Jetzt, wenn im Herbst die Tage wieder kürzer und die Nächte länger werden, werden so einige unter uns von einer gewissen Schwermut heimgesucht.
Wir vom ASL e.V. (Arbeitskreis Sternfreunde Lübeck e.V.) hingegen fiebern den langen Nächten bereits entgegen und freuen uns, Sie in Lübecks neuer Sternwarte begrüßen zu dürfen. Lassen Sie sich von unserem am 23. September startenden Vortragsprogramm mitreißen.
Unser Vortragsprogramm richtet sich an alle Interessierte!
Wir freuen uns sehr, dass wir auch dieses Jahr, neben unseren Vereinsmitgliedern, wieder hochkarätige externe Gastredner für unser Vortragsprogramm gewinnen konnten.
Für Kinder zwischen 6 und 10 Jahren bieten wir auch dieses Jahr wieder die äußerst beliebte Reihe „Sternenabende für Kinder“ an.
Wollen Sie im Anschluss an unseren Vorträgen das Gehörte auch betrachten? Dann bleiben Sie einfach vor Ort und nehmen an unseren öffentlichen Beobachtungsabenden Teil!
Es stehen diverse Teleskope verschiedenster Bauart ebenerdig zur Verfügung. Wer den Aufstieg in Lübecks neue Sternwartenkuppel nicht scheut, darf selbstverständlich auch einen Blick durch die großen Hauptinstrumente der Sternwarte riskieren. Zudem haben wir den Schwung der neuen Örtlichkeiten aufgenommen und in weiteres modernes Equipment investiert. Via Video-Astronomie (auch EAA) können wir Ihnen die Schönheit des Universums auch in Farbe präsentieren und das fast in Fotoqualität.
Auch die Beobachtungsabende richten sich an alle Interessierte und können unabhängig vom Vortragsprogramm besucht werden. Bringen Sie auch gerne auch Ihre eigenen Teleskope und/oder jegliche Fragen rund um das Thema Astronomie mit. Wir stehen Ihnen mit Rat und Tat zur Seite.
Die Beobachtungsabende sind generell kostenlos, bei jedem der kann und mag freuen wir uns aber über eine kleine Spende. Preise und Termine für unser Vortragsprogramm entnehmen Sie bitte unserem Veranstaltungskalender.
Wir freuen uns darauf Sie bald & häufig begrüßen zu dürfen!
Im Herbst und Winter bieten sich gleich vier Möglichkeiten, eine Bedeckung der Planeten Uranus und Mars durch den Mond zu beobachten.
Der Gasriese Uranus ist der vorletzte unserer acht Planeten im Sonnensystem und bei besten Bedingungen mit dem Auge gerade noch wahrnehmbar. Jedoch überstrahlt unser Mond ihn völlig, so dass für eine Beobachtung mindestens ein Fernglas benötigt wird. Die größeren Uranusmonde Titania und Oberon lassen sich hingegen nur durch ein Teleskop beobachten. Dabei dauert es gerade mal etwa acht Sekunden, bis der Mond Uranus vollständig bedeckt hat.
Gleich dreimal wird Uranus vom Mond bedeckt, wobei die Bedeckung am 01.01.23 nur im norddeutschen Raum sichtbar ist:
Am 14.09.22 von ca. 23:30 – 0:28 Uhr in östlicher Blickrichtung, am 05.12.22 von ca. 17:48 – 18:34 Uhr im Osten und am 01.01.23 von ca. 23:48 – 0:11 Uhr im Südwesten (Beobachtungszeiten gelten für den Standort Sternwarte Lübeck)
Uranusbedeckung am 14.09.22, Eintritt an der beleuchteten, Austritt an der unbeleuchteten Mondseite (Alle Bilder erstellt mit SkySafari 6)Uranusbedeckung am 05.12.22, Eintritt an der unbeleuchteten, Austritt an der beleuchteten MondseiteUranusbedeckung am 01.01.23, Eintritt an der unbeleuchteten, Austritt an der beleuchteten Mondseite, fast streifende Bedeckung am Südrand des Mondes
Die Marsbedeckung am Morgen des 08.12.22 ist hingegen mit dem bloßen Auge beobachtbar. Unser Nachbarplanet befindet sich zu dieser Zeit in Oppositionsstellung und hat damit die größte Annäherung an die Erde erreicht. Dementsprechend benötigt der Mond hier ca. 30 Sekunden, um Mars zu “verschlucken”. Die eigentliche Bedeckung dauert dann von 5:59 – 6:55 Uhr mit Blick nach Westen.
Am Morgen des 16.05.2022 (Montag) kommt es zu einer totalen Mondfinsternis, die von Lübeck aus teilweise sichtbar ist. Der Mond taucht um 3:31 Uhr (MESZ) in den Halbschatten der Erde ein. Um 4:28 Uhr tritt er dann in den Kernschatten der Erde ein und geht bereits um 5:16 Uhr (MESZ), nur wenige Minuten vor Erreichen der Totalität um 5:29 Uhr (MESZ), unter.
Auch wenn die Totalität nicht beobachtbar sein wird, lohnt sich ein Blick auf den Mond, der fast vollständig in den Kernschatten der Erde getaucht hinterm Horizont verschwindet. Aufgrund der Brechungseffekte unserer Atmosphäre ist ein interessantes Farbenspiel in blassen Rot- bzw. Orangetönen möglich.
Zur Beobachtung wird neben einem möglichst wolkenfreien Himmel auch eine, am besten bis zum Horizont freie Sicht nach Westen benötigt. Wer sich nicht nur auf seine bloßen Augen verlassen möchte, nimmt idealerweise ein Fernglas zur Hand.
Die Sternwarte wird zur Mondfinsternis nicht geöffnet sein.
