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Das Sternbild Vela – Die Segel

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

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 1690
Bild 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 γ2 Velorum) und B (auch γ1 Velorum) 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.

Bild 07: IC 2602 offener Sternhaufen  Südliche Plejaden – Roberto Mura

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 05: Wikipedia cretiv commons.org/licenses/by/4.0 ESO-https://www.eso.org/public/images/ngc3201/
  • 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 07: Roberto Mura 02/07/2007 in Wikipedia auf Italienisch – Übertragen aus it. wikipedia nach Commons durch Jacopo Werther,  gemeinfrei
  • Bild 08: ESO Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2m Teleskope La Silla Chile; https://es.wiktionary.org/wiki/ Archivo:Wide-field_view_of_the_open_star cluster_NGC_2547.jpg
  • Bild 09: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page,  Foto by Royal Observatory´s Super COSMOS H-alpha Survey project Vela SNR
  • Bild 10: Bill Blair´s Vela Supernova Remnant Page,  Foto by Bert Van Dokelaar, geändert 2017 E.-Günter Bröckels (rechts gedreht 90°)

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Der Beitrag Das Sternbild Vela – Die Segel erschien zuerst auf Sternwarte Lübeck.

Das Sternbild Pictor – Maler

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

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. Bode
Bild 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“.

ι Pic 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 Astronomen John 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
  • Was Sternbilder erzählen                         G. Cornelius
  • Die großen Sternbilder                               I. Ridpath
  • dtv-Atlas zur Astronomie                          J. Herrmann
  • Sternbilder von A – Z                                   A. Rükl
  • Internet Wikipedia                                       div. Autoren
  • Internet Wikimedia.org                             div. Autoren

Quellenangaben der Abbildungen

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

Der Beitrag Das Sternbild Pictor – Maler erschien zuerst auf Sternwarte Lübeck.

Das Sternbild Norma – Winkelmaß

Herkunft – Mythologie – Beobachtungshinweise

zusammengestellt von E.-Günter Bröckels

1 Der Name

Das Sternbild Winkelmaß wurde 1752 von Nicolas Louis de Lacaille auf seinen Karten des südlichen Sternenhimmels eingeführt. Als Allegorien wählte er einen Zeichenwinkel und ein darunter liegendes Lineal. Dass er dieses Sternbild mit dieser nüchternen Benennung nahe dem hellsten Stern im Centaur, Toliman, und zwischen dem Rücken des Wolfs und dem Schwanz des Skorpions platzierte, zeigt eigentlich, wie wenig dichterische Phantasie Lacaille besaß. Den Wert des Begriffes Winkelmaß wusste er aber allemal zu schätzen, ist hier doch einer der Grundpfeiler der Mathematik verewigt worden.

Das Winkelmaß ist auch eines der drei Hauptsymbole der Freimaurerei neben dem Buch des heiligen Gesetzes und dem Zirkel. Es ist ein Symbol für die Gewissenhaftigkeit. Am rechten Winkel des Winkelmaßes soll der Mensch seine Handlungen ausrichten, nämlich nach Recht und Menschlichkeit. Das Winkelmaß ist auch das Amtsabzeichen des Meisters vom Stuhl.

Zitat: Das Winkelmaß (frz. Equerre, engl. Square), das stets vom Stuhlmeister als Zeichen seiner Würde getragen wird, bildet auf dem Altar mit Bibel und Zirkel die drei „Großen Lichter“ der freimaurerischen Symbolik. „Das Winkelmaß ist das Symbol der Gewissenhaftigkeit, das die menschlichen Handlungen nach dem Gesetz der Rechtwinkeligkeit, d. h. nach Recht, Gerechtigkeit und Menschlichkeit ordnet und richtet, auf dass dieselben immer regelrecht seien und sich innerhalb der rechten Schranken der göttlichen und menschlichen Gesetze halten. Es wird angelegt an die menschlichen Handlungen, auf dass sie erkannt werden als frei von Eigennutz, getrieben von innerem Drang, ohne äußeren Zwang, in voller Erkenntnis des Rechten und Pflichtmäßigen.“

Quelle: Internationales Freimaurer-Lexikon von Eugen Lennhoff und Oskar Posner (1932)

Die uralte Bedeutung des Winkels in Form des Winkelmaßes als konstruktives Werkzeug des rechten Winkels geht sogar bis auf altägyptische Gottheiten,  zum Beispiel Osiris als  Richter über die Toten, zurück.

