Nachbarn am südlichen Sternen(losen)himmel

Herkunft, Mythologie, Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Das Besondere an diesem Sternbildartikel

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

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

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

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

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

2 Der Name Hydrus

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

3 Das Sternbild Hydrus

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

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

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

3.1 Die Sterne

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.2 Deep-Sky-Objekte

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

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

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

4 Der Name Mensa

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

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

5 Das Sternbild Mensa

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

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

5.1 Die Sterne

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

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

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

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

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

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

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

5.2 Deep-Sky-Objekte

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

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

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

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

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

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

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

6 Sonstiges

Literaturhinweise:

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

Quellenangaben der Abbildungen:

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

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.