Der genaue Zeitplan der Finsternis:
Ereignis
Zeit (MESZ)
Höhe über Horizont
Eintritt in den Halbschatten
3:31Uhr
10°
Eintritt in den Kernschatten
4:28Uhr
4,6°
Untergang des Mondes
5:16Uhr
/
Beginn der Totalität
5:29Uhr
unbeobachtbar
Mitte der Finsternis
6:12Uhr
unbeobachtbar
Ende der Totalität
6:54Uhr
unbeobachtbar
Austritt aus dem Kernschatten
7:56Uhr
unbeobachtbar
Austritt aus dem Halbschatten
8:52Uhr
unbeobachtbar
Der Lauf des Mondes von links nach rechts (Angaben in MESZ)
Seit dem 15. April 2022 bestehen wieder gute Chancen, den sonnennächsten Planeten unseres Sternsystems tief am Westhorizont zu sehen. Der Merkur folgt der Sonne und wird etwa eine halbe Stunde nach ihrem Untergang sichtbar. Seine Abendsichtbarkeit wird sich bis in die ersten Maitage hinein erstrecken. Die beste Sichtbarkeit wird jedoch vom 20.04 bis zum 25.04. erreicht. Der kleine Planet verliert zunehmend an Helligkeit. Am 15.04 betrug sie in unseren Breiten noch etwa -1,10 m und verringert sich bis zum 20.05. weiter auf ca. -0,64 m. Am 30.04. wird die Helligkeit voraussichtlich nur noch 0,58 m betragen.1
Das geübte Auge sollte den Innersten aller Planeten zumindest in der Zeit vom 20.04. bis zum 25.04. mühelos entdecken können. Darüber hinaus ist ein Fernglas äußerst hilfreich.
Informationen zum Merkur
Der geringste Abstand zur Sonne, das Perihel, beträgt lediglich 46 Mio km. Der weiteste Abstand zur Sonne, das Aphel, beträgt 69,8 Mio km. Mit seinem Durchmesser von ca. 4880km ist Merkur kleiner als Ganymed und Titan, die beiden größten Monde innerhalb unseres Sonnensystems. Der Merkur ist nicht wie unser Mond rotationsgebunden, das heißt, dass dem umkreisten Körper immer dieselbe Seite zugewandt ist, sondern er weist zur Sonne eine sogenannte gebrochene gebundene Rotation im Verhältnis 2:3 auf. Nach zwei vollständigen Sonnenumläufen hat er sich dreimal um die eigene Achse gedreht. Auf der sonnenzugewandten Seite herrschen Temperaturen bis zu 467 °C. Auf der sonnenabgewandten Seite herrschen dagegen eisige bis zu -180 °C.2
Der Merkur (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington)
Auffallend ist die im Verhältnis zum recht kleinen Durchmesser hohe Dichte von etwa 5300 kg/m3, die den Merkur neben seiner stark exzentrischen Bahn und seiner hohen Umlaufgeschwindigkeit zum Sonderling in unserem Sonnensystem machen. In der Regel steigt die Dichte unserer Gesteinsplaneten mit zunehmendem Durchmesser. Die Dichte des Merkurs ist jedoch ähnlich hoch wie die der wesentlich größeren Erde. Warum sich das Durchmesser-Dichte-Verhältnis nicht in den annährend linearen Verlauf der restlichen Gesteinsplaneten einfügt, wollen die ESA und die JAXA (japanische Weltraumbehörde) mit ihrer BepiColumbo Mission herausfinden.
Zwar ist der Merkur bereits bei den Sumerern bekannt (3000 Jahre v. u. Z.), jedoch ist er der am wenigsten erforschte Planet. Die erdgebundene Beobachtung ist aufgrund seiner Horizontnähe sehr schwierig. Den Weltraumteleskopen macht die Nähe zur Sonne zu schaffen.
Missionen mit Sonden sind ebenfalls aufgrund der Nähe zur Sonne äußerst anspruchsvoll. Die Gravitationskraft sowie die starke Strahlung der Sonne bedeuten enorme Herausforderungen für die Technik. Zudem müssen aufgrund des hohen Bahndrehimpulses viele komplexe Bahn- und Bremsmanöver durchgeführt werden, um ausreichend Geschwindigkeit auf dem Weg ins Innere des Sonnensystems abzubauen.
Bis jetzt haben nur drei Sonden den Merkur besucht:
Mariner 10 (NASA), gestartet am 3. November 1973 (erster Vorbeiflug 29. März 1974)
Messenger (NASA), gestartet 3. August 2004 (ab 17. März 2011 im Orbit, 30. April 2015 stürzte die Sonde geplant auf die Oberfläche)
BepiColumbo (ESA; JAXA), gestartet 20. Oktober 2018 (Einschwenken in einen Orbit geplant für den 5. Dezember 2025)
Quellen
KOSMOS Himmels-Jahr 2022, ISBN 978-3-440-17083-0, Seite 98 (Helligkeiten aus Stellarium für den Standort Lübeck entnommen)
Das Sternbild Vela ist ein neuzeitliches Sternbild mit antiken Wurzeln. Es gehörte ursprünglich zu dem größten Sternbild des Südens, der Argo Navis oder dem Schiff der Argonauten. Hierzu gehörten auch die heutigen Sternbilder Carina = Schiffskiel, Puppis = Achterschiff und Pyxis = Schiffskompass. Der Schiffskompass liegt in einem Bereich, der früher als der Mast des Schiffes (Malus) mit dem Mastkorb angesehen wurde. Zu antiken Zeiten wurde auch vom Mastkorb aus die Navigation unterstützt.
Das Sternbild Argo Navis belegte am Himmel eine Fläche von mehr als 1670 Quadratgrad bei einer Ausdehnung in Rektaszension von 06h02m0s bis 11h20m37s und in Deklination von -75°41´02“ bis -11°15´08“. In der Antike war das Sternbild nur südlich des 32sten Breitengrades in seiner gesamten Größe zu beobachten, das entspricht der afrikanischen Mittelmeerküste, dem alten Palästina, dem antiken Mesopotamien sowie dem antiken Persien oberhalb des Persischen Golfs. Wäre dieses Sternbild noch heute anerkannt, wäre es größer als Hydra.
