell und gehört als Riesenstern mit 4.400 K an der Photosphäre der Spektralklasse K1 III an. β Indi hat einen visuellen Companion mit der Bezeichnung CCDM J20548-5827B und einer scheinbaren Helligkeit von nur 12m5. Sein orange-rötliches Licht kommt von der Position α 20h54m48s / δ -58°27´15“ über eine Entfernung von 600 Lichtjahren zu uns.

γ Ind ist mit nur 6m1 mit dem bloßen Auge nicht mehr sichtbar.

δ Ind  ist ein Doppelsternsystem mit der Gesamthelligkeit von 4m4. Die Primärkomponente hat eine Helligkeit von 4m8, während die Komponente B eine solche von 5m96 hat. Das System auf der Position  α 21h57m55s /  δ -54°59´33“ stehend ist etwa 188 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Die binäre Natur dieses Systems wurde vom südafrikanischen Astronomen William Stephen Finsen 1936 entdeckt. Das Paar hat eine Umlaufzeit von 12,2 Jahren, eine Halbachse von 0,176 Bogensekunden und eine Exzentrizität von etwa 0,03. Beide Komponenten wurden von mehreren Autoren mit einer Sternklassifikation von F0 IV aufgeführt, was darauf hindeutet, dass es sich um gelb-weiß gefärbte Unterriesen handelt.

ε Ind ist mit 11,82 Lichtjahren Entfernung einer der nächsten Nachbarn der Sonne. Bei einer scheinbaren Helligkeit von 4m69  ist der Stern noch freiäugig zu erkennen. Epsilon Indi A gehört zur Spektralklasse K4-5V mit einer Oberflächentemperatur von 4.450 K. Sein Alter wird auf 1,3 Milliarden Jahre geschätzt. Er ist nach Barnards Pfeilstern und Kapteyns Stern der Fixstern mit der drittgrößten Eigenbewegung. Sie beträgt 4,7 Bogensekunden pro Jahr – das entspricht etwa einem Monddurchmesser in 400 Jahren. In rund 1000 Jahren wird das Sternsystem ins benachbarte Sternbild Tukan hinüberwechseln. In den Jahren 2002 und 2003 wurde Epsilon Indi als Mehrfachsystem erkannt. Auf der Suche nach Planeten außerhalb unseres Sonnensystems fanden Astronomen zwei sich gegenseitig umkreisende Braune Zwerge im Abstand von 1200 AE zur Hauptkomponente. 2002 wurde der mit 23m6 etwas hellere Epsilon Indi B gefunden, der zur Spektralklasse T1V mit einer Oberflächentemperatur von 1200 K gehört und etwa 50 Jupitermassen aufweist. Ein Jahr später wurde der mit 31m3 leuchtschwächere Epsilon Indi C gefunden, der der Spektralklasse T6V angehört, eine Oberflächentemperatur von nur 850 K und etwa 30 Jupitermassen aufweist. Der Abstand der beiden Komponenten B und C beträgt etwa 2,1 AE; beide haben einen Durchmesser, der etwa dem des Planeten Jupiter entspricht. Dieses Mehrfachsystem befindet sich bei α 22h03m21,7s / δ -56°47´10“.

ζ Ind ist mit 4m9 auf der Position α 20h49m29s / δ -46°13´36,6“ der nördlichste mit bloßem Auge sichtbare Stern im Indus. Er gehört der Spektralklasse K5III an, ist 4.000 K heiß und sein Licht braucht bis zu uns 410 Jahre.

η Ind steht mittig auf einer Verbindungslinie von Alpha nach Beta auf der Position α 20h44m02,3s / δ -51°55´15,5“ und leuchtet dort weiß als Unterriese mit 4m2 von der 7.700 K heißen Oberfläche eines A9IV-Spektraltyps über eine Entfernung von 78,8 Lichtjahren.

θ Ind ist ein 100 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem. Die beiden 4m5 und 6m9 weiß leuchtenden Komponenten der Spektralklassen A5 und A7 können bei einem gegenseitigen Abstand von 6,7 Bogensekunden schon mit einem kleinen Teleskop getrennt werden.

2.2 Deep Sky Objekte

Im Inder befinden sich sehr viele Galaxien. Die meisten von ihnen sind jedoch nur den Großteleskopen zugänglich, weil sie einerseits sehr kleine Flächenhelligkeiten haben und mehrere 10 bis 100 Millionen Lichtjahre entfernt sind. Zu den helleren gehören NGC 7049, NGC 7090, NGC 7205 und IC 5152.

NGC 7049 ist die Bezeichnung einer SA(s)-Galaxie im Sternbild Indus. Sie wurde schon am 4. August 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt, aber erst später im New General Catalogue verzeichnet. NGC 7049 hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von 10m6 und, bei einer Winkelausdehnung von 4,4′ × 2,9′, eine Flächenhelligkeit von 13m3. Sie ist jedoch aufgrund ihrer Position RA 21h19m0,3s und Dec −48° 33′ 43″ zu weit südlich, um von Mitteleuropa aus beobachtet werden zu können. Eine Aufnahme in eine Raumtiefe von 94 Millionen Lichtjahren mittels des Hubble-Weltraumteleskops zeigt ihr Aussehen im sichtbaren Licht, das einen ungewöhnlichen Staubring erkennen lässt.

Bild 05: NGC 7049  HST

NGC 7090 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc im Indus. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 10m7 und, bei einer Winkelausdehnung von 7,8′ × 1,53′, eine Flächenhelligkeit von 12m9. Bei dem Objekt handelt es sich um eine sogenannte Edge-On-Galaxie, d. h. wir sehen sie genau in Kantenstellung auf der Position RA 21h36m24,3s / Dec -54°33´24,3“. Die Spiralarme erscheinen hier nur als dunkle staubhaltige Wolken, beleuchtet vom hellen Zentrum der Galaxie. Auf dem HST-Foto sind auch viele leuchtende Wasserstoffgebiete zu erkennen, in denen Sternengeburten stattfinden. Das Objekt wurde am 4. Oktober 1834 vom britischen Astronomen John Herschel entdeckt.

Bild 06: NGC 7090 vom HST

NGC 7205 ist eine Spiralgalaxie vom Hubbletyp SA(s)bcHII mit einem sehr kleinen, hellen Kern und ausgeprägten Staubstreifen zwischen den Spiralarmen. Sie liegt auf der Position RA 22h08m34,4s / Dec -57°26´33“ und somit auf der Grenze zum Sternbild Tukan. Ihre visuelle Helligkeit von 10m8 ergibt bei einer Winkelausdehnung von 3,55´x 1,95´ einen realen Durchmesser von 90.000 Lichtjahren und eine Flächenhelligkeit von 12m9. Ihre Photonen erreichen uns nach 80 Millionen Jahren. NGC 7205 wurde am 10. Juli 1834 von John Herschel entdeckt. Sie hat zwei Begleitgalaxien, die Spiralgalaxie NGC 7205 A und die scheinbar irreguläre Galaxie PGC 388132.

NGC 7205A steht auf der Position RA 22h07m31s / Dec -57°27´43,2“ und hat eine Gesamthelligkeit von 15m15.

PGC 388132 befindet sich auf der Position RA 22h08m28,9s / Dec -57°55´44“ und hat eine Winkelausdehnung von 0,76´ x 0,41´. Sie ist nur Großteleskopen und Photonenjägern zugänglich.

IC 5152 ist die Bezeichnung einer irregulären Galaxie im Sternbild Inder und wurde im Jahr 1908 von dem Astronomen DeLisle Stewart entdeckt. Ihre Position ist RA 22h03m00s / Dec -51°17´00“, sie steht  5,8 Millionen Lichtjahre tief im Raum und  gehört trotz dieser Entfernung zu den Galaxien, deren einzelne Sterne am leichtesten aufgelöst und beobachtet werden können. Es ist eine offene Frage, ob IC 5152 noch als entferntes Mitglied zur lokalen Gruppe gehört.