Das Winkelmaß ist auch eine in der Heraldik beliebte Wappenfigur, die sehr unterschiedlich dargestellt und oftmals neben der Waage als Allegorie für Recht und Gerechtigkeit verwendet wurde.

Das Winkelmaß dient zur Angabe der Winkelweite eines ebenen Winkels in der Mathematik und als physikalische Größe. Je nach Einsatzgebiet werden verschiedene Maße und deren Einheiten verwendet. Auch auf gekrümmten Flächen wird das Winkelmaß verwendet. Hier misst man die Winkel in der Tangentialebene der Fläche, zum Beispiel bei der sphärischen Trigonometrie und der sphärischen Astronomie.

Lineare Winkelmaße zeichnen sich dadurch aus, dass sie bei Drehung des Winkels erhalten bleiben, und bei einer Aufteilung einer Drehung in zwei Teildrehungen das Winkelmaß zur Gesamtdrehung gleich der Summe der Winkelmaße der Teildrehungen ist.

Daher gibt es zwei ausgezeichnete Maßeinheiten für den Winkel, die sich beide von einem intuitiven Bezugssystem von vorne, hinten, rechts und links ableiten, den Vollwinkel (Vollkreis) und den rechten Winkel (Viertelkreis). Diese beiden Konzepte finden sich schon in den frühesten Spuren protowissenschaftlicher Methoden früher Hochkulturen.

So auch das Polygon, das über den Zusammenhang zwischen Innenwinkel und Zentriwinkel geometrischen Zugang zum Winkel ermöglicht. Hier ist insbesondere das Quadrat zu nennen, bei dem beide einen rechten Winkel bilden. Während der rechte Winkel heute nur insofern als Maß dient, sprachlich und natürlich auch rechentechnisch „gerade“ von „schiefen“ Winkeln zu unterscheiden und „spitze“ von „stumpfen“, also ein Prüfkriterium zur Zuordnung boolescher Werte (ja oder nein) ist, ist der Vollwinkel gesetzliche Maßeinheit. Bis etwa 1980 war aber auch der rechte Winkel als Rechter mit dem Einheitenzeichen ∟ in Deutschland üblich.

Der Kreis, der über das Konzept der Unterteilung in Kreissektoren, wie sie etwa als „Tortenstück“ geläufig ist, in enger Beziehung zum arithmetischen Prinzip der Bruchrechnung steht, ist der Vollwinkel. Er ist der kleinste Winkel, um den ein Strahl, um seinen Ursprung gedreht, wieder seine Ausgangsrichtung erreicht. Im Gradmaß wird der Vollwinkel in 360 gleich große Teile unterteilt. Ein solcher Teil wird als ein Grad bezeichnet und mit dem Einheitenzeichen ° gekennzeichnet. 1 Grad wiederum wird in 60 Bogenminuten unterteilt und mit dem Zeichen ‘ deklariert. 1 Bogenminute wird in 60 Bogensekunden unterteilt und hat die Kennung  “.