Argo Navis war griechischen Beobachtern seit langem bekannt, von denen angenommen wird, dass sie dieses Sternbild um 1000 v. Chr. aus der ägyptischen Mythologie und Sternkunde übernommen haben. Zum Beispiel identifizierte Plutarch Argo mit der ägyptischen Konstellation, die das “Boot des Osiris” genannt wurde. Obwohl einige Wissenschaftler einen sumerischen Ursprung zum Gilgamesch-Epos theoretisierten, wird diese Hypothese abgelehnt, da es keine schriftlichen Beweise dafür gibt, dass die Sumerer oder andere mesopotamische Kulturen diese Sterne zu Konstellationen zusammengefasst haben. Einige Zeit später wurde die Konstellation speziell mit dem antiken griechischen Mythos von Iason und den Argonauten identifiziert.
Iason, Thronerbe von Iolkos, wird von seinem Großvater ausgesandt, das Goldene Vlies aus Kolchis von König Aietes zurück zu holen. Hierzu baut Iason mit Argos ein fünfzigruderiges Schiff, die Argo. Athene selbst fügt diesem Schiff ein sprechendes Holzstück aus der Eiche des Orakels von Dodona ein. Iason versammelt alle bedeutenden griechischen Helden um sich und besteht mit ihnen, den Argonauten, vielfältige Abenteuer. In Kolchis verweigert Aietes die Herausgabe des Goldenen Vlies und stellt Iason zur Bedingung mehrere unlösbare Aufgaben. Medeia, die Tochter des Aietes, die mit Zauberkünsten sehr vertraut ist, verliebt sich in Iason, hilft ihm scheinbar Unmögliches zu vollbringen und fährt mit ihm, nach dem Raub des Goldenen Vlieses und nach mehreren mit der Argo überstandenen Abenteuern, nach Iolkos.
Eigenartigerweise wurde das Schiff immer, selbst auf antiken Abbildungen ohne Bug und mit dem Heck voraus, in Richtung der Wanderung der Sterne über den Nachthimmel, dargestellt. Entweder ließen die alten Kartographen den Bug in einer Wolke oder zwischen den Symplegaden verschwinden. Schon ein Fragment des Arat, ein griechischer Historiker im dritten Jahrhundert lebend, beschrieb sein scheinbar rückwärtiges Fortschreiten entlang des Nachthimmels, „Sternforward Argo von dem Canis Major Schwanz gezogen wird, denn sie kein gewöhnlicher Kurs ist, aber rückwärts gedreht kommt sie … “. In seinem Almagest beschrieb Claudius Ptolemäus Argo Navis als den Teil der Milchstraße zwischen Canis Major und Centaurus besetzend; und er benannte einzelne Sterne nach solchen Details wie das “kleine Schild”, das “Steuerruder” oder den “Masthalter” und umfassend das “Sternornament”, das sich bis in das 19. Jahrhundert in kartographischen Darstellungen in himmlischen Atlanten fortsetzte. Die Sterne Miaplacidus und Canopus bildeten den Schiffsboden. Im Coelum Stellarum Christianum von Julius Schiller wurde es umgedeutet zur Arche Noah.
Bild 01: Sternbild Argo Navis nach J. Hevelius 1690Bild 02: Sternbild Argo im Jahr 1922
In der neueren Zeit wurde das Sternbild Argo Navis aufgrund seiner enormen Größe für wissenschaftliche Zwecke als unhandlich angesehen. Schon 1763 veröffentlichte der französische Astronom Nicolas Louis de Lacaille in seinem Coelum Australe Stelliferum, dass in Argo Navis mit dem bloßen Auge mehr als hundertsechzig Sterne deutlich sichtbar waren und löste die Konstellation auf. Er bezeichnete die neuen Abschnitte als „Argus in Carina“, „Argus in Puppi“ und „Argus in Velis“. Lacaille ersetzte die Bezeichnungen von Bayer durch neue, die den stellaren Größen näher kamen, benutzte jedoch nur eine einzige griechische Buchstabenfolge; Carina erhielt z. B. α, β und ε, Vela γ und δ, Puppis ζ und so weiter, wobei er Pyxis scheinbar vergessen oder sogar absichtlich außer Beachtung gelassen hat. Die endgültige Auflösung und Abschaffung von Argo Navis wurde von Sir John Herschel 1841 und 1844 vorgeschlagen, aber die alte Konstellation blieb parallel zu ihren von Lacaille eingeführten Bestandteilen bis ins 20. Jahrhundert im Gebrauch. Im Jahr 1922 erhielt sie zusammen mit den anderen Konstellationen eine dreibuchstabige Abkürzung: Arg. Als die IAU im Jahr 1930 die 88 modernen Konstellationen definierte und Carina, Puppis, Vela und Pyxis formell einführte, wurde die alte Konstellation Schiff Argo endgültig gestrichen. Somit ist das Schiff Argo das einzige Sternbild der 48 von Ptolemäus in seinem Almagest aufgelisteten Konstellationen, welches offiziell nicht mehr als zusammengehörig anerkannt ist.
In den POLARIS-Ausgaben 22 und 23 habe ich die Sternbilder Carina und Puppis entsprechend meinen damaligen noch recht bescheidenen Möglichkeiten beschrieben. Hier folgt nun der dritte Teil der alten Argo, die Segel. Die lateinische Bezeichnung „Vela“ steht für die Mehrzahl.
2 Das Sternbild
Vela Genitiv: Velorum Abk.: Vel dt.: Segel (die)
Dieses ausgedehnte Sternbild erstreckt sich nördlich von Carina am Südhimmel in RA von 08h03m27s bis 11h05m50s und in Dec von -57°10´28“ bis auf -37°09´36“ und hat dabei einen Flächeninhalt von 500 Quadratgrad. Es ist vom südlichen Mitteleuropa und Südeuropa lediglich der nördliche Teil dieses Sternbildes sichtbar. Erst ab 33° nördlicher Breite südwärts ist es vollständig zu sehen. Seine Nachbarsternbilder sind von Nord im Uhrzeigersinn Luftpumpe, Schiffskompass, Achterdeck, Schiffskiel und Zentaur. Durch das Sternbild zieht sich das sternreiche Band der Milchstraße. Daher findet man in den Segeln mehrere offene Sternhaufen, einen Kugelsternhaufen und einen Planetarischen Nebel. Vier seiner Sterne sind auffallend hell. Die Sterne δ und κ Velorum zusammen mit ι und ε Carinae werden manchmal mit dem Kreuz des Südens verwechselt. Diese Sterngruppe wird daher auch als „Falsches Kreuz des Südens“ bezeichnet. Das falsche Kreuz ist größer und der rechte Balkenstern hängt, während er beim echten Kreuz hoch steht.