Bild 07: IC5152 Detailaufnahme vom HST

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

  • Internet, Wikipedia                                                      div. Autoren
  • Der große Kosmos-Himmelführer                      I. Ridpath / W. Tirion
  • Internet Astronomie.de                                             G. Bendt
  • Wikimedia Commons                                                  div. Autoren
  • Taschenatlas der Sternbilder                                  J. Klepesta,  A. Rükl
  • Wikimedia.org                                                                 div. Autoren

Quellenangaben der Abbildungen:

  • Bild 01: Darstellung des Pavo und Indus auf Johann Gabriel Doppelmeyr’s Sternkarte des südlichen Himmels von 1730 – Reproduktion, gemeinfrei
  • Bild 02: Wikipedia Datei: Johannes Hevelius – „Firmamentum Sobiescianum sive Uranometria“ Tavola Emisfero Australe 1690, Replik, gemeinfrei
  • Bild 03: aus Wikimedia Commons, the free media repository  Creativ Commons Attribution Share Alike 3.0 T. Bronger  Free Software Foundation CCBYSA3.0
  • Bild 04: IAU Constellations
  • Bild 05: from Wikipedia, the free encyclopedia NGC 7049 – image from the HST´s Advanced Camera for Surveys
  • Bild 06: ESA/Hubble & NASA Acknowledgement R. Tugral,  gemeinfrei
  • Bild 07: Wikipedia, the free encyclopedia – IC 5152 by the Hubble Space Telescope

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Das Sternbild Triangulum Australe – Südliches Dreieck

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Dieses Sternbild ist, wie sein Name schon andeutet, am südlichen Sternenhimmel zu Hause. Das Sternbild setzt sich aus drei hellen Sternen zusammen und ist daher auch auffälliger als sein nördliches Gegenstück, das Dreieck. Als Urheber des Sternbildes werden der niederländische Navigator Pieter Dirkszoon Keyser und sein Helfer Frederick de Houtman genannt, die 1595–97 im Auftrag von Petrus Plancius den südlichen Himmel vermaßen. Beschrieben wurde es bereits 1500 von einem spanischen Navigator genannt Mestre João. Auch der italienische Seefahrer und Entdecker Amerigo Vespucci erwähnt diese auffällige Sternenkonstellation im Bericht über seine zweite Reise von 1502. Schon 1589 findet sich das südliche Dreieck auf einem Himmelsglobus des Petrus Plancius. Tatsächlich steht es dort aber auf dem Kopf, weil er hierfür Berichte von Forschungsreisenden, namentlich Andreas Corsal und Pedro de Medina, verwendete aber keine genaueren Koordinaten hatte. Erst auf dem Planciusschen Globus von 1598, der die Vermessungen von Keyser und de Houtman umsetzt, stellt es sich richtig dar. Von Letzteren übernahm Johann Bayer das südliche Dreieck in seinen 1603 erschienenen Himmelsatlas Uranometria. Er wird aufgrund der maßgeblichen Bedeutung seines Werkes in älteren Schriften auch als Sternbildautor angegeben.

Zur Bedeutung des Dreiecks als geometrische oder mathematische Figur und als Symbol unterschiedlichster Genese siehe die Sternbildbeschreibung Triangulum – Dreieck in der POLARIS 29.

2 Das Sternbild

Triangulum Australe     Genitiv: Trianguli Australis     Abk.: TrA       dt.: südliches Dreieck

Von Mitteleuropa aus ist das Südliche Dreieck unsichtbar. Eine richtige, vollständige Beobachtung wird erst südlich des nördlichen Wendekreises, also südlich von 19° bis 90° Süd möglich. Auf der Erde sind die Wendekreise die beiden Breitenkreise von je 23° 26′ 05″ nördlicher bzw. südlicher Breite. Auf ihnen steht die Sonne am Mittag des Tages der jeweiligen Sonnenwende im Zenit. Die Wendekreise haben vom Äquator je einen Abstand von 2609 km. Das südliche Dreieck nimmt am Himmel eine Fläche von 110 Quadratgrad ein und erstreckt sich in RA von 14h56m01s bis 17h13m53s und in Dec von  −70°30′42″ bis −60°15′52“. Umgeben ist es von den Nachbarsternbildern Winkelmaß, Zirkel, Paradiesvogel und Altar. Durch das Südliche Dreieck zieht sich das Band der Milchstraße.

Bild 01: Karte des Sternbilds Südliches Dreieck

2.1 Die Sterne

α TrA, mit 1m91 der hellste Stern im Triangulum Australe, ist etwa 405 Lichtjahre entfernt. Es handelt sich um einen orange leuchtenden Stern der Spektralklasse K2IIb-IIIa, mit der neunfachen Masse und der 2.000fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Der nicht historische Eigenname Atria ist ein Kürzel für  Alpha Trianguli Australe. Er markiert die südwestliche Ecke des Dreiecks auf der Position α 16h 48m 39,9s / δ -69°01´39,8“.

β TrA hat den Kunstnamen Betria, steht auf der Position α 15h50m50s / δ -63°17´0“ und markiert die nördliche Ecke des Dreiecks mit einer Helligkeit von 2m83. Dieser Stern gehört zur Spektralklasse F0 und ist 42 Lichtjahre von uns entfernt.

γ TrA steht an der östlichen Ecke des Dreiecks auf der Position α 15h14m10s / δ -68°30´0“ und leuchtet dort mit 2m87 als A1V-Spektraltyp über eine Entfernung von 183 Lichtjahren.

δ TrA leuchtet gelb mit 3m86 als 5.000 K heißer G5II-Stern auf der Position α 16h15m26,3s / δ -63°41´08“. Sein Licht braucht bis zu uns rund 620 Lichtjahre. δ TrA ist ein optischer Doppelstern. Die Hauptkomponente wird von einem nur 12m0 hellen Stern in 30“ Abstand begleitet.

ε TrA steht mittig auf einer Verbindungslinie von Beta nach Gamma. Die Koordinaten lauten: α 15h36m43,2s / δ -66°19´01,3“. Dort sehen wir einen 4.400 K heißen Riesenstern der Spektralklasse K0III, der sein 4m11 helles Licht über eine Entfernung von 202 Lichtjahren zu uns sendet. Mit einem Begleiter von 9m36 Helligkeit in 81,9“ Abstand bildet er einen optischen Doppelstern.

2.2 Deep-Sky-Objekte

NGC 5844 ist ein 13m2 planetarischer Nebel auf der Position α 50h10m40,7s / δ -64°40´25“ mit einer Winkelausdehnung von  1,22 Bogenminuten und einer Entfernung von 1372 pc. Dieses Objekt wurde am 2. Mai 1835 von John Herschel entdeckt.

ESO 99-4 ist eine mit 16m4 nur Großteleskopen zugängliche, peculiäre Galaxie.  Ihre sehr eigentümliche Form rührt wahrscheinlich von einem früheren Verschmelzungsprozess her, durch den sie über die visuelle Erscheinung hinaus verformt wurde, wobei der Hauptkörper durch dunkle Staubstreifen weitgehend verdeckt wird. ESO 99-4 liegt  auf der Position α 15h24m59,4s / δ -63°07´37,4“ mit einer Winkelausdehnung von 1,0´ x 0,6´ in einem reichhaltigen Feld von Vordergrundsternen und ist etwa 395 Millionen Lichtjahre entfernt.

Bild 02: ESO 99-4 (Galaxienverschmelzung)

NGC 5979 ist ein weiterer planetarischer Nebel in diesem Sternbild. Er wurde am 25. April 1835 von J. F. W. Herschel entdeckt. Wir finden ihn auf der Position α 15h47m41s/ δ -61°13´05,6“. Der Nebel ist mit 11m5 visueller Helligkeit kein leichtes Beobachtungsobjekt und der Zentralstern hat sogar nur 20m0.