1 Vollwinkel = 360° / 1° = 60‘ / 1‘ = 60“    1 Vollwinkel = 21.600‘ oder 1.296.000“

Im Winkelmaß Zeit wird ein Vollwinkel in 24 Stunden unterteilt. Es wird in der Astronomie zur Angabe des Stundenwinkels und der Rektaszension verwendet:

1 Vollwinkel = 24h  / 1h  = 60m ~ 15° / 1m = 60s ~ 0,25°

Ein anderes Messprinzip der Winkelweite erfolgt über das Verhältnis von Höhenunterschied zu Länge im Sinne eines Steigungswinkels, die Berechnung erfolgt über den Tangens des Winkels. So wurden zum Beispiel die Höhen früh- und vorzeitlicher Bauten festgelegt und so werden heute noch Straßensteigungen berechnet und angegeben.

~0,57° → 1 % 1° → ~1,75 % 15° → 26,79… % 45° → 100 % 90° → ꝏ

An Stelle eines ebenen Winkels kann man natürlich generell dieses Längenverhältnis zweier senkrecht zueinander stehender Strecken angeben. Dies entspricht dann immer dem Tangens des Winkels im zugrundeliegenden rechtwinkligen Dreieck. In der Luftfahrt gibt man so die Gleitzahl eines Flugzeuges an.

Für Mathematiker gibt es noch viele weitere Anwendungsbeispiele, die allesamt beweisen, wie wichtig das Winkelmaß früher war und heute immer noch ist.

2 Das Sternbild

Norma     Genitiv: Normae   Abk.: Nor     dt.: Winkelmaß

Der heute noch fälschlicherweise kursierende Begriff „Lineal“ für dieses Sternbild steht im  Zusammenhang  mit der ursprünglichen Benennung durch de La Caille als „Norma et Regula“ dem „Winkelmaß und Lineal“. Lacaille, der für die Bezeichnungen „seiner“ Sternbilder häufig technische Geräte verwandte, formte es aus Sternen, die zuvor zum Wolf und zum Altar gehörten. Es soll einen Winkelmesser und ein Lineal darstellen, die von Seefahrern zur Positionsbestimmung genutzt wurden. Letzteres ist wegen seiner verhältnismäßigen Bedeutungslosigkeit sehr schnell wieder aus den Atlanten verschwunden und ist, analog der Gans beim Füchschen, von der IAU 1930 nicht mehr als gültiger Sternbildteil berücksichtigt und anerkannt worden. Mit der gleichzeitigen Festlegung der heute gültigen Sternbildgrenzen durch IAU wurden mehrere Sterne dem Skorpion zugeschlagen. Das Winkelmaß hat auch keine Sterne mit der Bezeichnung Alpha oder Beta mehr. Die ehemaligen Sterne Alpha Normae  und Beta Normae gehört heute zum Skorpion und tragen dort die Bezeichnung N und H Scorpii.

Das Winkelmaß ist ein relativ unscheinbares Sternbild südlich des markanten Skorpions. Keiner seiner Sterne ist heller als die 4. Größenklasse. Durch dieses Sternbild zieht sich das Band der Milchstraße und es enthält aus diesem Grund eine Vielzahl von nebligen Objekten, offenen Sternhaufen und Kugelsternhaufen. In Richtung des Winkelmaßes, fast verborgen durch unsere Milchstraße, befindet sich der so genannte Norma-Galaxienhaufen (Abell 3627). Hierbei handelt es sich um eine riesige Ansammlung von Galaxien in einer Entfernung von etwa 200 Millionen Lichtjahren. In ihm liegt das Zentrum des so genannten Großen Attraktors, auf den sich „unser“ Galaxienhaufen, der Virgo-Haufen, zubewegt.

Das Winkelmaß liegt so weit südlich, dass es von Mitteleuropa aus nicht beobachtet werden kann. Seine Fläche mit 165 Quadratgrad Inhalt erstreckt sich in RA von 15h12m14s bis 16h36m08s und in Dec von -60°26´08“ bis auf -42°16´03“. Somit ist es erst ab dem 30sten Breitengrad vollständig sichtbar. Seine Nachbarn sind Scorpion, Lupus, Circinus, Triangulum Australe und Ara. Die Hilfslinien werden in den heutigen Sternatlanten sehr unterschiedlich gezogen. Die gebräuchlichste Art ist in der Sternkarte dargestellt. Etwas genauer wären zwei Linien ε – γ 2 und γ 1 – η .

