Besonderheiten des Himmels für den Monat Januar

Das Jahr 2017 steht uns bevor, und wo immer Sie auch wohnen , wir von Telescope House wünschen Ihnen ein glückliches Neues Jahr. Jahreszahlen und die Zeit sind bis zu einem gewissen Grad willkürlich und regional bestimmt – der Versuch des Menschen, Ordnung in die ihn umgebende Welt zu schaffen. Allerdings können diese Angaben sehr nützlich sein bei der Vorhersage astronomischer Ereignisse, von denen wir in diesem Monat etliche haben. Es ist eindeutig Winter in der nördlichen Hemisphäre – eine Jahreszeit, die zwischen den Wolkenfeldern oft Sichtfenster von erstaunlich guter Beobachtungsqualität hervorbringt. Sowohl visuelle Himmels-Beobachter als auch Astrofotografen, die der Kälte trotzen, werden dafür oft reich belohnt. Wir haben eine besonders prächtige Sicht auf die winterliche Milchstraße und die sie umgebenden Konstellationen, und wir können einige schöne planetarische Aktivitäten beobachten; hier ist besonders Jupiter zu nennen, der langsam auf seine beste Beobachtungsposition steigt (Die Opposition ist noch einige wenige Monate entfernt). Wir hier in der nördlichen Hemisphäre werden zwar gelegentlich an die jetzt sonnenbadenden Bewohner der südlichen Hemisphäre denken, aber, wo immer Sie auch sein sollten, es gibt wie immer jede Menge zu sehen.

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Das Sonnensystem

Der Mond

Der Mond

Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Der Mond beginnt das Jahr 2017 als eine 3 Tage alte Mondsichel im Sternbild Steinbock (Capricornus), und wir finden ihn etwas über 8 Grad südwestlich der glänzenden Venus. Unser natürlicher Begleiter wird in den Januar-Anfangstagen sowohl Venus und Mars als auch den blasseren Neptun (die sich alle momentan im Sternbild des Wassermannes [Aquarius] aufhalten) passieren, bis der Mond am 5. Januar sein erstes Viertel erreicht, wobei er sich an den Grenzen der Sternbilder Cetus (Walfisch) und Pisces (Fische) befindet.

Am 12. Januar haben wir Vollmond; er befindet sich dann an der Grenze zu den Sternbildern Zwillinge (Gemini) und Stier (Taurus) sowie Zwillinge und Krebs (Cancer). Während der Januar-Vollmond sich nicht ganz so weit nördlich in der Ekliptik befindet wie der Dezember-Vollmond, so steht er doch für die Beobachter der nördlichen Hemisphäre beeindruckend hoch am Himmel. Für die Bewohner der südlichen Hemisphäre gilt natürlich das genaue Gegenteil. Anders als in den voraufgegangenen drei Monaten ist der Januar-Vollmond kein Perigäum (Erdnähe)-Vollmond - auch bekannt als Supermond -, aber er ist auf seine eigene Art Aufsehen erregend genug. Dieser Zeitpunkt im Monat ist naturgemäß nicht der beste für Deep Sky-Beobachtungen oder für Astrofotografie ohne Schmalband-Filter. 

Der Mond erreicht sein letztes Viertel als abnehmender Mond am 19. Januar im Sternzeichen Jungfrau (Virgo), und er passiert Jupiter mit knapp unter 2 Grad in nördlicher Richtung während der Stunden vor Sonnenaufgang.

Am 28. Januar, wenn sich Mond und Sonne im Sternbild Steinbock (Capricornus) treffen, wird der Mond zum Neumond. Somit sind Anfang und Ende Januar die ergiebigsten Zeiten für die Deep Sky-Beobachtung und  Astrofotografie.

Der Mond beendet den Januar so wie er ihn begonnen hat, nämlich als eine 3 Tage alte Mondsichel, jetzt allerdings im Sternbild Wassermann (Aquarius).

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Merkur

Das neue Jahr finden wir  Merkur als ein -0,2 mag. helles Morgenobjekt im Sternbild Schütze (Sagittarius). Knapp unter 21 Grad von der Sonne entfernt, allerdings in einem quälend flachen Teil der Ekliptic, beobachtet aus der Perspektive einer gemäßigten nördlichen Hemisphäre. Der Planet befindet sich bei Sonnenaufgang knapp unter 5 Grad über dem Horizont, beobachtet am 1. Januar von 51 Grad nördlicher Breite aus. Himmelsbeobachter  in der äquatorialen und südlichen Hemisphäre können Merkur allerdings besser beobachten, zu diesem Zeitpunkt bei Sonnenuntergang.

Mit fortschreitendem Monat entfernt sich der Merkur von der Sonne. Am Morgen des 15. Januar wird der Planet 23 1/3 Grad von der Sonne entfernt sein. Vier Tage später, am 19. Januar, hat der Planet die maximale Trennung von der Morgenseite der Sonne erreicht. Zu diesem Zeitpunkt steht er bei Sonnenaufgang um 9 Grad hoch, beobachtet von 51 Grad Nord, somit ein leichtes zu findendes Objekt am Morgenhimmel, obgleich er mit -0,2 mag. Helligkeit nicht heller ist als zu Monatsbeginn. Merkur zeigt zu diesem Zeitpunkt eine 63% Phase und einen bemerkenswert großen Winkeldurchmesser von 6,7 Bogensekunden.

Merkur

Merkur, Sonnenaufgang, 15. Januar. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Ende Januar wird sich Merkur wieder der Sonne entgegen gesenkt haben und sich dann bei Sonnenaufgang ungefähr 5 ½ Grad über dem Horizont befinden (beobachtet von 51 Grad Nord). Bei einer unveränderten Helligkeit von -0,2 mag. hat sich die Phase des Planeten auf ungefähr 80% erhöht, wobei der Winkeldurchmesser allerdings auf 5,6 Bogensekunden gesunken ist.

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Venus

Venus beginnt den Januar als ein sehr helles -4,3 max. Ziel am Abendhimmel im Sternbild Wassermann (Aquarius). Der Planet weist am 1. Januar mit 56% Beleuchtung eine Phase von knapp über der Hälfte auf und hat einen Winkeldurchmesser von 21,8 Bogensekunden. Bei Sonnenuntergang auf einer Höhe von ungefähr 25 Grad (beobachtet von 51 Grad Nord) stehend, trifft Venus mit dem eben neugeformten Halbmond zusammen, der knapp unter 8 ½ Grad westlich steht. Die Position von Venus in der Ekliptik (ein wenig südlicher vom himmlischen Äquator)  und der Trennungswinkel von der Sonne (ca. 45 Grad) bedeuten, dass der Planet von überall auf der Welt sehr gut zu sehen ist. Der Mond und Venus kommen sich am Abend des 2. Januar sogar noch näher, nämlich dann, wenn sie unter 4 Grad voneinander entfernt sind; sie bilden ein sehr schönes Paar im Dämmerlicht.

Venus

Venus, der Mond und Mars, Sunset, 2nd January 2017. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com.

Mitte Januar ist Venus ein wenig heller geworden und strahlt jetzt mit -4,4 mag. Seine Phase ist allerdings auf ungefähr 49% gesunken, wobei jedoch, beim Näherkommen an unsere Erde, der Winkeldurchmesser auf über 25 Bogensekunden angewachsen ist. Der Planet steht  bei Sonnenuntergang beinahe 30 Grad hoch am Himmel (beobachtet von 51 Grad Nord).

Dieser Verlauf hält mit fortschreitendem Monat an, wobei Venus immer heller und größer wird und höher am Himmel steht. Am Monatsende nähert sich der Planet einer maximalen Helligkeit von überwältigenden -4,6 mag., und er hat einen Winkeldurchmesser von über 30 Bogensekunden angenommen. Seine Phase hat sich allerdings auf 39,8% verringert – eine präzise Sichel, die in allen Teleskopen und sogar Ferngläsern sichtbar ist. Verpassen Sie nicht die Chance, unseren nächsten planetarischen Nachbarn zu diesem Zeitpunkt zu fotografieren und zu beobachten.