Bild 03: NGC 5979 (Planetarischer Nebel)

NGC 6025 ist ein offener Sternhaufen in etwa 2.700 Lichtjahren Entfernung. Er enthält etwa 60 Sterne, die heller als die 7. Größenklasse sind. Seine Gesamthelligkeit ist 5m1. Bereits im Prismenfernglas bietet er einen schönen Anblick. Er steht an der nördlichen Sternbildgrenze zum Winkelmaß auf der Position α 16h03m17s / δ 60°25´54“ und hat eine Ausdehnung von 12´ entsprechend 4,5 Lichtjahren. Sein Alter wird mit 80 Millionen Jahren angegeben. Entdeckt wurde er von Abbe de Lacaille 1751. Die Konstellation der helleren Sterne in diesem offenen Haufen hat eine Ähnlichkeit mit dem Sternbild Coma Berenice.

NGC 6156 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc mit einer Helligkeit von 11m6 bei einer Entfernung von ca. 45 Millionen Lichtjahren. Ihre Koordinaten sind α 16h34m52,5s / δ -60°37´08″. Auf dieses schöne Feuerrad schauen wir direkt von oben und können in größeren Teleskopen sehr schön die Spiralarme um einen sehr kleinen Kern erkennen.

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

  • POLARIS 29                                                                        E.-G. Bröckels et al.
  • Internet Wikipedia                                                         div. Autoren

Quellenangaben der Abbildungen:

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Das Sternbild Microscopium – Mikroskop

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.

Bild 01: Das Sternbild Mikroskop auf einer mittelalterlichen Sternkarte

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.

Bild 02: Kasten-Lichtmikroskop , Optisches Institut Utzschneider & Fraunhofer 1820

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 4m11 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 20h27m362 bis 21h28m10s 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.

Bild 03: Das Sternbild Microscopium

2.1 Die Sterne

α Mic ist ein schon in mittleren Amateurteleskopen auflösbarer Doppelstern. Seine Gesamthelligkeit ist 4m9 und  strahlt aus 380 Lichtjahren Entfernung. Die Hauptkomponente variiert von 4m88 nach 4m94 und ist ein gelber Riesenstern mit dem Spektrum eines G8III-Typen, der im Abstand von 20,6“ von einem 10m0 hellen Stern begleitet wird. Seine Position ist α 20h49m58,1s / δ -33°46´47“.

β Mic ist mit 6m06 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 13m7 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 4m7 und 8m6, 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 21h20m45,6s / δ -40°48´34,5“. Die Hauptkomponente ist ein A7-Spektraltyp dessen Licht zwischen 4m77 und 4m87 in 2,125 Tagen variiert und viele Metalllinien im Spektrum aufweist.

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

ε Mic ist 4m71 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 12m2 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.

Bild 04: NGC 6923; Foto: The Carnegie-Irvine Galaxy Survey

NGC 6925 steht 3,7° nord-nordwestlich von α Microscopii und scheint mit 11m3 von der Position α 20h34m20,5s / 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.

Bild 05: NGC 6925; Foto: The Carnegie-Irvine Galaxy Survey

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.

Das Sternbild Sculptor – Bildhauer

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.

Bild 01: „Bildhauer“, Holzschnitt von Jost Ammann 1586            
Bild 02: Walhalla Regensburg, Skulpturen in Ruhmeshalle

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.

Bild 03: Entwurf l’Atelier de Sculpteur  Lacaille  1756
Bild 04: Apparatus Sculptoris   Uranographia J. Bode 1801-3

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 23h06m43s bis 01h45m50s 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.

Bild 05: Sternbild Sculptor

2.1 Die Sterne

α Scl ist der hellste Stern im Bildhauer, ein 673 Lichtjahre entfernter, bläulich mit 4m3 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 00h58m36,3s / 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 23h52m58,3s  / δ -37°49´05,7“ mit einer mittleren visuellen Helligkeit von 4m37, die zwischen 4m35 und 4m39 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 4m4 leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K1III mit einer 4500 K heißen Sternoberfläche, steht auf der Position α 23h18m49,4s / 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 23h48m55,5s / δ -28°07´48,9“ ein und leuchtet von dort mit 4m57 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 4m59. Er hat einen schwachen Begleiter von 11m6, 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 9m4 hat.

ε Scl steht in der äußersten nordwestlichen Ecke des Sternbildareals auf der Position α 01h45m38,7s /  δ -25°03´09“, ist 5m29 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 5m29. Sie wird im Abstand von 4,6“, entsprechend 126 Astronomischen Einheiten, von Epsilon Sculptoris B, einem gelben Zwerg mit einer visuellen Helligkeit von 8m6 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 4m84 zwischen 4m8 und 4m9 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 00h27m55,6s / 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 6m1 und 6m2 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 5m41 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 00h47m33s / 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 12m9, ist 7m3 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.

Bild 06: NGC 253 Sculptor- oder Silberdollar-Galaxie

NGC 288,  ein 8m1 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 00h52m45s / 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.

Bild 07: NGC 288 Kugelsternhaufen nahe dem GSP

NGC 55 ist eine weitere helle Galaxie, die allerdings am Rand der Sculptor-Gruppe  auf der Position RA  00h14m53,6s / 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 7m8 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.

Bild 08: NGC 55 Randmitglied der Sculptorgruppe

NGC 300 ist eine weitere sehr schöne Spiralgalaxie in der Sculptor-Gruppe auf der Position RA 00h54m53s / 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 13m9 und eine visuelle Helligkeit von 8m1. 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.

Bild 09: NGC 300 vor Hintergrundgalaxien

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 13m3 und eine visuelle von 9m0. Die Galaxie befindet sich auf der Position RA23h57m49,8s / 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.

Bild 10: NGC 7793, Bild ESO VLT Paranal

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

2.3 Sonstiges

Bild 11: Sternbild Sculptor mit Nachbarn

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.

Die Sternbilder Hydrus – Kleine Wasserschlange und Mensa – Tafelberg

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.

Bild 01: Die benachbarten Sternbilder Tafelberg und Kleine Wasserschlange

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 0h06m08s bis 4h35m11s / 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 0m5 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 01h58m46,2s / δ -61°34´11,5“ und ist mit 2m9 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 2m8 der hellste Hydrus-Stern und steht südlich der Kleinen Magellanschen Wolke auf der Position α 00h25m45s / 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 3m26 nach 3m33 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 03h47m14,3s / 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 14m4 und kann während der Spitzenaktivität bis auf 8m4 aufhellen. Ihre Oberflächentemperatur liegt bei 18.000 +/- 2000 K.

π1,2 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 01h52m34,7s / δ -67°56´40,2“.

η2Hyi befindet sich auf α 01h54m13s / 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 01h37m53,6s / δ -60°30´41,3“, ist 127 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat eine scheinbare Helligkeit von 7m33. 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 01h41m31,38s / 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.

https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/large/heic1318a.jpg
Bild 02: PGC 6240 – Die „Weiße Rose“-Galaxie

NGC1511 ist eine Spiralgalaxie in Kantensicht, eine sogenannte Edge-on-Galaxy. Ihre Position ist RA 03h59m36,8s / Dec -67°38´05“ und ihre Entdeckung geschah am 2. November 1834 durch John Herschel.

http://cgs.obs.carnegiescience.edu/CGS/data/images/NGC1511_color.jpg
Bild 03: NGC 1511 – eine Edge-On-Galaxy

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.

Bild 04: Tafelberg bei Kapstadt – links Devil´s Peak

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 3h12m56s bis 7h36m52s 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 5m1 der hellste Stern. Er steht auf der Position α 06h10m14,47s / 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 5m09 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 05h02m42,99s / δ -71°18´51,5“. Als gelber Riese der Spektralklasse G8III ist er 5000 K heiß und sendet sein 5m31 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 5m18 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 5m47 helles Licht kommt von der 3900 K heißen Sternoberfläche eines K6III-Spektraltyps, der auf der Position α 04h55m11,14s/ 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 4h17m59,18s / δ -80°12´51,1“ in einer Distanz zu uns von 408 Lichtjahren. Sein 5m67 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 7h25m19s / δ -79°05´39,1“ und seine Helligkeit liegt bei 5m54. 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 5h37m9,9s / 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 0m9 finden wir sie auf den Koordinaten RA 5h24m / 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 10m0 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 04h50m36s / Dec -89°58´60“. Die HAST-Aufnahme zeigt eine hohe Konzentration, die schon fast einen lockeren Kugelsternhaufen vermuten lässt.