Bild 05: Das Sternbild Norma – Winkelmaß 

2.1 Die Sterne

γ1 und γ2 Nor erscheinen dem bloßen Auge als Doppelstern. Tatsächlich handelt es sich um Sterne, die nicht durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind, sondern von der Erde aus gesehen fast in einer Richtung liegen. γ1 steht 2m49,5s östlicher und 4´14,6“ nördlicher von γ2.

Sie markieren den südlichen Eckpunkt des fast rechten Winkels vom Sternenrhombus.

γ2 Nor ist ein 4m01 gelb leuchtender Riesenstern, der sich bei 2,16-facher Sonnenmasse auf deren 10-fachen Durchmesser aufgebläht hat. Er gehört der Spektralklasse G8III an mit einer Temperatur an der Photosphäre von 4700K. Er wandert  auf dem horizontalen Zweig und hat sein Heliumbrennen bereits begonnen. Dieser Stern befindet sich auf der Position α 16h19m50,4s / δ -50°09´19,8“  in etwa 450 Lichtjahren Entfernung von der Sonne und bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von -29 km/s auf uns zu. Gamma2 Normae ist ein enger Doppelstern mit einem 10m0 Begleiter.

γ1 Nor ist ein 4m97 heller und 1500 Lichtjahre entfernter blauer Überriese der Spektralklasse F91a mit einer Photosphärentemperatur von 6000 K, der bei 6,6-facher Sonnenmasse ihren 160-fachen Durchmesser angenommen hat. Seine derzeitige Position ist α 16h17m0,9s / δ -50°04´05,2“ , von der er sich mit einer Radialgeschwindigkeit von -16,0 km/s auf die Sonne zubewegt. Sein Alter wird auf rund 55 Millionen Jahre geschätzt.

Der Meteorstrom der Gamma-Normiden hat hier seinen Radianten.

δ Nor gehört einer sehr ungewöhnlich zusammengesetzten Spektralklasse an. In seinem 4m74 hellen bläulich-weißen Licht von einer 7700 K heißen Photosphäre befinden sich K-Linien eines A3-Sterns, Wasserstofflinien eines A7-Typen und Metalllinien eines F0-Sterns. Dies führt zu der Typisierung kA3hA7mF0III. Dieser rund 70 Millionen Jahre alter Riesenstern befindet sich auf der Position α 16h06m29,4s / δ -45°10´23,5“, von der aus er sich mit einer Radialgeschwindigkeit von -15,5km/s auf die Sonne zubewegt. Noch ist er 125 Lichtjahre weit weg. Wegen Änderungen in seiner Radialgeschwindigkeit wurde ein Begleiter gefunden, der Delta Normae zum astrometrischen Doppelstern macht. Im Sternbild markiert er die nördliche Rhombusecke.

ε Nor ist ein echtes Doppelsternsystem in 400 Lichtjahren Entfernung. Die beiden sichtbaren, 4m54 und 6m68 hellen Komponenten können aufgrund ihres weiten Abstandes von 22,8 Bogensekunden bereits mit einem kleinen Teleskop beobachtet werden. Der hellere Partner gehört der Spektralklasse B4V mit einer Oberflächentemperatur von rund 17.000 K an. Der lichtschwächere Stern besitzt wiederum einen Begleiter, dessen Abstand so gering ist, dass er nur spektroskopisch nachgewiesen werden kann. Epsilon Normae markiert die westliche Ecke des Sternenvierecks.

η Nor markiert mit 4m02 die östliche Ecke des Sternenrhombus auf der Position α 16h03m12,9s / δ -49°13´46,9“. Sein gelbes Licht kommt von der 5000 K heißen Sternoberfläche eines G8III-Riesen, der sich aufgebläht und dabei entsprechend abgekühlt hat, und braucht bis zu uns 220 Jahre.