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Mars

Der Rote Planet beginnt das Jahr als ein eher gedämpftes Objekt im Sternbild Wassermann (Aquarius), denn mit einer Helligkeit von +0,9 mag. und 5,7 Bogensekunden hat der Mars seinen Helligkeitszenith längst überschritten und wird im Laufe des Jahres auch noch weiter abnehmen. Mars geht am 1. Januar gut 5 Stunden nach der Sonne unter, es bleibt also genügend Zeit, den Planeten am Abend zu studieren. Allerdings benötigt man dafür ausreichende Vergrößerungen und entsprechend gute Himmelsbedingungen, um jedes überhaupt wahrnehmbare Detail zu erkennen. Dazu benötigen Sie ein größeres Teleskop, aber da sich das Objekt soweit südlich in der Ekliptik befindet, sind wir hier in der nördlichen Hemisphäre bei der Beobachtung doppelt herausgefordert.

In der Mitte des Monats hat die Helligkeit des Mars' auf +1,0 mag. abgenommen, und er ist im Winkeldurchmesser auf 5,4 Bogensekunden geschrumpft. Am 20. Januar überquert der Mars die Grenze hin zum Sternbild Fische (Pisces). Am 31. Januar haben sich Helligkeit und Größe auf +1,1 bzw. 5,1 vermindert. Am gleichen Tag jedoch geht der Mars eine lose Verbindung mit dem bedeutend helleren Planeten Venus ein, sowie mit der dünnen Mondsichel, wobei er von beiden knapp unter 5 ½ Grad (Venus) und knapp über 6 ½ Grad (Mond) entfernt ist.

Mars

Mars, der Mond und Venus, Sonnenuntergang 31. Januar 2017. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

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Jupiter

Jupiter beginnt 2017 als ein morgendliches Objekt, das wir im Sternbild Jungfrau (Virgo) finden. Mit einer Helligkeit von -2,0 mag. ist der Planet das hellste Objekt in diesem Himmelsbereich; eine Verwechslung mit einem Stern ist somit nicht wahrscheinlich. Am 1. Januar befindet sich Jupiter knapp 4 ½ Grad nordwestlich des Sternes Spica, Alpha Virginis, mit +1,0 mag. der hellste Stern im Sternbild Jungfrau.

Jupiter durchquert zu dieser Jahreszeit gegen 6.30 Uhr (GMT) morgens das Sternbild in südlicher Richtung. Wer diese frühe (und kalte) Morgenstunde zur Beobachtung nutzt, wird mit einer sehr guten Aussicht auf Jupiter belohnt. Jupiter hat mit 35,7 Bogensekunden zwar nicht seine größte Ausdehnung, aber für einen lohnenden Blick durch das Teleskop reicht diese Größe allemal aus.

Um die Mitte des Monats hat die Helligkeit des Planeten nicht wesentlich zugenommen, allerdings ist seine Größe auf 37,1 Bogensekunden angestiegen. Diese Entwicklung nimmt bis zum Monatsende zu, wobei der "König der Planeten" am 31. Januar eine Helligkeit von -2,1 mag. und einen Winkeldurchmesser von 38,9 Bogensekunden erreicht. 

Bis der Jupiter Anfang April seinen Gegenschein erreicht, hat er noch eine gute Strecke zurückzulegen, aber gerade auch im Januar stellt der Planet immer eine Besonderheit bei der Beobachtung durch das Teleskop dar. Wobei die morgendlichen Beobachtungen bei oft klareren und atmosphärisch ruhigeren Sichtverhältnissen stattfinden können als abends. So belohnt der morgendliche Jupiter die Frühaufsteher unter Ihnen.

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Saturn

Der Saturn beginnt das Jahr als ein +0,5 mag. helles und 15 Bogensekunden großes Ziel im Sternbild Ophiuchus (Schlangenträger), welches 1 ½  Stunden vor der Sonne aufgeht. Danach ist die Möglichkeit für Beobachtungen sehr eingeschränkt. Von Ende Dezember an erscheint der Planet langsam wieder aus seiner übergeordneten Konjunktion (mit der Sonne; s. Newsletter 11/2016) und eine allmähliche Zunahme ist im Laufe des Januars festzustellen.

Mitte Januar hat der Saturn geringfügig auf 15,3 Bogensekunden zugenommen, aber er ist kaum heller geworden. Er geht nun in etwas weniger als zwei Stunden vor der Sonne auf.

Saturn und seine Monde

Saturn und seine Monde, früher Morgen 31. Januar 2017. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Ende Januar wird der Saturn knapp 3 Stunden vor der Sonne aufgehen, und er wird bei Morgendämmerung um 7.38 Uhr (GMT / UT) knapp unter 15 Grad hoch im Süd-Süd-Osten stehen (beobachtet von 51 Grad Nord). Dabei ist er nicht heller geworden, hat aber seinen Winkeldurchmesser nach 15,5 Borgensekunden vergrößert.

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Uranus und Neptun

Die äußeren Gasplaneten sind während des Januars Abendobjekte. Von den beiden Planeten ist zu Beginn des Jahres der Neptun von besonderem Interesse, da er sich am 1. Januar im Sternbild Wassermann (Aquarius) in einer engen Verbindung zum Mars befindet. Beide Planeten sind bei Sonnenuntergang ungefähr ¼ Grad voneinander entfernt (um 16.03 Uhr GMT / UT, beobachtet von 51 Grad Nord) und können im selben Sichtfenster eines mittelstarken Teleskops oder Fernglases beobachtet werden. Neptun, mit einer Helligkeit von +7,9 mag., kann von nirgendwo auf der Welt mit bloßem Auge beobachtet werden, wohingegen Mars, mit einer Helligkeit von +0,9 mag., sehr leicht beobachtet werden kann, sogar in lichtbeeinflussten Umgebungen, und er dient so als ein sehr nützlicher Wegweiser in der lichtschwächeren Welt. Wenn das Wetter klar genug ist, dann verpassen Sie nicht die Gelegenheit, diese beiden so verschiedenen Welten zur selben Zeit zu beobachten. Bei der nahesten Annäherung beider Planeten, werden Neptun und Mars knapp über 1 Bogenminute voneinander entfernt sein; allerdings werden Sie sich an Standorten im Pazifik, wie Fidschi, Tonga oder Samoa aufhalten müssen, um beide Planeten mit diesem Abstand beobachten zu können.

Neptun und Mars

Neptun und Mars in Konjunktionsnähe, Sonnenuntergang 1. Januar 2017. Der blaue Ring stellt das Gesichtsfeld von einem Winkelgrad dar.

Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Am Abend des 12. Januar erfreuen sich Venus und Neptun ebenfalls einer Verbindung, und zwar dann, wenn der blendend helle Planet Venus mit knapp unter 24 Bogenminuten an Neptun vorbeizischt. Obgleich diese beiden nicht so nahe zusammenkommen werden wie Mars und Neptun, so gibt diese Verbindung doch einen unschätzbar wichtigen Hinweis auf den Standort des lichtschwächeren Neptuns.

Neptun und Venus

Neptun und Venus, früher Abend, 12. Januar 2017. Der blaue Ring stellt das Gesichtsfeld von einem Winkelgrad dar.

Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Neptun beendet den Januar mit einer Helligkeit von +8,0 mag. und einem Standort von 1 ¼ Grad südwestlich des +3,75 mag. hellen Sterns Lambda Acquarii (im Sternbild Wassermann), auch bekannt als Hydor.