Bild 05: NGC 1711 – offener Sternhaufen im Mensa-Teil der GMW

NGC 1943, ein offener Sternhaufen, steht auf der Sternbildgrenze zum Dorado in RA auf 5h22m28,7s und in Dec auf -69°20´07“. Er ist mit 11m9 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.

Bild 06: NGC 1943 in der GMW an der Sternbildgrenze Dorado/Mensa – Foto HAST

NGC 2010 ist ein mit 11m7 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 05h30m35s / Dec -70°49,2´ und hat eine Winkelausdehnung von 2 Bogenminuten. Er wurde am 12. November 1826 von John Herschel entdeckt.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f3/NGC_2010_HST_9891_71_R814_G_B555.png
Bild 07: NGC 2010 offener Sternhaufen im Mensa-Teil der GMW

NGC 1987 ist ein lockerer Kugelsternhaufen in der Großen Magellanschen Wolke. Mit den Koordinaten RA 05h27m17,2s / Dec -70°41´15“ steht er mit 12m1visueller 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.

Bild 08: NGC 1987 lockerer Kugelsternhaufen im Mensa-Teil der GMW

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.

Bild 09: NGC 2018 SN-Rest in der GMW – Foto 3,9 m-AAT am Australian Astronomical Observatory

NGC 2199 ist eine Spiralgalaxie in Schrägstellung auf der Position RA 06h04m44,9s / 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.

Bild 10: NGC 2199 – Spiralgalaxie in Mensa

6 Sonstiges

Bild 11: Uranometria 1603: „Southern Birds, Indus, and Hydrus“

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.

Das Sternbild Grus – Kranich

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.

Bild 01: Sternbild Kranich – Auszug aus Uranometria von Johannes Bayer 1603

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.

Bild 02: Eurasischer Kranich  / Grauer Kranich  (Grus Grus)

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.“

Bild 03: Detail Giebel Kranichhaus Otterndorf

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 ) 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.

Bild 04: Wappen von Kransberg                               Bild 05: Origami-Kraniche – Symbol für ein langes Leben

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 21h27m43s bis 23h27m04s 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.

Bild 06: Das Sternbild Kranich

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 1m7 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 22h08m14s / δ -46°57´39,5“.

β Gru  leuchtet mit 2m1 aus 175 Lichtjahren Entfernung orange. Sein Licht verrät einen roten Riesen der Spektralklasse M5III mit 3400 K Oberflächentemperatur auf der Position α 22h42m40s / 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 21h53m55,7s / δ -37°21´54“ mit 3m0 von einer 12.500 K heißen Oberfläche strahlend.

δ1 Gru ist ein von 3m97 nach 4m2 veränderlicher gelber Riesenstern der Spektralklasse G6/8III mit einer Oberflächentemperatur von 5000 K auf der Position α 22h29m16,17s / 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 22h29m45,43s / 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 0m043 bei einer mittleren Helligkeit von 4m11. Er gehört als roter Riese der Spektralklasse M4.5IIIa an und hat in 60,4“ einen 9m71 lichtschwachen visuellen Partner, der 2013 entdeckt wurde.

ε Gru ist ein kleiner blauer Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V mit einer Oberflächentemperatur von 8600 K. Sein 3m49 helles Licht kommt aus 129 Lichtjahren Entfernung von der Position α 22h48m33,2s / 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 23h00m52,8s / δ -52°45´14,8“. Sein oranges, 4m12 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 22h15m36,9s / δ -41°20´48“. Mü1Gruis ist ein Doppelstern dessen Einzelhelligkeiten von 5m2 und 6m68 sich für das bloße Auge als 4m79 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 22h16m26,56s / δ -41°37´38“ in 270 Lichtjahren Raumtiefe. Dieser mit 5m1 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 22h22m44s / δ -45°56´52,6“ und leuchtet variabel zwischen 5m3 und 7m0 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 10m7 lichtschwachen gelben Hauptreihenstern der Spektralklasse G0V in nur 2,7“ Abstand.

π2Gru sendet von der Position α 22h23m07,8s / δ -45°55´42“ sein blauweißes, 5m6 helles Licht zu uns. Die Hauptkomponente ist ein Unterriese der Spektralklasse F3III mit einer 6800 K heißen Oberfläche und hat einen 12m 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 10m97 und einer Winkelausdehnung von 5,2´x 3,8´, finden wir ganz nahe der Grenze zum Südlichen Fisch auf den Koordinaten RA 22h57m10,6s / 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.

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Bild 07: IC 1459  – Foto The Carnegie –Irvine Galaxy Survey

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 10m1 ergibt sich eine Flächenhelligkeit von 12m3/arcmin2. Wilhelm Herschel entdeckte diese Seyfert-Galaxie am 30.09.1834, deren Position heute RA 22h09m16,2s / 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“.

Bild 08: NGC 7213 im Kranich – Foto CGS

NGC 7410 ist eine Balkenspiralgalaxie vom Typ SB(s)a mit einer Winkelausdehnung von 4,6´x 1,6´, einer visuellen Helligkeit von 10m4 und einer Flächenhelligkeit von 12,6/arcmin2. Ihre Position ist RA22h55m0,7s / 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.

Bild 09: NGC 7410 im Sternbild Kranich – Foto DSS2

NGC7424 ist ein schönes Feuerrad und ein klassisches Beispiel einer Balkenspiralgalaxie vom Typ SBc. Im nördlichen Teil des Sternbildes auf der Position RA 22h57m /Dec -41°04´ stehend senden ihre Sterne ein Sammellicht von 11m0 über eine Entfernung von 37,5 Millionen Lichtjahren zu uns.

Bild 10: NGC 7424 – Foto HST

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 23h18m23,5s / Dec -42°22´14“.

Bild 11: Das Grus-Quartett
NGC 7552 unten rechts, NGC7582 mittig, NGC 7590 ganz oben, NGC 7599 oben links

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 21h59m35,2s / Dec -39°23´08“. Bei einer Winkelausdehnung von derzeit 2´12“ x 2´12“ leuchtet er mit 12m0 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.

IC5148 plan Neb_SpareTyreNebula EFOSC2 am NTT ESO
Bild 12: IC 5148 „Ersatzreifen-Nebel“ – Foto EFOSC2 am NTT der ESO

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 02: Wikipedia Andres Trepte
  • 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.

Das Sternbild Fornax – Chemischer Ofen

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.

Bild 01: Apparatus Chemicus – Ausschnitt

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

Bild 02: Fornax – Römische Göttin des Brotbackofens by artedea.net

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 01h45m242 bis 03h50m21s 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 3m8 von einem orange mit 6m5 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 02h49m05s / δ -32°24´21“ mit einer Helligkeit von 4m5. Sein gelbes Licht verrät einen Riesenstern mit der 4800 K heißen Oberfläche eines G8III-Spektraltypen. Er wird von einem 14m 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 6m15 variabel leuchtender Riesenstern in 360 Lichtjahren Entfernung. Seine Position ist α 02h49m51s / δ -24°33´37“. γ1 Fornacis hat laut Eintrag im Washington Double Star Katalog drei Begleiter. Diese sind nur schwach leuchtende 11m – bis 13m-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 5m0 von der Position RA 03h42m15s / 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 02h04m29s / Dec -29°17´48“ und leuchtet als blauer Riesenstern vom Spektraltyp B 9.5III variabel von 4m69 nach 4m73 mit einer Periode von 1,89 Tagen.

ω For  ist ein leicht trennbarer Doppelstern auf der Position RA 02h33m50,7s / Dec -28°13´56“ . Die Komponenten haben die Helligkeiten 4m9 und 7m9, 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 7m8 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 19m0. Fornax-System ist nur 450.000 Lichtjahre von uns entfernt, ist aber wegen seiner mit 9m1 geringen Flächenhelligkeit bei einem Durchmesser von 7000 Lichtjahren entsprechend einem Winkelgrad nur mit lichtstarken Optiken auf der Position RA 2h39m59s / 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.