ι Nor ist ein 140 Lichtjahre entfernter enger Doppelstern, dessen 5m6 und 5m8 helle Komponenten einander im Abstand von 0,5“ in 26,9 Jahren umkreisen. In einem Winkelabstand von 11 Bogensekunden wird im Teleskop ein dritter, nur 11m0 lichtschwacher Stern sichtbar. Dieser ist jedoch nur 55 Lichtjahre entfernt und gehört physikalisch nicht zu dem System.

μ Nor ist ein extrem leuchtkräftiger blauer Überriese der Spektralklasse O9Iab in 4660 Lichtjahren Entfernung. Seine Helligkeit variiert zwischen 4,87 und 4,98m. Es handelt sich um einen veränderlichen Stern vom Typ Alpha Cygni.

R und T Nor sind veränderliche Sterne vom Typ Mira, deren Helligkeit sich über längere Zeiträume stark ändert. R Nor ändert seine Helligkeit von 6m5 nach 13m9 in 507,5 Tagen und T Nor hat eine Periode von 242,6 Tagen.

S Nor ist ein pulsationsveränderlicher Stern vom Typ der Cepheiden, dessen Licht zwischen 6m12 und 6m77 mit einer Periode von 9,754 Tagen schwankt. Er liegt inmitten des offenen Sternhaufens NGC 6087.

2.2 Deep Sky Objekte

Menzel 3, (Mz3) der Ameisennebel, ist ein junger 13m8 heller planetarischer Nebel. Der Name Ameisennebel kommt von seinem Aussehen, da er dem Thorax einer Ameise ähnelt. Er  breitet sich strahlenförmig mit einer Geschwindigkeit von ca. 50 km/s aus. Er zeigt keine Spur von molekularen Wasserstoff-Ausstößen. Der Ameisennebel wurde 1922 von Donald Howard Menzel auf Fotografien des Bruce-24-Inch-Teleskops an der Außenstation des Harvard College Observatory in Arequipa in Peru entdeckt. Er steht auf der Position RA 16h17m13,4s / Dec -51°59´10,3“. Er hat eine Winkelausdehnung von 0,83´x 0,2´ und ist noch 3000 Lichtjahre von uns entfernt. Er nähert sich uns mit einer Radialgeschwindigkeit von -21,2 km/s.

Bild 06: Der Ameisennebel Menzel 3

NGC 6134, auch Bennett76 genannt, ist ein schöner offener Sternhaufen, der sich scheinbar vor einer Dunkelwolke befindet. Hierdurch kommen seine 179 Haufensterne mit Einzelhelligkeit zwischen 13m und 15m trotz einer schwachen Konzentration zur Haufenmitte gut zur Geltung. Die Gesamthelligkeit ist mit 7m2 angegeben, seine Entfernung mit 913 pc und die Position mit RA 16h27m46s / Dec -49°09´06“.

Bild 07: NGC 6134 vor einer Dunkelwolke

NGC 6164 / NGC 6165 bezeichnen die beiden hellen Strahlungskeulen eines 6m7 mag hellen bipolaren Emissionsnebels im Sternbild Winkelmaß, der etwa 1236 Parsec entsprechend 4030 Lichtjahre von der Erde entfernt ist und seinerseits vor einem riesigen leuchtenden Gasnebel liegt. Er wurde am 1. Juli 1834 von John Herschel mit einem 18-Zoll-Spiegelteleskop entdeckt, der dabei „Neb violently suspected immediately preceding a double star“ notierte. Wir finden dieses Gebilde auf der Position RA 16h3352,3s / Dec -48°06´40“ mit einer Winkelausdehnung von 1,0´x 0,3´. Es wird vom Stern HD 148937 durch Ionisation zum Leuchten angeregt.