Der hellere Uranus ist im benachbarten Sternbild Fische (Pisces) angesiedelt, und es ist unter günstigen Bedingungen möglich (z. B. von einem sehr dunklen Standort aus), ihn bei einer Helligkeit von +5,8 mag. mit bloßem Auge zu sehen. Obgleich er bei einem Winkeldurchmesser von 3,6 Bogensekunden relativ klein ist, so kann man doch die winzig kleine Scheibe des Uranus mit relativ kleinen Ferngläsern ausmachen, und zwar ein wenig mehr als ein halbes Grad westlich des +5,19 mag. hellen Sterns Zeta Piscium (Doppelstern im Sternbild Fische).

Zum Ende des Monats hin ist der Uranus ungefähr ein halbes Grad weiter nach Westen gedriftet, wobei allerdings kaum Änderungen stattgefunden haben. Man benötigt angemessen große Teleskope, umso gerüstet, sich die Chancen auf aussagekräftige Beobachtungen oder Fotografien des Uranus bzw. Neptun zu erhalten; allerdings kommt es erstaunlicherweise auch vor, dass mit relativ bescheidenen Geräten beide Planeten am Himmel entdeckt werden können. Ganz wichtig für die Beobachtung sind Geduld und genaue Sternenkarten.

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Kometen

Es gibt eine Chance, in den ersten Monaten des Jahres 2017 eine kleine Anzahl von relativ hellen (mit Ferngläsern oder sogar mit dem bloßen Auge sichtbar) Kometen sehen zu können, und zwar die Kometen C/2015 V2 (entdeckt 2015 von Johnson), C/2016 U1 (entdeckt 2016 von NEOWISE) und den periodischen Kometen 45P (entdeckt 1948 von Honda-Mrkos-Pajdusakova). Der Komet Johnson wird in den ersten Monaten des Jahres 2017 sichtbar sein; möglicherweise wird seine Helligkeit im Sommer 2017 ausreichen, ihn mit bloßem Auge zu sehen. Der Komet NEOWISE wird Anfang Januar sichtbar sein mit einer zu erwartenden Helligkeit von +7,0 mag. Der Komet Honda-Mrkos-Pajdusakova ist im Januar unbeobachtbar, aber er wird Mitte Februar wieder zu beobachten sein als ein potentiell mit bloßem Auge schwach zu erkennendes Objekt. Es bleibt schwierig, genau vorherzusagen, wie sich diese Kometen entwickeln werden. Wir werden Sie bei neuen Entwicklungen auf jeden Fall informieren.

Komet Neowise

Komet Neowise, astronomische Dämmerung, 1. Januar 2017. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

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Meteore

Die Quadrantiden bilden im Januar den Hauptmeteorenstrom und haben normalerweise einen hohen ZHR-Anteil (Zenithal Hourly Rates), sind jedoch bisher in ihrer Helligkeit äußerst verhalten im Vergleich zu den jährlichen Hauptmeteorenströmen. Die Quadrantiden kommen aus der nördlichen Polarregion des Himmels, aus der Nähe der Sternbilder Bootes (Bärenhüter), Draco (Drachen) und Hercules. Die Quadrantiden, die möglicherweise vom Minor Planet 2003 EH1 abstammen, der selbst ein erloschener Komet sein könnte, sind bei Höchststand sehr zahlreich und erreicheneinen ZHR von ungefähr 200. In diesem Jahr fällt der Höchststand der Quadrantiden auf den 3. oder 4. Januar, mit dem zunehmenden Mond (1. Viertel) zusammen, der gegen Mitternacht untergeht und so den Himmel frei macht für die Beobachtungsshow! Manchmal gipfeln die Quadrantiden in schweren Meteorenschauern, aber deren Trümmerwolken, die sie aussäen, werden oft von durchquerenden Hauptplaneten gestört, ohne dass man dies etwa vorhersagen könnte. In diesem Jahr ist der Meteorenschauer mit 40 bis 50 Meteoren, die als ZHR vorausgesagt werden, relativ klein, aber da kein Mond den besten Teil der Nacht stört, sollten sie ihn trotz der frühmorgendlichen Kälte für eine lohnenswerte Beobachtung nutzen.

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Radiant der Quadrantiden Meteore

Radiant der Quadrantiden Meteore. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Deep Sky-Beobachtungen

In den Sternbildern Einhorn (Monoceros), Großer Hund (Canis Major), Kleiner Hund (Canis Minor), und Schiffsachterdeck (Puppis)

Im Dezember Sky Guide beschritten wir einen ziemlich epischen Wanderweg hin zu den Sternbildern Taurus (Stier), Orion, Eridanus, Cetus (Wal) und Lepus (Hase). In diesem Monat durchstreifen wir einen gleichfalls sehr interessanten und abwechslungsreichen Teil des Himmels –  den ausgedehnten Bereich von den südlichen Grenzen der Tierkreiszeichen-Konstellation der Zwillinge (Gemini), hinunter in den Abschnitt der Sternbilder von Kleiner Hund und Einhorn, sowie weiter südwärts hin zu dem größeren der zwei "Himmelhunde", dem Großen Hund, der Heimat des hellsten Sternes am Himmel (abgesehen von der Sonne), Sirius, sowie dem Sternbild Schiffsachterdeck (Puppis), welches in früherer Zeit als Teil der heute nicht mehr gebräuchlichen Konstellation des Argo Navis (Schiff Argo) fungierte.

Monoceros, Canis Major und  Minor und Puppis.

Monoceros, Canis Major und Minor und Puppis. Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Kleiner Hund (Canis Minor)

Canis Minor, der Kleine Hund, ist eine massive Konstellation, die für ihren hellen Stern Prokyon bekannt ist, der mit einer Helligkeit von +0,34 mag. der 8-hellste Stern am Himmel ist. Prokyon selbst ist bekannt dafür, dass er einer der unserem Sonnensystem nahegelegendsten Sterne ist; er liegt ungefähr 11,4 Lichtjahre von uns entfernt und rangiert somit an 14. Stelle unserer nächsten Sternennachbarn. Prokyon ist ein Doppelstern, bestehend aus dem Hauptstern A, ein weißlich-gelber Hauptreihenstern der Spektralklasse F5, sowie seinem Begleiter B, der ein Weißer Zwerg ist (Spektralklasse Typ DA). Dieser Begleiter B ist ein Stern, der sehr schwierig zu beobachten ist, aber Bewegungsstörungen bei der Beobachtung der Bewegung von Hauptstern A gaben seine Existenz 1840 endlich preis, und um 1861 hatte man auch seine Umlaufbahn ausgearbeitet; allerdings musste die Bestätigung für eine visuelle Existenz von B noch etwas warten. 1896 wurde der Prokyon B mit Hilfe eines Lick 36-Zoll Refraktors endlich beobachtet. Der Prokyon B bleibt weiterhin ein schwieriges Beobachtungs-Objekt, sogar bei Einsatz von großen Teleskopen, da seine Winkeltrennung mit dem Hauptstern so klein ist. Dieser Umstand sowie der große Unterschied in der Helligkeit, +0,4 mag. für Hauptstern A, und +10,8 mag. für Begleiter B, machen Stern B zu einem sehr selten gesehenen Objekt, für dessen weitere Beobachtungen außergewöhnliche Voraussetzungen geschaffen werden sollten. Die beiden Sterne sind gegenwärtig 3,9 Bogensekunden voneinander getrennt, das entspricht ungefähr 15 AE (Astronomische Einheit) an tatsächlicher Trennung – in etwa die Distanz von der Sonne hin zu Uranus.