Bild 03: Fornax-System

NGC 1049 wird auch als Fornax 3 bezeichnet. Dieser zum Fornax-System gehörende Kugelsternhaufen wurde wegen seiner wesentlich höheren Flächenhelligkeit von 12m6 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 02h39m482 / Dec -34°15´28“, wobei allerdings nur der Einsatz sehr großer Teleskope erfolgversprechend sein dürfte.

Bild 04: NGC 1049 / Fornax 3 Kugelsternhaufen

NGC 1097 ist eine visuell 9m5 helle Seyfert-1-Galaxie vom Hubble-Typ SB(s)b, rund 60 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt, steht auf der Position RA 02h46m19s / 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 13m8. 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.

Bild 05: NGC 1097 mit Begleitgalaxie NGC 1097A

NGC 1316 / Fornax A, ist eine Spiralgalaxie vom Typ S0, deren Licht mit einer Flächenhelligkeit von 13m0 pro Quadratbogenminute über eine Entfernung von 65 Millionen Lichtjahren von der heutigen Position RA 03h22m41.5s / 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.

Bild 06: NGC 1316 (mittig) und NGC 1317 (rechts)

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 9m4 heller planetarischer Nebel ohne scharf  umrissene Hülle in 978 Lichtjahren Entfernung auf der Position RA 3h33m15s 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 11m4 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.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/66/NGC1360_Planetary_Nebula_from_the_Mount_Lemmon_SkyCenter_Schulman_Telescope_courtesy_Adam_Block.jpg
Bild 07: NGC 1360 „Robin’s Egg“

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 9m5 noch eine Flächenhelligkeit von 13m9. Diese Typ2-Seyfertgalaxie dreht sich auf der Position RA 03h33m36s / 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.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/34/The_Great_Barred_Spiral_Galaxy.jpg
Bild 08: NGC 1365

NGC 1398 befindet sich im nordwestlichen Bereich des Sternbildes auf der Position RA 3h38m52s / Dec -26°20´16“. Diese Balkenspiralgalaxie des Typs SBab hat eine visuelle Helligkeit von 9m8 bei einer Winkelausdehnung von 7,1´x 5,4´ und eine Flächenhelligkeit von 13m6. 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.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/30/N1398s.jpg
Bild 09: NGC 1398

2.3 Sonstiges

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Fornax_IAU.svg/640px-Fornax_IAU.svg.png
Bild 10: Das Sternbild Fornax

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:

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Das Sternbild Caelum – Grabstichel

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Diese Sternbildbeschreibung befasst sich mit einem weiteren neuzeitlichen Sternbild, welches am südlichen Sternenhimmel von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille auf einer ersten Karte des südlichen Sternenhimmels im Jahre 1756 angesiedelt wurde. Er belegte einige Regionen des südlichen Sternhimmels, die noch nicht benannt waren, mit Sternbildnamen. Im Gegensatz zu den klassischen Sternbildern, die nach mythologischen Gestalten und Gegenständen benannt sind, trugen seine Konstellationen meist die Namen von technischen Errungenschaften und Erfindungen seiner Zeit. Der ursprüngliche Name lautete Caela Sculptoris (die Grabstichel des Bildhauers). Der Grabstichel hat also nichts mit Gräbern, Friedhöfen und Gartenarbeit zu tun, sondern stellt ein Gravierwerkzeug dar, das früher, und in Künstlerkreisen bis in die heutige Zeit, zur Anfertigung von Kupfer- oder Stahlstichen oder auch zum Ziselieren von Gegenständen verwendet wurde bzw. wird. Zu Lacailles Zeiten hatte das Werkzeug, welches auch unter den Bezeichnungen Stichel, Zeiger, Burin, Sculper oder Scorper geführt wurde, außerdem enorme Bedeutung beim Erstellen von Druckplatten erlangt: Denn bildliche Darstellungen waren für wissenschaftliche Buchtitel und zur besseren Verständlichmachung von Texten von großer Bedeutung.

Bild 01: Verschiedene Grabstichel . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .Bild 02: Grabstichel im Detail

Der Grabstichel hat einen hölzernen Handgriff und wird fast immer unmittelbar von Hand bewegt und nicht mit einem Hammer geschlagen. Der Handgriff ist in der Regel birnenförmig ausgeprägt, um einen festen Griff zu ermöglichen. Das der Schneide zugewandte Ende des Griffs ist abgeplattet, damit die Finger der Vorwärts- oder Abwärtsbewegung nicht hinderlich sind. Die Schneide ist typischerweise zwischen 8 und 11 cm lang und aus gehärtetem Stahl. Der Querschnitt ist je nach Anwendung unterschiedlich ausgeprägt. Die scharfe Klinge besteht aus der Kappe oder Schild genannt und der nach unten gekehrten Bahn, die mit der Kappe zusammentrifft und dadurch die Schneide ergibt.

Mit Entwicklung des Kupfer-, Stahl- und Holzstichs wurde der Grabstichel schnell zu einem bevorzugten Werkzeug für Künstler und sonstige Bearbeiter dieser Werkstoffe. Er gehörte zur Standardausstattung spätmittelalterlicher Werkstätten und ist auch heute noch in Gold- und Silberschmieden zu finden.

In der Frühen Neuzeit gehörte der Stichel bei Inquisitions- und Hexenprozessen zum Instrumentarium der „peinlichen Befragung“; ob auch ein Einsatz als allgemeines Folterinstrument erfolgte, ist nicht erwiesen; in mehreren Fällen ist in Prozessakten jedoch überliefert, dass die Angeklagten erst nach Androhung des „Stichelns“ Geständnisse abgaben.

Auch erhofften sich die die Verbreitung solcher Darstellungen von Folter und Hinrichtungen beauftragenden jeweiligen Städte eine abschreckende Wirkung auf die Zuwanderung Krimineller.

Eine authentische Darstellung von Foltermethoden findet sich in der österreichischen Constitutio Criminalis Theresiana, der Peinlichen Gerichtsordnung der Kaiserin Maria Theresia von 1769. Darin werden in zwei Anhängen die Foltergeräte und -methoden mit pedantisch genauen Gebrauchsanweisungen so dargestellt, wie sie bis dahin in Wien und Prag gebräuchlich waren.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ab/Theresiana-Titel.jpg
Bild 03: Peinliche Gerichtsordnung Österreichs zu Zeiten Maria Theresias

Für die verschiedenen Arbeiten sind früher verschiedene Bezeichnungen üblich gewesen oder zum Teil heute noch üblich: der Grabstichel im engeren Sinne wurde ausschließlich für Kupfersticharbeiten benutzt, der Messerzeiger oder Onglette ist im Querschnitt scharf keilförmig, die Schneide des Keils ist die Bahn und bildet mit der dreieckigen Kappe eine sehr scharfe Spitze. Weitere Ausführungen sind Spitzstichel, Flachstichel, dreieckiger Stichel, Boltstichel, Rundstichel, Ovaler Stichel und Fadenstichel.

2 Das Sternbild

Caelum     Genitiv: Caeli     Abk.: Cae     dt.: Grabstichel

Der Grabstichel ist ein unauffälliges Sternbild südlich des Hasen (Lepus) und östlich des ausgedehnten Eridanus. Vier Sterne bilden eine gekrümmte Linie. Nur zwei Sterne sind heller als die 5. Größenklasse. Von Deutschland aus kann nur der nördlichste Teil des Sternbildes im Dezember bei klarer Horizontsicht gesehen werden. Sein nur 185 Quadratgrad großes Himmelsareal erstreckt sich in RA von 4h19m32s bis 5h05m01s und in Dec von -48°44´18“ bis hinauf nach -27°01`30“ und ist somit erst ab 41° nördlicher Breite südwärts vollständig sichtbar. Es wird umgeben von Norden im Uhrzeigersinn von den Sternbildern Lepus, Eridanus, Horologium, Dorado, Pictor und Columba.