Aus der Sternbildregion Vela-Puppis ist der vom 1. bis 15. Dezember auftretende Meteorstrom der Puppiden-Veliden mit einem Maximum um den 7. Dezember bekannt. Der Radiant liegt bei RA 08:12 / Dec -45°. Die Zenithal-Hourly-Rate liegt bei 10 und die Geschwindigkeit bei 40 km/s.
Bild 03: Das Sternbild Vela – Segel
2.1 Die Sterne
γ Vel ist mit einer Gesamthelligkeit von 1m8 der hellste Stern in den Segeln mit dem Eigennamen Sulhail al Muhlif. Er ist ein etwa 1000 Lichtjahre entferntes Mehrfachsystem auf der Position α 08h09m30s / δ -47°20´. Die Komponenten A (auch γ2Velorum) und B (auch γ1Velorum) sind bei einem Winkelabstand von 41,2“ schon im Feldstecher leicht zu trennen. A ist seinerseits ein enger Doppelstern, der den hellsten bekannten „Wolf-Rayet-Stern“ enthält. Dieser hier ist ein 30.000 K heißer Riese mit 15tausendfacher Sonnenleuchtkraft, einer sehr schnell expandierenden Gashülle und einer Umlaufperiode von 78 ½ Tagen. Eine weitere Komponente mit der Bezeichnung P wurde durch Beobachtungen im Infraroten mittels adaptiver Optik in einem Abstand von 4,7″ bei einem Positionswinkel von 13° entdeckt. Sie ist wahrscheinlich ein physischer Begleiter und ihre Daten passen zu einem K4-Stern leicht oberhalb der Hauptreihe. Die Komponente B, γ1 Velorum, wurde mit B1 IV klassifiziert und hat eine Helligkeit von 4m2. Sie wurde mittels Speckle-Interferometrie am Kitt Peak und Cerro Tololo aufgelöst als Doppelstern mit den Komponenten Ba und Bb.
δ Vel ist ein Vierfachsternsystem mit dem Eigennamen Koo She in 80 Lichtjahren Entfernung. Es besteht aus den Paaren δ Velorum A und B sowie δ Velorum C und D. Infolge der Präzessionsbewegung der Erde wird δ Velorum in 7.000 Jahren den südlichen Polarstern darstellen. Der hellste der vier Sterne, Delta Velorum A, ist ein weißer Hauptreihenstern mit einer Helligkeit von 1m9. Sein Begleiter Delta Velorum B hat eine Helligkeit von ca. 5m0 und liegt von Komponente A 2,6 Bogensekunden entfernt. Das zweite Doppelsystem ist 69 Bogensekunden entfernt. Es besteht aus dem Stern 11. Größe Delta Velorum C und dem Stern 13. Größe Delta Velorum D, die ihrerseits einen Abstand von 6 Bogensekunden voneinander haben.
κ Vel ist ein spektroskopischer Doppelstern in 540 Lichtjahren Entfernung. Die 2m7 helle Hauptkomponente wird in 116,65 Tagen umkreist. Der arabische Name Markab bedeutet „Fahrzeug“. Den gleichen Namen tragen die Sterne α Pegasi und k Puppis.
µ Vel ist ein Doppelsternsystem bestehend aus einem 2m7 hellen gelben Riesen mit den Eigennamen Alherem oder Peregrini und einem sonnenähnlichen gelben Zwergstern.
λ Vel ist ein 570 Lichtjahre entfernter veränderlicher Stern, der seine Helligkeit ohne erkennbare Periodizität von 2m14 nach 2m3 verändert. Er ist ein orangefarbener Riesenstern mit dem 200fachen Durchmesser und der 10.000fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 4.000 Kelvin. Er trägt verschiedene Namen, nämlich Suhail, Alsuhail und Suhail al Wazn.
φ Vel hat den Eigennamen Tseen Ke, ist 3m5 hell, gehört der Spektralklasse B5Ib an und befindet sich auf der Position α 09h56m51,7s / δ -54°34´4,1“ in 1590 Lichtjahren Entfernung.
2.2 Deep Sky Objekte
NGC 3132 ist ein 9m2 heller planetarischer Nebel, der wegen seines Aussehens auch als südlicher Ringnebel oder Eight-Burst-Nebula bezeichnet wird. Er hat eine Ausdehnung von derzeit 0,5 Lichtjahren, wird von dem 9m9 hellen Zentralstern HD 87892 zum Leuchten angeregt und befindet sich auf der Position RA 10h07m02s / Dec -40°26´12“ in 2000 (5000) Lichtjahren Entfernung nahe der Grenze zum Sternbild Antlia (Luftpumpe). In seinem Inneren soll sich ein Doppelstern befinden. Er wurde am 2. März 1835 von John Herschel entdeckt.
Bild 04: NGC 3132 Der südliche Ringnebel – HST
NGC 3201 ist die Bezeichnung eines Kugelsternhaufens. Dieser hat einen Durchmesser von 18,2′, eine scheinbare Helligkeit von 6m8 und eine integrierte Spektralklasse F 6. Er steht auf der Position RA 10h17m36,8s / Dec -46°24´40,4” und sein Licht braucht bis zu uns 16.300 Jahre. Seine Randbereiche können bereits mit einem mittleren Amateurteleskop in Einzelsterne aufgelöst werden. James Dunlop entdeckte diesen Kugelsternhaufen am 28. Mai 1826.
Bild 05: NGC 3201 Kugelsternhaufen – ESO-MPG 2,2m Teleskop
IC 2391, ein galaktischer offener Sternhaufen, auch als Omicron Velorum Cluster bekannt, ist etwa 500 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von 9 Lichtjahren entsprechend 50´. Das Objekt hat eine scheinbare Helligkeit von 2m5 und beinhaltet über 30 Sterne. IC 2391 kann mit bloßem Auge gesehen werden. Der Sternhaufen ist mit rund 50 Millionen Jahren etwa so alt wie der Sternhaufen IC 2602. Die Position von IC2391 ist RA 08h40m32s / Dec -53°02´0“. Er steht in der Nähe des Sterns ο Velorum. Er wurde 964 von dem persischen Astronomen Abd ar-Rahman as-Sufi erstmals beschrieben. IC2391 wurde außerdem 1751von Nicolas Louis de Lacaille von Südafrika aus gefunden und 1752 als Lac II 5 katalogisiert. In einem Prismenfernglas bietet er einen sehr schönen Anblick.