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Großer Hund (Canis Major)

Der Name Prokyon ist eine Zusammensetzung aus dem Griechischen für den Terminus "dem Hund vorausgehen" – die Schlüsselbedeutung dieses Namens rührt daher, dass dieser Stern beobachtet wurde als ein Stern, der direkt vor dem Stern Sirius bzw. vor dem Großen Hund aufging; für die Beobachter der Antike hatte dieser Umstand eine große Bedeutung. Antike arabische Mythen sahen die beiden Hauptsterne der beiden Konstellationen als Schwestern an, wobei die ältere der beiden, Sirius, ein wachsames Auge auf den "Fluss" der Milchstraße hatte, welcher nun zwischen den beiden fließt. Die jüngere Schwester, Prokyon, hatte Angst, blieb auf der ursprünglichen Flussseite, und weinte. Es waren aber diese Tränen, die den himmlischen Fluss der Milchstraße speisten und sich schließlich in den Nil ergossen, der dadurch überflutet wurde. Das alljährliche Wiedererscheinen beider Sterne am Abend geht diesem Ereignis voraus, und so war die Legende geboren. Und tatsächlich, Beta Canis Minor, gelegen nordwestlich von Prokyon wird Gomeisa genannt, was übersetzt aus dem Arabischen so viel heißt wie "die Kleine mit den trüben Augen" – ein wörtliche Verbindung zu dieser Legende.

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Einhorn (Monoceros)

Wenn wir uns nach Westen wenden, über die Sternbild-Grenze hinweg zum Sternbild Einhorn (Monoceros, das Unicorn), dann kommen wir zum wunderschönen Konusnebel und dem Weihnachtsbaumsternhaufen (Christmas Tree Cluster) NGC2264. Die Beschaffenheit dieser beiden Objekte und ihre Beziehung zueinander ist schwierig zu erklären. Die Entfernung des  Konusnebels wird demnach manchmal mit 1000 Lichtjahren angegeben, wohingegen der Sternhaufen mit 2200 Lichtjahren bedeutend weiter weg ist (ganz eindeutig eine Distanz, bei der man nicht mehr so einfach von zusammenhängend reden kann). Andere Quellen geben für beide Objekte eine Entfernung von 2700 Lichtjahren an. Optisch gesehen sieht es so aus, als ob der Sternhaufen aus dem Nebel hervorgeht – wenn sie also nicht zusammenhängend sein sollten, so tun sie jedenfalls so, als wären sie es! Die beiden Objekte beanspruchen eine sehr große Fläche – beinahe die Breite des Vollmondes umfassend (tatsächlich dehnt sich der Nebel noch weiter aus, aber er ist überwiegend unsichtbar). Obgleich als ein helles Objekt mit einer gemeinsamen sichtbaren Helligkeit von +3,9 mag. gelistet, sind doch große Blendenöffnungen und sehr günstige Beobachtungsbedingungen nötig, um einen Blick auf den Konusnebel zu erhaschen, während der Sternhaufen mit den unterschiedlichsten Geräten leichter zu sehen ist. Das Merkmal des Nebels befindet sich am südlichen Ende des Objektes und besteht aus einer dunklen Bahn aus Gas und Staub, die sich gegen den helleren Hintergrundnebel und dem Sternenfeld abzeichnet. Um dieses Merkmal gut zu erkennen, braucht es die Langzeitfotografie, da es schwierig sein wird, es optisch zu entdecken. Der Weihnachtsbaumsternhaufen und der Konusnebel wurden zuerst von William Herschel in den Jahren 1784 bzw. 1785 entdeckt. Wie bereits erwähnt, dehnt sich der Konusnebel weiter aus und ist vermutlich auch mit anderen Objekten in diesen Gefilden verbunden.

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Der Konusnebel und Christbaum Sternhaufen

Der Konusnebel und Christbaum Sternhaufen. Bildrechte: Mark Blundell.

Eines dieser verbundenden Objekte liegt ein Grad südlich von NGC2264 und ist bekannt als Hubble's variable Nebular, bzw. NGC2261. Dieser variable Reflexionsnebel im Sternbild Einhorn wurde1783 zuerst von William Herschel entdeckt – sein fächerförmiges Aussehen ließ Herschel zunächst an einen Kometen denken. Spätere Beobachtungen zeigten jedoch, dass sich das Objekt in einer festen Position befand und somit kein Komet sein konnte.

Hubble's Variabler Nebel

Hubble's Variabler Nebel. Bildrechte: HST - NASA/ESA Public Domain

Die Oberfläche des Nebels ist relativ hell, auch bedingt durch eine kompakte Größe von 4 x 2 Bogenminuten, und er umgibt den Stern R Monocerotis, von dem man annimmt, dass es sich dabei um einen T -Variable-Stern handelt, das sind ungewöhnliche "Lithium Brenner", einfache Sterne, die in ihren Kernen noch nicht mit der Wasserstoff-Kernfusion begonnen haben; der R Monocerotis selbst ist jedoch nicht sichtbar.

Obgleich der NGC2261 offiziell mit einer Helligkeit von +9,19 mag. gelistet worden ist, variiert seine Helligkeit zusammen mit R Monocerotis, manchmal mit einer Abweichung von zwei Helligkeitsstufen innerhalb von Monaten. R Monocerotis wird wahrscheinlich von einer ringförmigen Scheibe aus dunkler Materie umgeben, welche häufig das Licht des Sterns verdunkelt. Es ist aber ebenso möglich, dass der Stern von einem kleineren Stern begleitet wird, welcher seinerseits die Umlaufbahn der ringförmigen Scheibe beeinflusst. Es hat sich gezeigt, dass sich die innere Struktur von NGC2261 schnell verändert, wobei dieser Prozess am besten mittels der Astrofotografie beobachtet werden kann. Das Objekt genießt den Ruf, dass es das erste Objekt gewesen ist, das von Edwin Hubble mit dem bahnbrechenden 200-Zoll Hale Reflektor 1949 fotografiert wurde. Hubble war während seiner gesamten astronomischen Karriere von diesem Objekt fasziniert, das er vorher bereits am Yerkes-Observatorium studiert hatte und später am Mount Wilson-Observatorium in Los Angeles durch einen 100-Zoll Reflektor.

Hubbles variabler Reflexionsnebel kann leicht mit einem 8-Zoll Teleskop als ein kometengleicher fächerförmiger Lichtfleck ausgemacht werden. Es ist sogar möglich, den Nebel mit kleineren Instrumenten zu beobachten, wenn man z. B. einen LPR-Filter (Light Pollution Reduction) einsetzt, um den Kontrast mit der Helligkeit des Hintergrundhimmels zu verstärken, wobei der Beobachter als Unterstützung hierfür die Vergrößerungen ziemlich hoch eingestellt halten sollte. Größere Instrumente werden für die Beobachtung der inneren Struktur benötigt. NGC2261 wird auf eine Entfernung von ca. 2500 Lichtjahre und eine Fläche von 4 bis 5 Lichtjahren geschätzt.

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Vier Grad südlich von NGC2261 liegt der eindrucksvolle Rosetten-Nebel (Rosette Nebular), mit seinem offenen Sternhaufen-System, das die Objekte NGC2237, 2238, 2239, 2244 und 2246 umfasst. Im Zentrum des Rosetten-Nebels liegt der Sternhaufen NGC2244, der mit Ferngläsern und kleineren Teleskopen leicht auszumachen ist und für jedwede Art von größeren Instrumenten keine Herausforderung darstellt; dies wurde schon in den frühen1690er Jahren von John Flamsteed, erster königlicher Astronom, festgestellt. Die stark nebulöse Umgebung des Sternhaufens stellt allerdings schon erheblich größere Anforderungen an die Beobachtungsausrüstung. Man kann die Nebeligkeit zwar auch mit größeren Ferngläsern von einem sehr dunklen Beobachtungspunkt aus sehen, eine sehr gute Auflösung erfordert allerdings eine stärkeres Instrument, z. B. der 8-Zoll +-Klasse. Veränderungen und die dunklen Bahnen innerhalb des Nebels können allerdings am besten mit noch reichhaltiger ausgestatteten Teleskopen beobachtet werden, in dem man Filter benutzt: UHC, OIII und H Beta Filter helfen alle dabei, unterschiedliche Gefilde des Rosetten-Nebels herauszufiltern. Zudem wird bei der Beobachtung des Nebels ein Low-Power Weitfeld-Okular benötigt, da die Ausdehnung des Rosetten-Nebels riesig ist: 80 x 60 Bogenminuten, das ist fünfmal die Fläche des Vollmondes. Der Rosetten-Nebel wurde erstmals von den im 19. Jahrhundert lebenden Astronomen John Herschel, Albert Marth und Lewis Swift aufgezeichnet. Das 30 Lichtjahre breite Loch in der Mitte des Rosetten-Nebels wurde von den Sonnenwinden der Sterne des Objekts NGC2244 geschaffen, dieser Wind hat in den äußeren Gefilden des Nebels verdichtete Frontseiten geschaffen, die zu dem strahlenförmigen blütenblattähnlichen Aussehen des Rosetten-Nebels geführt haben. Die Astrofotografie wird darüber hinaus die Gesamtheit der Struktur des Rosetten-Nebels aufdecken sowie seine tief-rosa und rote Farbschattierung.