2.1 Die Sterne

Das Sternbild Caelum enthält aufgrund seiner südlichen Lage keine Sterne mit Flamsteed-Bezeichnungen, da John Flamsteed nur von London bzw. Greenwich aus beobachtete und katalogisierte. Weil es ein neuzeitliches und zudem aus lichtschwachen Sternen  < 4. Größe bestehendes Sternbild ist, haben die Sterne auch keine historischen Eigennamen.

Bild 04: Das Sternbild Caela Scalptoris nach Abbé de Lacaille

α Cae  ist ein 4m45 heller Zwergstern der Spektralklasse F2V mit einem blauweißen Licht von einer rund 7000 K heißen Sternoberfläche, welches von der Position RA 04h40m34s / Dec -41°51´49“ nach neueren Untersuchungen aus 2007 über eine Entfernung von 65,67 Lichtjahren zu uns kommt. In einem Abstand von 6,6 Bogensekunden vom Hauptstern befindet sich ein lichtschwacher brauner Zwerg als Begleiter, welcher der 13. Größenklasse und der Spektralklasse M0.5V zugehörig ist. Um das System zu beobachten benötigt man ein mittleres Teleskop.

β Cae ist ein 5m04 heller Unterriese der Spektralklasse F3V. Sein bläulich-weißes Licht kommt von der Position RA 04h42m03s / Dec -37°08´39“ über ca. 94 Lichtjahre zu uns.  Beta Caeli markiert im Sternbild etwa die Verbindungsstelle von Griffstück und Stichel.

γ Cae ist ein 4m55 heller roter Riese der Spektralklasse K2III in ca. 186 Lichtjahren Entfernung. Gamma Caeli ist der nördlichste der helleren Sterne in diesem Sternbild und ein optischer Doppelstern. γ1 Cae wird scheinbar in 2“9 Abstand von γ2 Cae, einem 6m32 hellen Stern der Spektralklasse F1II begleitet. In Wirklichkeit steht dieser Stern 321 Lichtjahre tief im Raum. γ2 Cae ist selbst ein Binärsystem mit einem 8m1 hellen Begleiter. Wenn man den 2m6 hellen Stern Alpha im Nachbarsternbild Columba  erkennen kann, kann man versuchen, Gamma Caeli 7,3° östlich davon aufzuspüren. Er markiert im Sternbild das birnenförmige Griffstück.

δ Cae markiert als südlichster der helleren Sterne im Sternbild die Stichelspitze mit einer noch mit bloßem Auge wahrnehmbaren Helligkeit von 5m07. Sein blaues Licht kommt von der 21.000 K heißen Oberfläche eines B3V-Unterriesen von der Position RA 04h30m50,1s / Dec -44°57´13,5“ über eine Distanz von 700 +/- 30 Lichtjahren zu uns.

RR Caeli ist ein Doppelstern im Sternbild Caelum auf der Position RA 04h21m05s / Dec -48°39´07“. Er ist ungefähr 66 Lichtjahre von der Erde entfernt und wurde erstmals 1955 von Jacob Luyten mit dem Namen LFT 349 bezeichnet. Er wurde 1979 als Bedeckungsveränderlicher identifiziert und weist eine Grundgröße von 14m36 auf, die alle 7,2 Stunden für ein Intervall von etwa 10 Minuten, aufgrund der totalen Bedeckung des helleren Sterns durch den schwächeren verursacht wird. Seine Variabilität in der Helligkeit führte dazu, dass er im Jahr 1984 die Sternbezeichnung RR Caeli erhielt. Dieses Sternensystem besteht aus einem roten Zwerg des Spektraltyps M6 mit 3100 K Oberflächentemperatur und einem weißen 7500 K heißen Zwerg, die sich alle 7,2 Stunden umkreisen. Der rote Zwerg hat nur 18% der Sonnenmasse, während der weiße Zwerg 44% Sonnenmasse hat.  Der rote Zwerg befindet sich in einer gebundenen Rotation mit dem weißen Zwerg, was bedeutet, dass es dem schwereren Stern immer dieselbe Seite zeigt wie zum Beispiel unser Mond der Erde. Das System ist auch ein Post-Common-Envelope-Binärsystem, denn der rote Zwergstern transferiert Material auf den Weißen Zwerg. In ungefähr 9-20 Milliarden Jahren wird RR Caeli aufgrund der allmählichen Verkürzung der Periode wahrscheinlich zu einem kataklysmischen variablen Stern werden, was zu einer zunehmenden Übertragung von Wasserstoff an die Oberfläche des Weißen Zwergs führt.

2.2 Deep-Sky-Objekte

NGC 1679,  eine mit 11m4 scheinbarer Helligkeit leuchtende Balkenspiralgalaxie, ist das einzige „bekanntere“ Deep-Sky-Objekt im Sternbild Grabstichel. Sie wurde im Jahre 1835 am 18. November von John Herschel auf der Position RA 04h49m552 / Dec -31°57´53“ entdeckt. Sie hat eine Winkelausdehnung von 2,7´x 2,0´ bei einer Entfernung, für die das Licht bis zu uns 49 Millionen Jahre braucht. Vom Hubble-Teleskop gibt es eine Aufnahme dieser Balkenspiralgalaxie. NGC 1679 liegt ca. 4,5° nordwestlich von Gamma Caeli.

Bild 05: NGC 1679

2.3 Sonstiges

Bild 06: Karte des Sternbilds Grabstichel

Literaturhinweise:

  • Lexikon der gesamten Technik und ihrer Hilfswissenschaften       O. Lueger
    • Folterwerkzeuge und ihre Anwendung 1769      L. A. Veitmeyer
    • Internet z.B. Wiktionary                                                   div. Autoren
    • Internet z.B. Wikipedia                                                      div. Autoren
    • www.astronomie.de                                                             div. Autoren
    • Sternbilder von A bis Z                                                       A. Rükl
    • Buch der Sterne                                                                      Guinness

Quellenangaben zu den Abbildungen:

  • Bild 01: kein Nachweis, Internet Verkaufsangebot bei ebay
  • Bild 02: Burin Sculper  wikipedia.org/wiki/Grabstichel (Werkzeug)  Postelwijn
  • Bild 03: wikipedia.org/wiki/Constitutio_Criminalis_Theresiana
  • Bild 04: de.wiktionary.org Caelum
  • Bild 05: cgs.obs.carnegiescience.edu NGC 1679
  • Bild 06: Wikimedia Commons, the free media repository Caelum constellation map.png

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Das Sternbild Circinus/Zirkel

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

Zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Auch das hier beschriebene Sternbild gehört zu den späten Sternbildern, die erst in der Neuzeit der Astronomie am Südsternhimmel eingefügt wurden. Wurden in der Antike hauptsächlich mythische Personen und Tiere als Sternbilder am Himmel verewigt, so wurden in der Neuzeit überwiegend für die damalige Zeit unverzichtbare und epochemachende Erfindungen als Sternbilder publiziert. So kam auch der Zirkel, im Althochdeutschen Circil genannt, ein Zeichen- und Hilfsgerät zum Zeichnen von Kreisen bzw. allgemeiner zum Übertragen von Distanzen und zum Abstecken von täglichen Reiselängen auf Seekarten unter der lateinischen Bezeichnung Circinus an den damals noch sternbildarmen Südhimmel.

Der Zirkel galt schon im vorchristlichen Altertum als Instrument der planend entwerfenden Intelligenz und ist seither auch Symbol für aktive Schöpfungskraft und neben der Waage auch Symbol für abwägende Geistestätigkeit, Gerechtigkeit, Klugheit, Mäßigung und Wahrheit.   

Zum Erstellen von Zeichnungen war und ist dieses Instrument also unverzichtbar. In der antiken Geometrie waren Zirkel und Lineal geradezu heilige Gegenstände. Außerdem ist er ein in der ebenen Euklidischen Geometrie verwendetes mathematisches Instrument, das einen Kreis um einen gegebenen Punkt zieht.