Bild 06: IC 2391 offener Sternhaufen in Vela – Roberto Mura
IC 2395 ist ein offener Sternhaufen in 3.000 Lichtjahren Entfernung. Aufgrund seiner größeren Entfernung ist er nicht so auffällig wie IC 2391, ist aber ein interessantes Objekt für kleinere Teleskope. Er befindet sich auf der Position RA 08h42m31s / Dec -48°06´0“ und hat eine Winkelausdehnung von 8´ entsprechend 15 – 26 Lichtjahren. Seine 45 Sterne sind zwischen 6 und 18 Millionen Jahre alt und erzeugen eine Haufenhelligkeit von 4m6. Der hellste Stern ist ein 5m53 heller B0-Typ. Lacaille entdeckte diesen offenen Sternhaufen am 17. Februar 1752.
IC 2602 ist ein offener Sternhaufen vom Typ II3m. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 1m9 und einen Durchmesser von 100 Bogenminuten. Er ist rund 480 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt, hat einen Durchmesser von etwa 10 Lichtjahren und beinhaltet ca. 60 obere Hauptreihensterne. Das Alter des Haufens wird auf 50 Millionen Jahre geschätzt. Seine Position ist RA 10h42m56,5s / Dec -64°23´39“. Dieser Sternenhaufen wird wegen seiner Ähnlichkeit mit den Plejaden im Stier auch unter der Bezeichnung „Südliche Plejaden“ geführt. Entdeckt wurde das Objekt 1751 von Nicolas-Louis de Lacaille.
NGC2547 ist ein offener Sternhaufen mit noch sehr jungen Mitgliedern. Seine Position ist: RA 08h10m12s / Dec -49°12´0“ nahe der östlichen Grenze zum Sternbild Puppis. Er hat bei etwa 40 Mitgliedssternen eine Winkelausdehnung von 209 Bogensekunden und sein Gesamtlicht von 4m7 braucht 1960 Jahre bis zu uns. N. L. de Lacaille entdeckte ihn 1751/1752 während seines Aufenthaltes am Kap der guten Hoffnung.
Bild 08: Großfeldaufnahme NGC 2547 und Umgebung – MPG/ESO
SNR Vela ist die Bezeichnung für die filamentigen Nebelreste einer Supernova, die sich vor 11.000-12.300 Jahren in 815 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Vela ereignet hat. Aus dem Vorgängerstern ist durch die Supernova zweierlei entstanden: Zum Einen der Vela-Pulsar mit der Bezeichnung PSR B0833-45, ein Neutronenstern von nur 10-15 Kilometer Durchmesser und einer Rotationsperiode von 11mal pro Sekunde. Er wurde von Astronomen der University of Sydney im Jahr 1968 als erster direkter Beweis dafür beobachtet, dass Supernovae Neutronensterne bilden. Zum Anderen bildet das von der Supernova in den Raum geschleuderte Gas den Vela-Nebel, der eine Ausdehnung von 8 Winkelgrad oder rund 100 Lichtjahren hat. Zu dem Supernovaüberrest gehört auch der Bleistiftnebel mit der eigenen Bezeichnung NGC 2736 (Pencil-Nebula). Das Zentrum befindet sich in RA bei 08h35m20,6s und in Dec bei -45°10´35,2“ und das ganze Objekt hat eine scheinbare Flächenhelligkeit von 12m0.
Der Supernovaüberrest überlappt sich scheinbar mit dem von Puppis A, welcher aber vierfach weiter entfernt ist. Tatsächlich ist der Vela SNR einer der Erde am nächsten gelegenen Supernovaüberreste –und stellt möglicherweise auch die 1998 entdeckte Röntgenquelle RX J0852.0-4622 dar, die sich wie Puppis A mit dem Erscheinungsbild des Vela-Supernovaüberrestes überlappt. Der Vela-SNR gehört zu den hellsten Himmelserscheinungen im Röntgenbereich.
2.3 Sonstiges
Literaturhinweise
Die großen Sternbilder I. Ridpath
Lexikon der griech. u. röm. Mythologie H. Hunger
Internet z.B. Wikipedia div. Autoren
Internet z.B. Astrowiki div. Autoren
POLARIS 22 und 23 E. – G. Bröckels
Astronomical Journal 137-3358 B. D. Mason et al.
Sternbilder von A bis Z A. Rükl
Quellenangaben der Abbildungen
Bild 01: from Wikimedia Commons, the free media repository, gemeinfrei aus Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia 1690 Johannes Hevelius
Bild 02: created by Torsten Bronger nach de Lacaille Puppis, Vela, Carina, Pyxis 2000 07 07; geändert 2014 E.-Günter Bröckels (Sternbildgrenzen rot eingefärbt)
Bild 03: from Wikimedia Commons, the free media repository; created by Torsten Bronger 2003; geändert 2014 E.-Günter Bröckels (Sternbildgrenzen rot eingefärbt; grüne Hilfslinien erweitert; „Falsches Kreuz“ rot eingezeichnet und beschriftet; nachfolgende Objekte positioniert und beschriftet: NGC´s 2547, 2736, 3132, 3201, 3228; IC 2395; PSR B0833-45; SNR (roter Ring))
Bild 04: Wikiwand Hubble Heritage Team (STScl/AURA/NASA/ESA 1998) public domain
Bild 06: From Wikimedia Commons, the free media repository; the copyright holder of this work, Roberto Mura 07/2007, release this work into the public domain. This applies worldwide.
Bild 08: ESO Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2m Teleskope La Silla Chile; https://es.wiktionary.org/wiki/ Archivo:Wide-field_view_of_the_open_star cluster_NGC_2547.jpg
Bild 09: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page, Foto by Royal Observatory´s Super COSMOS H-alpha Survey project Vela SNR
Bild 10: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page, Foto by Bert Van Dokelaar, geändert 2017 E.-Günter Bröckels (rechts gedreht 90°)
Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.