Der Rosetten Nebel und Sternhaufen

Der Rosetten Nebel und Sternhaufen. Bildrechte: Mark Blundell.

Weiter südlich liegen zwei interessante Objekte, nämlich der offene Sternhaufen M50 und der Seagull-Nebel (der Nebel gleicht auf Weitfeld-Aufnahmen einer Möwe, daher der Name). 

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Der M50 wurde 1710 vom italienischen Astronomen Giovanni Domenico Cassini entdeckt. Der Sternhaufen besteht aus ca. 200 Mitgliedern und kann bei einer Helligkeit von +5,9 mag. leicht mit Ferngläsern und kleineren Teleskopen beobachtet werden. M50 besteht aus zumeist blau-weißen Sternen, von denen viele als reizvolle Kettenglieder arrangiert sind. Der Sternhaufen wird auf eine Entfernung von ca. 3200 Lichtjahren geschätzt und auf ein Alter von ca. 78 Millionen Jahre.

Der Mövennebel

Der Mövennebel. Bildrechte: European Southern Observatory, Creative Commons

Weiter südlich liegen zwei interessante Objekte, nämlich der offene Sternhaufen M50 und der Seagull-Nebel (der Nebel gleicht auf Weitfeld-Aufnahmen einer Möwe, daher der Name). 

Der M50 wurde 1710 vom italienischen Astronomen Giovanni Domenico Cassini entdeckt. Der Sternhaufen besteht aus ca. 200 Mitgliedern und kann bei einer Helligkeit von +5,9 mag. leicht mit Ferngläsern und kleineren Teleskopen beobachtet werden. M50 besteht aus zumeist blau-weißen Sternen, von denen viele als reizvolle Kettenglieder arrangiert sind. Der Sternhaufen wird auf eine Entfernung von ca. 3200 Lichtjahren geschätzt und auf ein Alter von ca. 78 Millionen Jahre.

Der Möwen-Nebel bzw. NGC2327 spannt sich über die Grenzen der Sternbilder Einhorn und Großer Hund. Er ist großflächig und mit +10 mag. nicht sehr hell, kann aber mit 8-Zoll+-Instrumenten beobachtet werden, besonders dann, wenn man H-Beta oder UHC-Filter zusätzlich einsetzt. Die Astrofotografie mit langer Belichtungsdauer deckt die Struktur des Möwen-Nebels sehr gut auf – seine großen "Flügel" und sein "Kopf" sind ganz besonders bekannt. Der Nebel selbst ist 2 Grad lang und über ein Grad breit, und er enthält noch weitere kleinere zugehörige Sternhaufen, von denen der hellste NGC2335 ist, der im äußersten Norden von Seagull angesiedelt ist.

Das letzte beachtenswerte Objekt im Sternbild Einhorn ist der offene Sternhaufen NGC2506, eine sehr bemerkenswerte Triangle-geformte Sammlung von ungefähr 150 beobachtbaren Sternen. Mit +7,59 mag. und einer Größe von ungefähr 12 Bogenminuten ist es ein sehenswertes Objekt, das mit größeren Ferngläsern oder einer vertretbaren Blendenöffnung bei Teleskopen gut beobachtet werden kann. Für einen Sternhaufen ist NGC2506 mit ungefähr 1,1 Milliarden Jahren ziemlich alt, er hat sich aber bis jetzt noch nicht aufgelöst.

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Schiffsachterdeck (Puppis)

Südlich von NGC2506 ist die Grenze zum Sternbild Puppis (das Heck, oder das Schiffsachterdeck). Puppis war in früherer Zeit Teil der heute nicht mehr gebräuchlichen Konstellation des Argo Navis (das Schiff Argo), damals die größte Konstellation des Himmels. Argo Navis wurde zuerst im 2. Jahrhundert n. Chr. von Ptolemäus kodifiziert, und dies hatte Gültigkeit bis weit in das 18. Jahrhundert, als der französische Astronom Nicolas Louis Lacaille die riesige Konstellation klugerweise in drei überschaubare Sektionen aufteilte: die Sternbilder Carina (der Kiel), Puppis (das Heck), und Vela (die Segel). Der beeindruckende Anblick der gesamten Argo Navis-Konstellation kann nur von der südlichen Hemisphäre aus gut beobachtet werden, aber zum Glück für die Beobachter aus den nördlicheren Gefilden können einige der besten Deep Sky-Ziele des Puppi-Sternbildes immer noch beobachtet werden.

Das erste dieser Ziele ist der Sternhaufen M46. Er ist ein heller, offener Sternhaufen mit einer Helligkeit von +6,09 mag. und einer Größe von ungefähr 20 Bogenminuten, der im Jahre 1771 von Messier entdeckt wurde. M46 wird dadurch charakterisiert, dass er der erste Zusatz zu Messiers Originalliste (Messier-Objekte 1 bis 45) ist, die 1771 erstmals in Umlauf gebracht wurde. M46 ist ein dichtbesiedelter Sternhaufen von über 500 Sternen, von denen 150 ihrer hellsten Sterne mit ganz normalen Instrumenten beobachtet werden können. M46 fällt auch dadurch auf, dass sich in seinem Vordergrund der kompakte, +11,0 mag. helle planetarische Nebel NGC2438 befindet. NGC2438 ist von beiden Objekten das mit 2900 Lichtjahren nähere Objekt, im Gegensatz zu M46, der zwischen 4900 und 5400 Lichtjahre entfernt ist. Die Überschneidung der beiden Objekte hat in erster Linie mit der Wirkung der Blickachse zu tun. Da planetarische Nebel für ihre Entwicklung bedeutend mehr Zeit brauchen als die Entwicklung der existierenden Sternenpopulation in M46, so ist es für den NGC2438 nicht möglich, ein tatsächliches Mitglied des Sternhaufens zu sein.

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M46, inclusive des bekannten planetarischen Nebels NGC2438

M46, inclusive des bekannten planetarischen Nebels NGC2438. Bildrechte: Jose Luis Martinez, Creative Commons

Direkt nebenan von M46 liegt ein weiterer Sternhaufen  und zwar M47. Dieser Sternhaufen ist heller als sein Nachbar und mit +4,40 mag. Die  Helligkeit führt dazu, dass er  auch ohne optische Hilfe sichtbar ist. Dieser Sternhaufen wurde zuerst in den 1650er Jahren von dem sizilianischen Astronomen Giovanni Batista Hodierna aufgezeichnet, obgleich ihn auch Messier, unabhängig von Hodiernas Aufzeichnungen, 1771 entdeckt hat. Es gibt hier also einiges aufzuklären. Etliche Wissenschaftler glauben, dass sich  Messiers Beschreibung des Standortes von M47 eigentlich auf den Sternhaufen NGC2447 bezieht, auch bekannt als M93 (mehr dazu an späterer Stelle). M47 galt demnach als "der verlorene Messier", bis der kanadische Astronom T.F. Morris 1959 M47 und M48 ihren adäquaten Platz auf der Messier-Liste zuwies und als echte Messier-Entdeckungen definierte.