Wir finden den Zirkel unter anderem auf historischen und astronomischen Bildern als Algorithmus oder Handwerkszeug, zum Beispiel auf einer Darstellung des Gottes Uranus als Schöpfer der ersten Welt oder auf einem Bild aus dem Segelhandbuch „Licht der Zeevaert“ von Wilhelm Bleau aus dem Jahr 1608.

Bild 01: Christliche Darstellung „Gott erschafft die Welt“

Bild 02: Uranus als Schöpfer der ersten Welt

Schon die Menschen der Steinzeit verwendeten den Zirkel, allerdings in einer sehr vereinfachten und für deren Zeit genialen Ausführung. Sie rammten einen Pfahl an einer vorher festgelegten Stelle in den Boden, befestigten ein Seil mit einer beweglichen Seilöse daran und in einem ganz bestimmten Abstand zum stehenden Pfahl einen weiteren Pfahl, mit dem sie nun einen genauen Kreis um den stehenden Pfahl ziehen konnten. In dieser Art wurden zum Beispiel die Steinkreise für das Sonnen- und Mondobservatorium von Stonehenge angelegt.

Bild 03: Ausschnitt aus Segelhandbuch „Licht der Zeevaert“ von Wilhelm Bleau 1608

Aufzeichnungen von Entdeckungen und Erfindungen, unter anderen die von Leonardo da Vinci, wären ohne Einsatz eines Zirkels nicht möglich gewesen, denn in der Antike war der Zirkel neben dem Lineal das einzige Hilfsmittel zur Konstruktion geometrischer Objekte.

Auch in der Geometrie und bei der Konstruktion waren Zirkel und Lineal die einzigen Hilfsmittel, um geometrische Zeichenoperationen auszuführen wie zum Beispiel Parallelverschiebungen von Geraden, Errichten der Senkrechten auf einer Gerade, der Mittelsenkrechten auf einer Strecke, Konstruktion von Dreiecken, Trapezen, Parallelogrammen, Rechtecken, regelmäßigen Sechsecken und vielem mehr.

Im Mittelalter wurde der Zirkel zum Symbol der Geometrie, der kosmischen Ordnung und Planungsarbeit, insbesondere in der Baukunst sowie Erd-, Land- und Stadtvermessung. In der bildenden Kunst zeigen Buchmalereien den Weltenrichter als Geometer, der den Erdkreis vermisst. Der Zirkel ist mit dem Winkelmaß und dem heiligen Buch noch heute ein Symbol der Freimaurerei. Die Logengründer orientierten sich dabei an Innungszeichen, welche den Baubruderschaften der Dombauhütten entlehnt wurden, die diese Kombination, Zirkel – Winkelmaß – Buch, als Symbol führten. Bei den Freimaurern kam dem Öffnungswinkel der Zirkelschenkel eine zusätzliche Bedeutung zu, ebenso wie der Anordnung von Zirkel und Winkelmaß zueinander. Ein Zirkel ist auch eines der Attribute der Temperantia, der Personifikation der Mäßigung und Besonnenheit. Sie ist eine der vier platonischen Kardinaltugenden und hat das Ziel Mittigkeit / Harmonie durch Ausgleich der allseitigen Extreme, also aus verschiedenartigsten Teilen, ein einziges geordnetes Ganzes zu erreichen. Auch der personifizierten Melancholie, wie z. B. in Albrecht Dürers Kupferstich Melencolia I aus dem Jahr 1514, wird der Zirkel als Attribut zugeordnet.

In der deutschen Geschichte gehörte nach 1945 der Zirkel zusammen mit einem Fäustel (Doppelkopfhammer) und einem Ährenkranz zum Emblem des Arbeiter- und Bauernstaates DDR. Der Zirkel symbolisierte darin die „Schicht der Intelligenz“.

Bild 04: Unterschiedliche Arten von Zirkeln

Der Fäustel oder Doppelkopfhammer und der Ährenkranz standen für die Arbeiter- bzw. Bauernschaft. Der Zirkel findet sich auch als Symbol in der Kunstrichtung Sozialistischer Realismus.

Im Jahre 1756 stellte der französische Astronom Nicolas-Louis de Lacaille die Konstellation des Sternbildes Circinus mit dem französischen Namen „le Compas“ vor. In dieser ersten ausführlichen Karte des südlichen Sternenhimmels benannte Lacaille 14 Konstellationen und stellte die neuen Sternbilder von Norma, Circinus und Triangulum Australe, Quadrant und Lineal als zusammengehörige Sternbildgruppe in einen Satz von Zeichnerinstrumenten. Circinus erhielt seinen heutigen Namen im Jahre 1763, als Lacaille eine aktualisierte Himmelskarte mit lateinischen Namen für die von ihm eingeführten Konstellationen veröffentlichte. Im nachfolgenden Bild ist der Zirkel als „le Compas“ unter den Vorderhufen des Centaurs zu sehen.

Bild 05: Planisphere des Etoiles Australes von Nicolas-Louis de Lacaille, 1756

2 Das Sternbild

Circinus     Genitiv: Circini     Abk.: Cir     dt. Zirkel

2.1 Die Sterne

Der Zirkel ist ein unauffälliges Sternbild bestehend aus einer Gruppe von Sternen, von denen nur einer die 3. Größenklasse erreicht. Seine Sternbildgrenzen reichen in Rektaszension von 13h38m43s bis 15h30m22s und in Deklination von -70°37´28“ bis hinauf nach -55°26´11“. Somit ist es erst ab 19° nördlicher Breite südwärts vollständig sichtbar. Die offiziellen Konstellationsgrenzen, wie sie von Eugène Delporte, einem Mitglied der Internationalen Astronomischen Union (IAU), 1930 festgelegt wurden, werden durch ein Polygon von 14 Segmenten definiert, die 93 Quadratgrad umschließen. Umgeben von seinen Nachbarsternbildern Lupus, Centaurus, Musca, Apus, Triangulum Australe und Norma liegt das Sternbild Circinus linksseitig auf einer Verlängerung einer Linie von β Cen, Hadar, nach α Cen, Rigil. Die Sterne im Sternbild Zirkel haben keine Eigennamen.

α Circini, der mit 3m19  hellste Stern im Zirkel, ist ein Doppelsternsystem. Ein mit 8m6  leuchtender Begleiter umkreist den Hauptstern in 16“ Abstand. Die beiden Sterne sind bereits mit einem kleineren Teleskop in Einzelsterne auflösbar. Auf der Position RA 14h42m30s / Dec -64°58´30“ markiert Alpha Cir die Verbindungsstelle der Zirkelschenkel in einer Entfernung von 54 Lichtjahren zur Erde. Sein Licht kommt von einer 7.500 K heißen Oberfläche eines A7 Vp Spektraltyps. Er ist mit 0,03m gering variabel.

β Cir, auf der Position RA 15h17m31s / Dec -58°48´04“stehend, markiert die nordwestliche Schenkelspitze mit einer Helligkeit von 4m069 aus einer Entfernung von 97 Lichtjahren. Er gehört zur Spektralklasse A3 Va  und ist rund 9.700 K heiß.

Am 30. Oktober 2015 wurde bei Beta Cir ein brauner Zwerg mit einer Oberflächentemperatur von 2.084 K und einer Helligkeit von nur 22m entdeckt. Er bekam die Bezeichnung Beta Circinus (klein) b und wurde neuesten Untersuchungen zufolge, z.B. Abstand zum Hauptstern, Umlaufzeit, Eigenrotation, als Exoplanet eingestuft.

γ Cir, der dritte figurbildende Stern, markiert auf der Position RA 15h23m22s / Dec -59°10´15“ die nordöstliche Schenkelspitze des Zirkels. Gamma Cir wurde schon 1885 von W. Herschel als Doppelstern deklariert. Die Hauptkomponente, ein Unterriese, ist ein 15.135 K heißer B5 IV Spektraltyp, der in 1 Bogenminute Abstand von einem 4.780 K heißen  F8 V-Stern in 258 Jahren einmal umkreist wird. Das ganze System ist 450 Lichtjahre von uns entfernt.