Bild 08: Gasnebel NGC 6164 (NASA 201603030)

NGC 5946 steht als schöner Kugelsternhaufen auf der Position RA 15h35m28,5s / Dec -50°39´34,8“ mit einer Gesamthelligkeit von 9m6 im östlichen Teil des Sternbildes Norma, etwa mittig und zur Sternbildgrenze zum Wolf.

Bild 09: Kugelsternhaufen NGC 5946

NGC 6067 ist ein offener Sternhaufen in 6000 Lichtjahren Entfernung auf der Position RA 16h13m12s / Dec -54°13´0“. Er enthält etwa 100 Sterne der 10. Größenklasse. Seine Gesamthelligkeit von 5m6 verteilt sich auf eine Winkelausdehnung von 13´x13´. Man findet ihn etwa 1° nördlich des Sterns κ Normae. Obwohl schon mit bloßem Auge am dunklen Himmel erkennbar, ist der Sternhaufen am besten mit dem Fernglas oder einem Teleskop zu beobachten. Bei 12-Zoll-Öffnung zeigen sich etwa 250 zum Haufen gehörende Sterne. Entdeckt von James Dunlop im Jahr 1826 wird NGC 6067 von John Herschel als „ein hervorragend reicher und großer Cluster“ und von Stephen James O’Meara als „einer der schönsten  offenen Sternhaufen am Himmel“ beschrieben. Seine hellsten Sterne haben eine scheinbare Helligkeit von etwa 8m und 84 Sterne sind heller als 12m. NGC 6067 befindet sich in der Norma-Sterne-Wolke im Norma-Arm der Milchstraße. Sein Alter wird mit rund 102 Millionen Jahre angegeben und er enthält 893 Sonnenmassen und  die beiden folgenden Cepheiden: QV340 Normae ist ein gelber Riese der Spektralklasse G0Ib, dessen Helligkeit zwischen 8m26 und 8m60 über 11,28 Tage variiert, während der schwächere ZV340 zwischen 8m71 und 9m03 mit einer Periode von 3,79 Tagen variiert.

Bild 10: Offener Sternhaufen NGC 6067

NGC 6087 ist mit 5m4 bei einer Winkelausdehnung von 12´x 12´ der hellste offene Sternhaufen im Winkelmaß. Er ist bereits mit bloßem Auge als nebliges Fleckchen zu erkennen. Er steht auf der Position RA 16h18m48s / Dec -57°56´0“  und enthält etwa 40 Sterne der 7. bis 11. Größenklasse. Der hellste Stern ist der Veränderliche S Normae. Der Sternhaufen ist 3500 Lichtjahre von uns entfernt.

Bild 11: Offener Sternhaufen NGC 6087

Norma-Galaxienhaufen (auch Abell 3627) ist ein großer Galaxienhaufen am Südhimmel an der Grenze des Sternbildes Winkelmaß (Norma) zum Sternbild Südliches Dreieck. Mit einer Entfernung von etwa 65 Mpc (210 Mio. Lichtjahre) ist er uns deutlich näher als der Coma-Haufen und daher der nächste bekannte reiche Galaxienhaufen. Seine mittlere Radialgeschwindigkeit beträgt 4870 km/s und korrespondiert mit einer Rotverschiebung von z=0,016. Die Galaxien sind aufgrund ihrer Entfernung von 200 Millionen Lichtjahren sehr lichtschwach. Um sie zu beobachten benötigt man schon ein größeres Teleskop. Obwohl der Galaxienhaufen gleichzeitig nahe und hell ist, kann er jedoch nur schwer beobachtet werden, da er in Richtung der Kante unseres Milchstraßensystems liegt, so dass er durch interstellaren Staub teilweise verdeckt wird und die Beobachtung durch die große Dichte an Vordergrundsternen zusätzlich erschwert wird. Er entzog sich daher lange Zeit größerer Aufmerksamkeit seitens der Astronomen. Das änderte sich, als eine Forschergruppe um Donald Lynden-Bell, die als „die sieben Samurai“ bekannt wurde, die Existenz eines Großen Attraktors postulierte, der die Bewegung aller Galaxien in der kosmischen Nachbarschaft beeinflusst und sich hinter der so genannten „Vermeidungszone“ (engl. zone of avoidance) in Richtung des Sternbildes Winkelmaß befinden müsste. Seit 1996 gilt der Norma-Galaxienhaufen als ein wesentlicher Bestandteil des Großen Attraktors und wird eingehend untersucht. Im Zentrum des Haufens befinden sich die beiden cD-Galaxien ESO137-6 (PGC 57612) und ESO 137-8 (PGC 57649).