Das Objekt, das nun den Namen M47 trägt, war zwar für fast zwei Jahrhunderte verschollen, zeigt sich jetzt aber als ein akzeptabler offener Sternhaufen von ungefähr 50 Sternen, die über eine Fläche von 25 Bogenminuten im Durchmesser verstreut sind. Der Sternhaufen wird in etlichen Quellen als "grob" und "unregelmäßig" beschrieben, welche allerdings wenig hilfreiche Erklärungen sind, da sie damit dem Charakter von M47 nicht gerecht werden. Es gibt eine Menge an sehr schön anzusehenden Sternenknäuel, Sternenketten und Sternenwirbel im gesamten Sternhaufen. Der auffallende Doppelstern Struve 1121 befindet sich mittig im Sternhaufen, und seine +7,0 mag. hellen Komponenten können mit den unterschiedlichsten Instrumentengrößen leicht unterschieden werden. M47 ist ungefähr 1500 bis 1600 Lichtjahre entfernt und misst tatsächlich 15 Lichtjahre im Durchmesser, wobei er aus insgesamt ca. 200 bis 220 Sternen besteht. Die meisten Quellen schätzen sein Alter auf ungefähr 60 Millionen Jahre.

M47 offener Sternhaufen

M47 offener Sternhaufen. Bildrechte: ESO European Southern Observatory, Creative Commons

M46 und M47 können mit mittleren Ferngläsern beobachtet werden, und obwohl es nicht so dicht besiedelte bzw. so helle Sternhaufen sind wie der Doppel-Sternhaufen im Sternbild Perseus, so sind sie für den Fernglas-Astronomen immer ein erfreulicher Anblick.

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Der bereits erwähnte M93, ein weiterer offener Sternhaufen, liegt ungefähr 9 ½ Grad südlich der Paarbildung M46 und M47. Es handelt sich wiederum um einen weiteren schönen hellen Sternhaufen der in diesem Falle aus ca. 80 Sternen besteht, die eine Gesamthelligkeit von +6,0 mag. haben. M93 ist vollständig zusammengepresst auf 10 Bogenminuten im Durchmesser, und er bietet seine Sterne unserer Sichtlinie an unterschiedlichen Orten in einer Form an, die als "Diamant", "Parallelogramm", oder "keilförmig" bezeichnet werden kann. Sie sollten den M93 auf jeden Fall aufspüren, welche Form auch immer Sie in ihm sehen mögen; da er allerdings viel weiter südlich von M46 und M47 liegt, ist es ein wenig schwieriger, ihn von den höheren nördlichen Breitengraden aus gut zu sehen. Die Beobachter der südlichen Breitengrade haben es da bedeutend leichter, den Sternhaufen gut zu beobachten. M93 liegt ca. 3400 bis 3600 Lichtjahre von uns entfernt und ist ein wenig älter als seine beiden Nachbarn. Aufgrund der Spektralsignatur vieler seiner Sternenmitglieder wird das Alter des M93 auf ca. 100 Millionen Jahre geschätzt.

Wir hüpfen über die Sternbild-Grenze hinüber zum Großen Hund, dem größeren der beiden "Himmelshunde", und kommen zu einem anderen großartigen Sternhaufen, dem NGC2362. Dieser Sternhaufen wurde in den 1650er Jahren von dem bereits vorher genannten Astronomen Hodierna entdeckt, der ihn dann 1654 zuerst katalogisierte. Es ist mit +4,1 mag. ein helles Objekt, und man fragt sich, wie Astronomen vom Range eines Messier und Kollegen ihn nicht haben entdecken können. Unabhängig von Hodierna hat Sir William Herschel den Sternhaufen im Jahre 1783 entdeckt. 

NGC2362 und die Umgebung um Tau Canis Majoris

NGC2362 und die Umgebung um Tau Canis Majoris - Spitzer Space Telescope. Bildrechte: NASA/JPL/CIT, Public Domain

NGC2362 ist ein komprimierter Sternhaufen; kaum 5 Bogenminuten breit, hat der Sternhaufen doch eine verhältnismäßig große Sternenpopulation. Viele der 60 Sterne können mit einfachen Teleskopen beobachtet werden, wobei der bei weitem prominenteste und hellste Stern der Tau Canis Majoris ist, der oft auch deshalb dem gesamten Sternhaufen seinen (inoffiziellen) Namen gibt. Tau Canis Majoris ist ein sehr ungewöhnlicher Stern – eine spektroskopische Zweiheit (aus zwei Einheiten bestehend), bestehend aus riesigen überflüssigen Elementen der Spektralklasse 08. Man glaubt, dass dieses Sternen-System zu den größten und hellsten der bekannten Überriesen-Sterne zählt, mit einer absoluten Helligkeit von -7 mag. NGC2362 liegt ungefähr 5000 Lichtjahre von uns entfernt und ist, als ein Sternhaufen, doch sehr leuchtstark und erstaunlich hell. Man schätzt sein Alter auf nur 5 Millionen Jahre, so dass seine Sternen-Elemente sehr jung und sehr dynamisch sind – tatsächlich ist der NGC2362 einer der jüngsten Sternhaufen, die beobachtet werden können.

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8 ½ Grad nordwestlich des NGC2362 liegt der große und außergewöhnliche M41- Sternhaufen. Dieser 39 Bogenminuten breite offene Sternhaufen ist bei einer Helligkeit von +4,0 mag. und einer günstigen Beobachtungsstelle mit bloßem Auge leicht zu erkennen; er liegt knappe 4 Grad südlich des Sirius bzw. Alpha Canis Majoris (Hundsstern). Möglicherweise hat Aristoteles M41 im Jahre 325 vor Chr. als erster aufgezeichnet, aber sicher ist das nicht, da der Sternhaufen in einem mit Sternen sehr reichhaltig ausgestatteten Gebiet der Milchstraße zu finden ist und er daher von einer großen Anzahl gleichartig aussehender Objekte umgeben ist; zweifelsohne ist M41 jedoch einer der prominenteren Mitglieder in diesem Teil des Himmels. Sicher ist jedoch, dass M41 in den 1650er Jahren von Hordierna entdeckt worden ist, da der Sternhaufen Teil seiner Aufzeichnungen des 1654 publizierten Original-Kataloges war. John Flamsteed entdeckte M41, unabhängig von Hordierna, im Jahre 1702; ebenso wurde er von den französischen Astronomen Guillaume Le Gentil und 1765, schlussendlich von Charles Messier entdeckt.

M41, südlich von Sirius and Murzim

M41, südlich von Sirius and Murzim. Bildrechte: Christos Doudoulakis, Creative Commons

Da der M41 ein großer Sternhaufen ist, kann er mit bloßem Auge als ein knapp mondgroßer verschwommener Himmelsfleck wahrgenommen werden. Mit Ferngläsern kann man ihn sehr gut erkennen und mit Richfield-Teleskopen sogar noch besser. Es gibt eine riesige Anzahl von Sternenketten, deren Mitglieder abwechseln zwischen den Farben weiß-blau und vielen gelben und orangenen Farbtönen. Eine große Anzahl von Kettengliedern scheint in beinahe graden Linien zu verlaufen, obwohl es sich durch den Sichteffekt lediglich um eine Zufallslinie handelt. M41 liegt ungefähr 2300 bis 2400 Lichtjahre entfernt, ist ungefähr 25 Lichtjahre breit und zwischen 200 bis 250 Millionen Lichtjahre alt. Interessanterweise beherbergt M41 viele Riesensterne des Typs K. Diese Sterne ähneln in chemischer Zusammensetzung unserer eigenen Sonne, sind aber bedeutend größer und leuchtender; der hellste von ihnen, ein Roter Riese (HD4909), hat eine 700-fach stärkere Leuchtkraft als unsere Sonne.

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Die nahebei gelegene +2,59 mag. helle Sterngruppe bzw. der sehr lockere und undeutliche offene Sternhaufen Collinder 121, den man in einer Entfernung von unter einem Grad zum E des Sterns Omicron Canis Majoris findet, teilt mit M41 anscheinend einen ähnlichen Bewegungsablauf, was auf einen möglichen gemeinsamen Ursprung beider Objekte hinweist.