δ Cir ist mit der gemeinsamen Helligkeit von 5m09 ein sehr helles Mehrfachsternsystem, welches sich schon in kleinen Teleskopen trennen lässt. Die Hauptkomponente δ Cir A wird von zwei sich in 3,9 Tagen umkreisenden O8- und O9.5-Sternen, δ Cir Aa und δ Cir Ab, umrundet. Ein weiterer Begleiter ist δ Cir B, ein mit 13m gelb leuchtender G5-Stern mit einer Oberflächentemperatur von rund 5.000 K. Das hier gewonnene Mischspektrum ist O7.5 III.

Hierzu gesellt sich der 6m0 helle Stern mit der Katalognummer HD135160, der zur Spektralklasse B05 gehört, seinerseits einen Begleiter hat und das δ Cir A-System in 4 Bogenminuten Abstand umkreist. Dieses ganze System steht auf der Position RA 15h16m57s / Dec -60°57´26“ und 770 pc oder 2.500 Lichtjahre tief im Raum. Zum Aufsuchen braucht man nur den Abstand β Cen / α Cen = Toliman einmal nach Westen zu verlängern.

ε Cir, ein 4m86 heller, orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K2.5 III, schickt uns sein Licht aus 410 Lichtjahren Entfernung. Seine Position ist RA 15h17m39s / Dec -63°36´38“ und somit sehr nahe der Grenze zum „Südlichen Dreieck“.

θ Cir zeigt sich als 5m1 helles Doppelsternsystem. Die Komponenten gehören den Spektralklassen B4 Vnp und B4 Vnpe an, sind beide 5m9 hell und umkreisen sich in 39,6 Jahren einmal. Ihr Licht braucht bis zu uns 276 +/- 7 Jahre. Im Sternbild steht dieses System auf der Position RA 15h04m48s / Dec -64°01´53“ nordwestlich von Alpha Circini.

η Cir ist ein 5m2 heller gelber Riese der Spektralklasse G8 III und steht 276 Lichtjahre tief im Weltall.

ζ Cir strahlt als 6m9 heller, blau-weißer Hauptreihenstern. Sein Lichtspektrum aus einer Raumtiefe von 1.273 Lichtjahren verrät uns einen über 20.000 K heißen B3 V-Stern.

2.2 Deep-Sky-Objekte

Die Circinusgalaxie (ESO 97-G13) ist eine Seyfertgalaxie vom Typ-2 im Sternbild Zirkel.  Sie ist die unserer Galaxie, der Milchstraße, am nächsten stehende bekannte aktive Galaxie. Sie befindet sich gerade einmal 4 Grad unterhalb der Galaktischen Ebene und ist etwa 13 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Galaxie enthält große Mengen an turbulentem Gas, das in zwei Ringen um das Zentrum konzentriert ist. Der innere Ring weist einen Radius von etwa 130 Lichtjahren auf, während der äußere Ring etwa 700 Lichtjahre vom Zentrum der Galaxie entfernt ist. Er zeigt alle Merkmale einer starken Sternentstehung. Weil diese Galaxie  von Materie unserer eigenen Galaxie verdunkelt wird, wurde sie erst in den 1970er-Jahren entdeckt, obwohl es sich um eine relativ nahe gelegene Galaxie handelt. Ihre Position ist RA 14h13m10s / Dec -65°20´21“. In dieser Galaxie wurde im Jahr 2001 ein helles, variables Objekt vom Chandra Röntgenobservatorium beobachtet, welches erst fast ein Jahrzehnt später als SN 1996cr bestätigt wurde.

Bild 06: Circinusgalaxie ESO 97-G13 (HST)

NGC 5315 ist ein beinahe glückskleeblattförmiger planetarischer Nebel, welcher am 4. Mai 1863 von Ralf Copeland auf der Position RA 13h53m57s / Dec -66°30´50“, also 5,2 Grad südwestlich von Alpha Circini, in 7.000 Lichtjahren Entfernung entdeckt wurde.  Dazu benutzte er den Leviathan von Lord Rosse. Das 9m8 helle Licht verteilt sich auf eine Fläche von 0,23´ x 0,23´, wobei der Zentralstern nur eine Helligkeit von 14m2 aufweist. Um dieses Objekt flächig und in brauchbarer Auflösung zu sehen, bedarf es einer großen Öffnung bei 200-facher Vergrößerung.

Ralph Copeland (* 3. September 1837 in Woodplumpton (Lancashire); † 27. Oktober 1905 in Edinburgh) war ein britischer Astronom, vierter Regius Professor of Astronomy an der University of Edinburgh und der dritte Astronomer Royal for Scotland. Copeland studierte von 1865 bis 1867 Astronomie an der Georg-August-Universität in Göttingen und blieb bis 1869 an der dortigen Sternwarte. 1869/70 nahm er an der zweiten deutschen Nordpolarexpedition unter Leitung von Kapitän Carl Koldewey teil.

Bild 07: Planetarischer Nebel NGC 5315 (HST)

NGC 5823 ist ein 800 Millionen Jahre alter offener Sternhaufen aus 80 – 100 Sternen bestehend. Seine Flächenhelligkeit von 7m9 verteilt sich auf einen Raum von 12 Lichtjahren Durchmesser und kommt aus einer Entfernung von 3.500 Lichtjahren. Man findet ihn auf der Position RA 15h05m45s / Dec -55°37´30“, was 1826 erstmals James Dunlop getan hat.

Bild 08: Offener Sternhaufen NGC 5823

Im Sternbild Zirkel wurden mehrere Exoplaneten entdeckt. Wie oben beschrieben, wurde  bei Beta Circini ein Begleiter als Exoplanet eingestuft und auch  beim Stern HD129445 wurde 2010 ein jupiterähnlicher Exoplanet entdeckt. HD134060 besitzt sogar nachweislich 2 Exoplaneten.

2.3 Sonstiges

Aus dem Sternbild Circinus kommt der Meteorstrom der Alpha Circiniden (ACI). Sie wurden erstmals im Jahr 1977 entdeckt und registriert.

Bilder 09 und 10: Sternbild Circinus

Literaturhinweise:

  • Sternbilder von A bis Z                                              Dausien
  • Buch der Sterne                                                             Guinness
  • Lexikon der Astronomie                                           Spektrum
  • Internet z. B. Wikipedia                                            div. Autoren
  • Meyers Handbuch Weltall                                      Schaifers/Traving
  • Lexikon der Symbole                                                  Becker

Quellenangaben zu den Abbildungen (wurden am 17.04.2020 hinzugefügt):

  • Bild 01: Zeichnung nach „Gott erschafft die Welt nach geometrischen Grundsätzen“; Miniatur Buchmalerei auf Pergament in einer Bibel moralisée Frankreich ca.1220-1230 Österreichische Nationalbibliothek; entnommen aus Lexikon der Symbole Seite 344  Udo Becker ISBN 3-89836-219-1
  • Bild 02: Uranus als Schöpfer der ersten Welt  Dt. Fotothek, gemeinfrei
  • Bild 03: Auszug aus  Segelhandbuch „Licht der Zeevaert“ Wilhelm Bleau 1608 Frontispiz; wikipedia.org/wiki/Datei: Licht_der_Zeevaert_Frontispiz.jpg
  • Bild 04: Abbildung aus „Lexikon der gesamten Technik“  1904 von Otto Luegner,  gemeinfrei; wikipedia.org/wiki Datei:LReisszeug.png
  • Bild 05: Planisphere des Etoiles Australes Nicolas Louis de Lacaille 1756; Ausschnitt aus ETH-Bibliothek Zürich Alte und seltene Drucke  Rar 4401-0029.tif
  • Bild 06: Simple English Wikipedia the free encyclopedia;               NASA  A.S.Wilson University of Maryland@all  Public Domain
  • Bild 07: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScl/Aura) spacetelescope.org
  • Bild 08: https://creativcommons.0rg/licenses/by-sa/3.0 Roberto Mura
  • Bild 09: Sternbilder von A – Z Seite 91 Antonin Rükl Verlag Werner Dausien
  • Bild 10: Sternbilder von A – Z Seite 91 Antonin Rükl Verlag Werner Dausien

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.