Bild 12: Zentrum von Abell 3627 mit den Riesengalaxien ESO 137-6 und ESO 137-8

Shapley 1 (Sp-1;  PK 329+02.1) wird auch Fine-Ring Nebula genannt. Es handelt sich um einen selten schönen, gleichförmigen 12m6 hellen Ringnebel mit einer Winkelausdehnung von 1,1´, was unter Berücksichtigung der Entfernung einem Durchmesser von einem Drittel Lichtjahr entspricht. Im Zentrum befindet sich ein Doppelsternsystem mit einer Umlaufdauer von 2,9 Tagen.

Shapley-1 steht auf der Position RA 15h51m42,7s / Dec -51°31´30,5“ in 1000 Lichtjahren Entfernung. Sein Zentralstern ist ein Zwerg mit einer Helligkeit von 14m0. Er wurde 1936 von Harlow Shapley entdeckt.

Bild 13: Planetarischer Nebel Shapley-1

Menzel-1, (Mz-1). Der bipolare Nebel wurde 1922 von Donald Howard Menzel auf Fotografien des Bruce-24-inch-Teleskops an der Außenstation des Harvard-College-Observatorium in Arequipa in Peru entdeckt. Trotz seiner vergleichsweisen hohen Helligkeit von 12m0 wurde er nur selten eingehender untersucht. Ein Modell erklärt seine Struktur anhand der Projektion einer dreidimensionalen Sanduhr-förmigen Hülle mit einer von der Taille zu den Polen abnehmenden Dichte. Seine Winkelausdehnung beträgt 76“ x 23“ auf der Position RA 15h34m17s / Dec -59°09´09“. Mit einer radialen Ausdehnungsgeschwindigkeit von 23 km/s wird sein Alter auf 4.500 bis 10.000 Jahre geschätzt. Man geht bei dem Zentralstern, einem weißen Zwerg, von 0,63 ±0,05 M aus. Die Entfernung zu uns beträgt 3400 Lichtjahre.

Bild 14: Der bipolare Nebel Menzel-1

Hen 2-161 (PK331-02.2) ist ein weiterer bipolarer Nebel. Er befindet sich auf der Position RA 16h24m37,7s / Dec -53°22´34,1“ und wurde erst 1967 von Karl Gordon Henize entdeckt.

Bild 15: Der bipolare Nebel Henize 2-161

2.3 Sonstiges

Literaturhinweise:

  • Taschenatlas der Sternbilder                  Klepesta, I. / Rükl, A.
  • Karte Südlicher Sternenhimmel            div. Autoren
  • Lexikon der Symbole                                    Becker,U.