Beide Sternhaufen liegen ca. 60 Lichtjahre voneinander entfernt, was ebenfalls auf eine mögliche Beziehung hinweist.

Ungefähr 9 Grad Nord-westlich von M41 liegt noch ein weiterer offener Sternhaufen, der NGC2360. Obgleich er weder so hell noch so groß ist wie einige seiner glanzvolleren und bekannteren Nachbar-Sternhaufen, so ist NGC2360 doch ein attraktives Objekt von +7,19 mag. Helligkeit und einem Durchmesser von 13 Bogenminuten. Er wurde entdeckt von Caroline Herschel, der Schwester von William Herschel, die als eigenständige Kraft eine sehr fähige und methodisch arbeitende Beobachterin und Astronomin war, und die Arbeit ihres Bruders als eine großartige Organisatorin und Verwalterin der Katalogarbeit unterstützte. Die Entdeckung von NGC2360 wird bezeichnenderweise als ihre erste unabhängige Entdeckung angesehen, obwohl sie auf ihrer eigenen Deep Sky-Liste als Nummer 2 eingetragen wurde.

In den komprimierten Gebieten von NGC2360 gibt es mehr als 100 Sterne von beobachtbarer Helligkeit zu sehen, wobei der westliche Bereich dichter besiedelt ist als die östliche Hälfte.

Innerhalb des Sternhaufens gibt es viele schöne Sternen-Ketten und Struktur-Lücken, die mit Ferngläsern und kleineren Teleskopen leicht beobachtet werden können. Vermutlich wäre der NGC2360 ein sehr viel auffälligeres Objekt, wenn es denn nicht so scheinen würdeals verschmelze er an seinen südlichen Bereichen mit der Milchstraße. Die ergiebigen Sternenwolken unserer Hintergrund-Galaxie scheinen in dieser Region den NGC2360 ein wenig zu überschwemmen. Die Entfernung von NGC2360 wird auf ungefähr 6100 bis 6200 Lichtjahre geschätzt.

Zweieinhalb Grad nördlich des NGC2360 liegt der beeindruckende Komplex von einem Nebel, der wahlweise als "Thors Helm", als "Entennebel", bzw. korrekter, als NGC 2359 bezeichnet wird. Für Astrofotografen wird dieser Teil des Himmels immer der Lieblingsbereich bleiben, da Fotos mit einer langen Belichtungsdauer diese Gas blase und die sie umgebenden Leuchtfäden deutlich zum Vorschein bringen. Dies gilt größtenteils jedoch auch für Sichtbeobachter, sofern sie einen geeigneten OIII-Filter in Verbindung mit ausreichend großen Teleskopen verwenden. Mit einer Helligkeitsgröße von +11,5 mag. erscheint es für den uneingeweihten Beobachter so, als wäre Thors Helm nicht besonders hell. Dies ist sicher richtig, aber mit einer Größe von 8 x 6 Bogenminuten ist er sehr kompakt, und diese Kompaktheit hilft dabei, die Flächenhelligkeit stabil zu halten. Wie erwähnt, können passende Filter bei der Beobachtung von NGC2359 von unermesslichem Wert sein, wie die Enthüllung des U-förmigen Hauptbogens zeigt, der aussieht wie ein auf der Unterseite lauernder blasser, kreisförmig planetarischer Nebel. Dieses zentral gelegene blasenförmige Merkmal formt den "Helm", mit den "Hörnern" des Nebel auf jeder Seite – dieses Bild zeigt dem Beobachter eher den namensgebenden Helm als das an vorangegangener Stelle bereits erwähnte "Wildgeflügel" ("Entennebel"). Die Rotationsellipsoide Eigenschaft im Inneren von NGC2359 rührt von den heftigen Sternwinden eines Zentralsterns her, des Wolf-Rayet-Riesen (WR-Sterne, ehemals massereiche Sterne), welcher sich in seinem Endstadium befindet und, nach dem Ausbrennen seiner Kernbrennstoffe, als Supernova kollabieren wird. Der unausbleibliche Zusammenbruch wird ein unvergessliches Ereignis sein, wobei wir hier auf der Erde, 15000 Lichtjahre entfernt, davon in keiner Weise betroffen sein werden. 

Thor's Helm – NGC 2359

Thor's Helm – NGC 2359. Bildrechte: Martin Rusterholz, http://www.cxielo.ch - Creative Commons

Wir können diese Monatsreise um den Großen Hund selbstverständlich nicht beschließen, ohne sein auffälligstes Merkmal beschrieben zu haben, nämlich den Alpha Canis Majoris, nach der Sonne der hellste Stern am Himmel, auch bekannt als Sirius, oder Hundsstern. Der Name Sirius leitet sich ab vom altgriechischen Wort für "brütend heiß" (engl. scorching) oder "versengend" (engl. searing). Wir wissen auch warum: mit -1,46 mag. Helligkeit übertrifft Sirius seinen ärgsten Rivalen, Canopus im Sternbild Carina (Schiffskiel), welcher im Vergleich nur auf "dürftige" -0,62 mag. kommt.

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Sirius ist ein A1 V-Klassen Stern, ein weißer Hauptreihenstern mit einer Oberflächen-Temperatur von ca. 9900 Kelvin. Im Vergleich: die durchschnittliche Oberflächen-Temperatur der Sonne liegt bei ca. 5770 Kelvin. Sirius ist also der eindeutig heißere und energiegeladenere Stern von beiden. Sirius ist beinahe zweimal so groß wie die Sonne und übertrifft sie zweimal mehr an Masse; außerdem ist Sirius beträchtlich jünger, wie die großen Eisenvorkommen in seiner Spektralsignatur beweisen. Während Sirius größer und heller als die Sonne ist, gibt es für seine Helligkeit eine ganz einfache Erklärung. Gemessen an kosmischen Standards liegt Sirius mit gerade einmal 8,58 Lichtjahren sehr nahe an unserer Erde. Da Sirius uns so nahe ist, hinterlässt er eine große Eigenbewegung am Himmel, welche im 17. Jahrhundert vom englischen Astronomen Edmond Halley entdeckt wurde. Halley hatte Ptolemäus und dessen antike griechisch-ägyptischen Sternenkarten studiert und dabei herausgefunden, dass der Hundsstern seine Position um ein halbes Grad verschoben hatte, beim Vergleich der relativen Position von Sirius in den alten Ptolemäus-Karten mit der Position in den Karten seiner Zeit. Diese Verschiebung macht beinahe den Durchmesser des Mondes aus. Sirius bewegt sich in südlicher Richtung mit ungefähr 1,3 Bogensekunden pro Jahr. Außerdem ist er in seinem Spektrum blauverschoben, was bedeutet, dass er sich mit einer Endgeschwindigkeit von 7,6 km pro Sekunde auf unser Sonnensystem zubewegt. Er ist tatsächlich der erste Stern, der 1868 auf dieses Merkmal hin gemessen wurde. Sirius teilt seine Eigenbewegung mit einer Anzahl von benachbarten Sternen, einschließlich der Zentralsterne im Sternbild Großer Wagen (the Plough, oder Big Dipper): Merak, Phekda, Alioth, Megrez und Mizar. Interessanterweise sind alle diese Sterne relativ junge A-Typen-Sterne (weiß-blaue Sterne mit starker Wasserstofflinie), was auf einen gemeinsamen Ursprung hinweist, obwohl dies alles andere als gesichert gilt.