In der Nacht von Sonntag auf Montag brannte der Himmel. Ich kam gerade von einer Bootstour zurück und musste meine müden Knochen erst einmal pflegen. Um kurz vor 22:00 Uhr wurde ich ein wenig nervös, schaute mir die Parameter auf der PL App (Aurora Alert) an und dachte naja alles noch nicht so wild.
21:56 Uhr Screenshot
Kurze Zeit später wurde ich zappelig, mein Bauchgefühl sagte mir, dass ich mich jetzt mal auf den Weg machen sollte. Ok, ich kochte mir meinen Tee, checkte mein Equipment, meine Akkus und zog mich warm an. Um 23: 00 Uhr lag der KP bei 6 und der BZ war mit einmal von + 10 auf – 20 gesprungen.
23:09 Uhr Screenshot
Ich war an meinem Polarlicht Hotspot, hatte eine wunderbare Horizontsicht jedoch kein Polarlicht auf dem Chip. Es war kalt, der Wind wehte und ich haderte mit mir und meinem Entschluss, wie kann man nur das kuschelige Sofa verlassen, um sich in die Kälte der Nacht zu begeben in der Hoffnung Polarlichter zu sehen. Kurz vor Mitternacht sah ich auf dem Chip erste Anzeichen, schwach sichtbar der homogene grüne Bogen. Die Hoffnung stirbt zuletzt, wiederum eine halbe Stunde später brannte der Himmel, das Polarlicht tanzte, es war visuell mit hellen Beamern zu sehen, ich konnte es sogar mit dem Handy einfangen.
Ich schaute mir das wunderschöne Naturphänomen an und war unendlich glücklich. Das, was ich dann sah, stellte alle meine bisherigen Aurora borealis Sichtungen in den Schatten, ich jauchzte und tanzte vor Freude und Glück mit den Polarlichtern. Die Kamera lief… die Kälte vergessen, der Tee alle.
Der französische Astronom Abbé de la Caille hat 1751 bis 1752 insgesamt 14 der heute gültigen 88 Sternbilder, und davon viele für den südlichen Sternenhimmel, eingeführt. Dabei ist er oftmals sehr tiefgründig mit seinen Benennungen umgegangen. Ihm ging es vornehmlich darum, wissenschaftlich bedeutende Gerätschaften am Himmel zu verewigen. So benannte er ein Sternbild östlich von Schiffskiel und Achterschiff „Equuleus pictoris“ in der direkten Übersetzung aus dem Lateinischen “Der Pferdemaler”. Equuleus steht aber auch für Staffelei und gibt somit dem Sternbildnamen die Bedeutung “Staffelei des Malers”. Eigentlich wollte de Lacaille den „Bildermachern“ ein Denkmal an den Himmel setzen, waren ihm doch schon erste Kenntnisse von urzeitlichen Höhlenmalereien und anderen bedeutenden Bildwerken zuteil geworden, die Leben und Kunst der jeweiligen Epoche darstellten. Auf einem ersten Kartenwerk des südlichen Sternenhimmels, der Planisphère des Étoiles Australes, datiert von 1752 aber erst veröffentlicht im Jahr1756, erschienen erstmals seine neu eingeführten Sternbilder. Als Allegorie für das Sternbild Pictor verwendete er eine Malerstaffelei mit einer Farbenpalette. Die originale, französische Bezeichnung lautete: “Le Chevalet et la Palette”.
Bild 01: Erste Vorstellung des Sternbildes Maler von 1756
Sein von ihm verbesserter Himmelsatlas, Coelum australe stelliferum wurde posthum von Jean-Dominique Maraldi, 1763 in Paris herausgegeben. Auch hier soll in der bildlichen Darstellung eine Malerstaffelei mit einer Palette zu sehen sein.
Johann Ehlert Bode übernahm dieses Sternbild in seine Uranographia und benannte es „Pluteum Pictoris“ Pult (oder Arbeitsgerät) des Malers. Später wurde daraus die Bezeichnung Malerstaffelei.
Bild 02: Sternbild Maler in der Uranographia von J.E. BodeBild 03: Deviant Art.com Malerstaffelei
Die IAU kürzte 1930 die Benennungen letztlich auf den heute gültigen Sternbildnamen Maler ein. Im Internet fand ich bei Deviant Art.com folgende Erklärung zur Namengebung des Sternbildes:
Der Name “Equuleus Pictoris” ist der Name der alten Welt des Sternbildes “Pictor”, der Staffelei des Malers. “Equuleus” bedeutet Kleines Pferd oder Pony und auch Staffelei. “Pictoris” bedeutet “Der Maler”. Nach einigen Quellen wird das Wort “Equuleus” auch mit der Konstellation durch eine alte Sitte unter Künstlern verbunden, eine Leinwand auf ihrem Lasttier zu tragen, normalerweise ein Pony oder ein Easel. In älteren englischen Übersetzungen taucht nämlich die Bezeichnung „The Painter´s Easel“ auf. Das Wort Easel ist ein altes germanisches Synonym für “Esel”.
Die Staffelei des Malers stellt ein wichtiges Gerät dar, mit dem ein Künstler ein bildliches Kunstwerk erstellt. Ohne die Staffelei würde eine Leinwand auf dem Boden liegen und dazu führen, dass das aufgebrachte Gemälde verwittern und die aufgenommene Feuchtigkeit nicht absorbieren kann. Somit würde sich Schimmel entwickeln, was zur Zerstörung der Leinwand und zum Ruin eines potenziell großartigen Kunstwerks führen würde. Die Staffelei zeigt, unterstützt und schützt also die Grafik.