Quellenangaben der Abbildungen:

  • Bild 01:   Phoenixmasony Datei:masonic framing square 6.jpg
  • Bild 02:   Creativcommons.org/licenses/by-sa/3.0/   Approved for Free Cultural Works
  • Bild 03:   Vorstellung der Gestirne J.E.Bode Tafel XXIX: Die südlichen Gestirne nach de Lacaille
  • Bild 04:   Ausschnittvergößerung aus Bild 03
  • Bild 05:   https://www.iau.org/static/public/constellations//gif/NOR.gif
  • Bild 06:   from Wikimedia Commons, the free media repository
  • Bild 07:   www.wikiwand.com upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/Thumb/5/NASA/ESA HubbleSpaceTelescope STScl-PR C 2001-5
  • Bild 08:   Astrosurf.com Antilhue ngc 6134.htm
  • Bild 09:   Ausschnittvergrößerung aus https://www.starobserver.org/Image/1603/NGC6188
  • Bild 10: Attribution-ShareAlike 3.0 unported (CC BY-SA3.0) Approved for Free Cultural Works
  • Bild 11: Wikipedia org. R. Mura Attribution-ShareAlike 3.0 (CC BY-SA3.0) Approved for Free Cultural Works
  • Bild 12: ESO- http://www.eso.org/public/Images/eso9954c/ Attribution 4.0 International (CCBY 4.0)   Approved for Free Cultural Works
  • Bild 13: ESO – http://www.eso.org/public/images/potw1131a/  NTT La Silla Obs. Chile
  • Bild 14: Ausschnitt Format 13×18 aus CC –Lizenz „Namensnennung 4.0 International“ ESO Fabian RRRR File Menzel 1- EFOS 2003-02-04T 08 59  53.985.png
  • Bild 15: Ausschnitt Format 13×18 aus Attribution 2.0 Generic (CC BY 2.0) Judy Schmidt Flickr Hen 2-161  Approved for Free Cultural Works

               

Die Serie der Sternbildbeschreibungen wird fortgesetzt.

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Sichtbarkeitsprognose für Komet C/2021 A1 (Leonard)

Der Anfang des Jahres entdeckte Komet C/2021 A1 (Leonard) erreicht im Dezember sein Perihel und ist bis 13. Dezember 2021 zu Beginn der Morgendämmerung am Ost/Südost-Himmel auffindbar. Zunächst im Feldstecher sichtbar steigt seine Helligkeit innerhalb weniger Tage um mehrere Größenklassen an, so dass er vermutlich mit dem bloßen Auge zu sehen ist.

Bild mit freundlicher Genehmigung von Michael Jäger, Österreich.

Nach der konventionellen Berechnungsformel für die Helligkeitsentwicklung

m = Ho + 5 lg Δ + 2.5 n lg r

(m= scheinbare Helligkeit, Ho= absolute heliozentrische Helligkeit, n= Anregungskoeffizient (bei neuen Kometen wird dieser zu n=4 angenommen), r= Abstand Komet-Sonne in AE, Δ= Abstand Komet-Erde; AE= Astronomische Einheit: 149,6 Mio. km)

erreicht C/2021 A1 eine Perihelhelligkeit von knapp 4.0 Größenklassen.

Wir Experten von der VdS-Fachgruppe Kometen haben aber nähere Untersuchungen durchgeführt, wobei auch der sogenannte Oppositionseffekt berücksichtigt wurde, durch den bis zu 2 Größenklassen auf die 4.0 mag aufgeschlagen werden kann. Demnach ist eine Maximalhelligkeit von 2 mag möglich und der Komet ohne Mühe ein freisichtiges Objekt am Morgenhimmel. Der letzte helle Komet war ja im Juli vergangenen Jahres sichtbar: C/2020 F3 (NEOWISE)

Welche Helligkeit dieser interessante Schweifstern letztenendes wirklich erreicht, wird die Beobachtung zeigen. Für Interessierte folgt eine Ephemeride und eine kleine Karte der Himmelsgegend, die den Pfad des Kometen zwischen dem 1. und 12. Dezember am Morgenhimmel wiedergibt (erzeugt mit der Software Stellarium).

Ephemeride für den Kometen C/2021 A1 (Leonard)
Himmelskarte als Aufsuchhilfe für den Kometen C/2021 A1 (Leonard) im Dezember

Michael Möller, ASL und VdS-Fachgruppe Kometen

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