Die Bewegung des Sirius wurde während des 19. Jahrhunderts sorgfältig studiert, wobei eine Art von regelmäßiger Abweichung beobachtet wurde. Dies konnte eigentlich nur bedeuten, dass es einen unsichtbaren Begleitstern geben musste. Die Suche hatte begonnen – da aber Sirius so hell war, verbarg er seinen Begleiter. Erst 1862 wurde der Begleitstern, mit Spitznamen "der Welpe" (the Pup), von dem amerikanischen Astronomen und Teleskopbauer Alvan Graham Clarke entdeckt, als er dabei war, seinen neu installierten 18,5-Zoll Refraktor am Dearbourne-Observatorium der Northwestern Universität von Illinois, USA, auszuprobieren. Zu dieser Zeit war dieses Teleskop das größte in Amerika, und diese Entdeckung bedeutet immer noch eine krönende Errungenschaft für dieses spezielle Instrument. Diese Entdeckung wurde später durch kleinere Blendenöffnungs-Teleskope bestätigt. Aus späteren Spektralanalysen von Sirius B durch den 1,5 m Reflektor des Mount Wilson Observatoriums im Jahre 1915 schlossen die Astronomen, dass sie einen Weißen Zwerg-Stern entdeckt hatten, erst den zweiten jemals entdeckten Stern dieser Art (der  erste Stern, 40 Erinadi B, wurde im Jahre 1783 von William Herschel als Teil eines mehrfachen Sternen Systems entdeckt, aber damals als solchen noch nicht erkannt). 

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Spätere radioastronomische Beobachtungen des Jodrell-Bank-Radioobservatoriums (kurz: JBO) in Cheshire, England, sowie weitere Messungen, welche von zahlreichen optischen Teleskopen, inklusive des Hubble Space Teleskops, durchgeführt wurden, haben den Durchmesser von Sirius B auf genau 12000 km oder 7500 Meilen gemessen – knapp unter dem der Erde. Die Spektralsignatur von Sirius B ließ jedoch auf eine Oberflächen-Temperatur von 24800 Kelvin schließen – bei weitem heißer als die Temperatur auf Sirius A. Die Umlaufbahn von Sirius B ließ wiederum auf eine weit größere Masse als die der Sonne schließen – was also steckte hinter diesem mysteriösen Objekt?  Die logischste Erklärung für dieses Rätsel war die Theorie der Weiße Zwerge-Entwicklung – welche heute als das gemeinsame Schicksal der meisten Hauptreihensterne akzeptiert wird. Nachdem sie ihren herkömmlichen Kernbrennstoff komplett verbraucht haben, quellen Sterne wie Sirius oder unsere Sonne schließlich auf ein Roter Riese-Ausmaß an, um dann ihre äußeren Schichten loszuwerden, die anschließend als planetarische Nebel im Weltraum dahintreiben. Der Kern des Sterns bleibt über, um zu schrumpfen, da er keine Freisetzung nach außen von Kernenergie mehr hat, um dem Gravitationseffekt wirksam zu begegnen, welcher die Sternenreste, bestehend aus Kohlen- und Sauerstoffatomen, noch dichter zusammenpresst, bis sogar zwischen den Atomen kein Platz mehr übrigbleibt. Dies hat den Effekt, die Oberflächen-Temperatur noch ansteigen zu lassen, obgleich es sehr lange dauert, bis die komplette Energie eines Weißen Zwergs freigesetzt wird. Man nimmt an, dass Weiße Zwerge Milliarden von Jahren in diesem Stadium beharren, bis sie ganz langsam abkühlen und verschwinden. Aufgrund dieser atomaren Verdichtung wird geschätzt, dass ein Kubikzoll einer Weißen Zwerg-Materie ein Gewicht von außergewöhnlichen 25 Tonnen hat. 

Relative Position des Doppelsterns Sirius A & B

Relative Position des Doppelsterns Sirius A & B (nördilch). Bild erzeugt mit SkySafari for Mac OS X, ©2010-2012 by Southern Stars, www.southernstars.com

Sirius B kann durch Teleskope mit einer erstaunlich geringen Öffnung beobachtet werden. Wenn alle Bedingungen stimmen, dann ist es nach Aussage von erfahrenen Beobachtern möglich, Sirius B mit 100mm-Teleskopen zu sehen. Man scheint sich allgemein darauf verständigt zu haben, dass ein 8-Zoll-Instrument mit hoher Vergrößerung in der Lage sein sollte, die Trennung der beiden Sterne sehen zu können. Es wird empfohlen, die Vergrößerung auf von 250 bis 300-fach einzustellen und sicherzustellen, dass das Teleskop vor jedem Versuch richtig herunter gekühlt und akklimatisiert wird. Die Leuchtkraft von Sirius A kann es erschweren Sirius B zu trennen, welcher mit einer Helligkeit von +8,43 mag. sehr viel blasser ist. . Jeder, der ein Teleskop besitzt, sollte zumindest versuchen, den Welpen (the Pup) zu beobachten. Und jene, die den Welpen finden, werden sehr zufrieden sein, ein Objekt zu beobachten, das kleiner ist als der Erddurchmesser und 8,58 Lichtjahre von der Erde entfernt – und derzeitig genau 30 AU (astronomische Einheiten) von Sirius A entfernt (ungefähr die Entfernung von der Erde nach Neptun in unserem Sonnensystem). Obwohl es weitere, leichter zu beobachtende Weiße Zwerge gibt, bleibt das Sirius A / B-System, welches zur Zeit 11,7 Bogensekunden von uns entfernt ist, eine große Bewährungsprobe was Himmelsbedingungen, optische Leistungsfähigkeit-, und Beobachtungskönnen angeht. Gehen Sie raus und versuchen Sie es!

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Die Auflistung des Sirius von Ptolemäus als ein definitiv Roter Stern ist nicht unumstritten. Ptolemäus ist jedoch hinsichtlich der Farbe sehr eindeutig – genauso wie der Stern Antares im Sternbild des Skorpion und der Stern Betelgeuse im Sternbild Orion stehen sie auf der Ptolemäus-Liste. Beide Sterne sind unzweifelhaft rote Sterne, da sie beide M2-Rote Superriesen-Sterne sind. Sirius, demgegenüber ist alles andere als rot. Man hat angenommen, dass, zu Zeiten von Ptolemäus, Sirius von einer Sternenstaub-Wolke oder einem Nebel verdeckt worden ist – wofür der nahe gelegene Reflexionsnebel NGC2327 als erster Anwärter verantwortlich sein soll. Diese Erklärung erscheint jedoch sehr weit hergeholt.

Eine andere Theorie hierzu ist, dass es noch einen weiteren, unsichtbaren Roter Zwerg-Stern gibt, der auf irgendeine Art und Weise einen Verfinsterungsvorfall auf Sirius ausgelöst hat und dadurch zum Wechsel der Farbe geführt hat. Obwohl es einige passende Hinweise auf einen dritten Stern gibt als bisher noch unsichtbarer Begleiter innerhalb des Sirius Systems, wurde diese Theorie bisher durch keine direkten Beobachtungshinweise gestützt. Die heutigen modernen Teleskope mit überdurchschnittlichen Empfindlichkeiten- und Auflösungen machen es eher unwahrscheinlich, dass wir so lange hätten warten müssen um Aufklärung über ein drittes Mitglied der Sirius-Familie zu erhalten. Es existiert jedoch eine eher prosaische Erklärung für die Ptolemäus' Beschreibung. In der Antike bedeutete das Erscheinen von Sirius über dem Horizont, kurz vor Morgengrauen, von Ägypten aus beobachtet den Beginn der jährlichen Nil-Überschwemmungen – ein Ereignis von herausragender Bedeutung für die ägyptische Landwirtschaft, für ihre Wissenschaft und Kultur. Wenn man Sirius auf diese Art beobachtet, gleichsam, als ob die atmosphärische Strahlenbrechung bewirkt, dass die Sonne bei Aufgang und Untergang als ein rotes Objekt erscheint, dann kann auch ein so helles Objekt wie Sirius mit einem ausgeprägten rötlichen Farbton erscheinen. Vielleicht ist dies die Ursache für das so genannte "Rote Sirius-Rätsel"? 

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Vielen Dank an Kerin Smith für den Originaltext im Englischen. 

 

 

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