Die Cutie-Zeichnung ist ein Bild einer Staffelei aus dem Jahr 1756, dem gleichen Jahr, in dem die Konstellation Equuleus Pictoris erstmals veröffentlicht wurde. Die sieben Sterne repräsentieren die tatsächlichen Sterne, aus denen die Konstellation besteht. Alpha Pictoris (rot), Gamma Pictoris (blau) und Beta Pictoris (gelb) sind die größeren, helleren Sterne. Zeta Pictoris (grün), Eta1 Pictoris (orange), Eta2 Pictoris (lila) und Iota Pictoris (rosa) sind die nächsthelleren Sterne. Der Hersteller der Zeichnung hat das Arrangement auf das Bild der Konstellation auf dieser Website aufgebaut: www.astronomyfactbook.com/cons…@ Und er identifizierte die Sterne anhand dieser Sternenkarte: www.constellation-guide.com/wp…
2 Das Sternbild
Pictor Genitiv: Pictoris Abk.: Pic dt.: Maler
Das Sternbild Maler ist ein eher unscheinbares Sternbild, dem Schiffskiel und dem Achterschiff vorauseilend. Es ist erst ab dem 26sten Breitengrad sichtbar und ab -35° ist es circumpolar. Seinen Meridiandurchgang hat dieses Sternbild am 17. März 9:00 p.m. Zum Auffinden eignet sich der in unmittelbarer westlicher Nähe befindliche Stern Canopus sowie die südlich liegende Große Magellansche Wolke. Seine 247 Quadratgrad belegen eine Fläche in RA von 04h32m52s bis 06h52m03s und in Dec von -64°09´07“ bis auf -42°47´47“. Hierbei wird es umgeben von den Sternbildern Columba, Caelum, Dorado, Volans, Carina und Puppis. Letztere gehörten zusammen mit Vela (Segel) und Pyxis (Schiffskompass) dem ehemaligen Mastkorb zum antiken Sternbild Argo Navis. Der Schiffskompass wird als nächstes Sternbild beschrieben (Erscheinungsdatum voraussichtlich 1. April 2022). Nachfolgend nun die mit guten Amateurteleskopen zugänglichen Objekte im Sternbild Pictor. Leider sind die meisten der in diesem Areal befindlichen Objekte so lichtschwach, dass sie nur den Großteleskopen zugänglich bzw. nur auf langbelichteten Fotografien darstellbar sind.
Bild 04: Das Sternbild Pictor – Maler
2.1 Die Sterne
α Pic ist ein 3m3 blau-weißer Unterriese der Spektralklasse A6V, 10.000 K heiß und leuchtet weiss von der Position α 06h48m11,5s / δ -61°56´29“ und ist 100 Lichtjahre von uns entfernt. Sein Alter ist mit 660 Millionen Jahre angegeben und er entfernt sich vom Sonnensystem mit 20,6 km/s. Wenn wir uns statt auf Mond oder Mars mal auf Merkur begeben würden, sähen wir diesen Stern als Südpolarstern, analog unserem nordischen Polaris.
β Pic gehört zur Spektralklasse A3V und sein 3m85 helles weisses Licht braucht bis zu uns 63,5 Jahre. Es kommt von der realen Position α 05h47m17,1s / δ -51°03´59,5″ und verzögert sich, weil sich der Stern mit 20 km/s von uns fortbewegt. Im Jahr 1983 wurde um diesen Stern mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Ringscheibe aus festen Staub- und Eispartikeln entdeckt, die sich bis auf eine Entfernung von 400 AU vom Stern ausdehnt. Er war der erste Stern, bei dem dies direkt mittels eines optischen Teleskops beobachtet werden konnte. Beobachtungen weisen darauf hin, dass sich möglicherweise bereits zwei Planeten gebildet haben könnten. Letzte Hubble-Bilder weisen auf zwei getrennte Staubscheiben zusammen mit einem großen Planeten hin. 1995 deuteten Aufnahmen des Hubble Space Telescops auf eine Verbiegung des inneren Bereichs der Scheibe hin. Erneute Hubble-Weltraumteleskop-Beobachtungen mit der hochauflösenden Advanced Camera for Surveys konnten nachweisen, dass die verbogene Scheibe in Wirklichkeit aus zwei um 4 Grad geneigten, ineinander laufenden Staubscheiben besteht. Ein Erklärungsmodell ist die Annahme eines Planeten oder Braunen Zwerges von 20 Jupitermassen, der den Stern umrundet. Auf einem im Jahr 2003 mit dem VLT aufgenommenen Bild wurde im Jahr 2008 nahe bei Beta Pictoris ein Objekt mit etwa achtfacher Jupitermasse gefunden. Nachdem dieses in späteren Aufnahmen zunächst nicht mehr aufgetaucht war, konnte es auf einem im Herbst 2009 aufgenommenen, jedoch erst im Juni 2010 ausgewerteten Bild erneut ausfindig gemacht werden. Mit dieser Beobachtung wurde somit die Existenz eines Exoplaneten nachgewiesen, der Beta Pictoris in einer Entfernung von 8 AU umkreist, was etwa der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entspricht. Ferner war es damit erstmals gelungen, ein solches Objekt auf Positionen beiderseits seines Zentralgestirns festzuhalten. Möglicherweise ist ein Durchgang des Beta Pictoris b genannten Exoplaneten für einen leichten Helligkeitsabfall an Beta Pictoris verantwortlich, der im Jahr 1981 stattgefunden hat und bereits in einer 1995 veröffentlichten Analyse von auf La Silla gewonnenen Daten des Observatoriums der Universität Genf aufgefallen war. Bei weiteren Beobachtungen wurde festgestellt, dass Beta Pictoris b eine Rotationsdauer von nur etwa 8 Stunden hat.
γ Pic leuchtet orange mit 4m38 aus einer Entfernung von etwa 190 Lichtjahren. Sein Spektrum verrät einen K 1III-Stern mit einer Oberflächentemperatur von etwa 4600 K von der Position α 05h49m49,6s / δ -56°10´0“ . Entsprechend seiner Radialgeschwindigkeit entfernt er sich mit 16,7 km/s vom Sonnensystem.
δ Pic ist ein 4m72 helles, blauweißes Sternendoppel aus Riesensternen mit den Spektralklassen B0.5IV / B3III+09V und einer Photosphärentemperatur von 17.100 K. Seine Position ist α 06h10m17,9s / δ -54°58´07,1“. Die Hauptkomponente ist ein Bedeckungsveränderlicher vom b-Lyrae-Typ, der mit einer Periode von 1,673 Tagen schwach zwischen 4m65 und 4m9 variiert. Sein Licht braucht bis zu uns 1656 Jahre. Er bewegt sich mit 221 km/s vom Sonnensystem weg.
ζ Pic sendet uns sein gelbes, 5m44 helles Licht über eine Distanz von 118 Lichtjahren von der 6300 K heißen Photosphäre eines F7III-IV Spektraltypen.
η 1 Pic strahlt aus 85 Lichtjahren Entfernung als F5V-Spektraltyp mit 6600 K Photosphärentemperatur von der Position α 05h02m48,6s / δ -49°09´05,1“ mit einer Intensität von 5m37 . Sein Alter beträgt immerhin 2,15 Milliarden Jahre. Er wird in nur 11“ von einem 13m lichtschwachen Stern begleitet.
η 2 Pic leuchtet orangefarben 5m02 als Riesenstern der Spektralklasse K5III mit einer Photosphärentemperatur von 4100 K aus 440 Lichtjahren Entfernung von der Position α 05h04m58s / δ -49°34´40,2“.
ιPic ist ein Doppelstern, dessen 5m6 helle Hauptkomponente vom Spektraltyp F0 von einem 6m4 hellen Stern in 12,3“ Abstand begleitet wird.
λ Pic scheint mit 5m3 aus 343 Lichtjahren Entfernung. Er wechselt gerade von der Spektralklasse K0 nach K1III, wobei er sich von ehemals 5000 K abkühlt und ausdehnt.
Kapteyns Stern, er variiert leicht zwischen 8m9 und 9m22, ist ein roter Unterzwerg in einer Entfernung von gerade mal 12,8 Lichtjahren. Seine Oberflächentemperatur beträgt nur 3570 K. Er wurde 1897 vom Holländer Jacobus C. Kapteyn entdeckt. Seine Besonderheit ist seine große Eigenbewegung (die zweitgrößte nach Barnards Pfeilstern) am Himmel. Er legt jährlich 8,7“ zurück und erreicht so in zwei Jahrhunderten eine Verlagerung um einen scheinbaren Monddurchmesser. Er rast mit einer realen Geschwindigkeit von 280 km/s durchs Weltall. Seine derzeitige Position ist α 05h11m40,6s / δ -45°01´06,3“. Im Jahr 2014 zeigte die Analyse der Doppler-Variationen von Kapteyns Stern mit dem HARPS-Spektrographen, dass er zwei Super-Erden beherbergt – Kapteyn b und Kapteyn c. Kapteyn b ist der älteste bekannte potentiell bewohnbare Planet und schätzungsweise 11 Milliarden Jahre alt.
Bild 05: Größenvergleich Kapteyns Stern mit Erde, Jupiter und Sonne
AB Pic ist ein 9m13 schwacher, veränderlicher Stern der Spektralklasse K1Ve und befindet sich 150 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt auf der Position α 06h19m12,9s / δ -58°03´15,3“. 2003 wurde ein Begleiter entdeckt, dessen Masse mit rund der 13-fachen Jupitermasse in dem Grenzbereich zwischen Planet und Braunem Zwerg liegt; er ist etwa 260 AE von AB Pictoris entfernt.
2.2 Deep Sky Objekte
Pic A ist ein intensiver 485 Millionen Lichtjahre entfernter Radiostrahler im nördlichen Teil des Sternbildes, eine Radiogalaxie, die einen 800.000 Lichtjahre langen Plasmastrahl aus einem supermassiven Schwarzen Loch in seiner Mitte abschießt. Am 29. Juli 2006 wurde in Pictor A ein Gammastrahlenausbruch – GRB 060729 – beobachtet, dessen extrem langes Röntgennachleuchten für 642 Tage, also fast zwei Jahre, nachweisbar war.
Bild 06: Pictor A; Composit Chandra X-Ray Observatory und Australian Telescope Compact Array
NGC 1705, eine 11m8 helle, 17 Millionen Lichtjahre entfernte irreguläre Galaxie vom Typ SA0pec mit einer Winkelausdehnung von 1,9´ x 1,4´ entsprechend einem Durchmesser von 2000 Lichtjahren. Ihre Position ist RA 04h54m13,5s / Dec -53°21´39,8“ Im Zentrum von NGC 1705 befindet sich ein gewaltiger Sternhaufen, der sich wahrscheinlich während einer Phase heftiger Sternentstehung, eines sogenannten Starbursts, vor etwa 26 bis 31 Millionen Jahren gebildet hat. Als Studienobjekt eignet sich NGC 1705 besonders, da manche Astronomen vermuten, dass Zwerggalaxien zu den ersten Sternansammlungen im frühen Universum gehörten. NGC 1705 wurde am 5. Dezember 1834 von dem britischen AstronomenJohn Herschel entdeckt.
Bild 07: NGC 1705 vom HST
SPT-CL J0546-5345 ist einer der massereichsten Galaxienhaufen, die jemals im frühen Universum gefunden wurden. Es wird angenommen, dass er 7 Milliarden Lichtjahre entfernt ist. Er wurde 2008 am South Pole Telescope durch den Sunyaev-Zel’dovich-Effekt entdeckt. Der Cluster hat eine Rotverschiebung von z = 1.067. Nachfolgende Beobachtungen und Studien mit Spitzer, Chandra und optischen Teleskopen erlaubten, Clustermitglieder zu identifizieren und die Rotverschiebung zu messen. Unter Verwendung der Geschwindigkeitsdispersion wurde die Clustermasse auf 1015 Sonnenmassen geschätzt. Als Position wurden RA 86.6542° und Dec -53.7589° angegeben. Nachfolgende Aufnahme wurde freigegeben von Astrophysics Science Division at NASA / GSFC.
Bild 08: Der Galaxienhaufen SPT-CL J0546-5345 NASA / Goddard Space Flight Center
2.3 Sonstiges
Literaturhinweise
Taschenatlas der Sternbilder J. Klepesta / A. Rükl
Bild 07: NASA ESA and The Hubble Heritage Team (STScl/AURA)-https://hubblesite.org, gemeinfrei
Bild 08: SPT-CL J0546-5345 Wikimedia Commons NASA / Goddard Space Flight Center
Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.
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