Allgemeines
Andromeda ist ein ausgedehntes Sternbild am Nordhimmel. Mit Ausnahme der südlichsten Regionen von Südamerika und Australien ist es von allen bewohnten Gegenden der Erde aus zu sehen. Auf der nördlichen Halbkugel der Erde steht die Andromeda in den Monaten August bis Februar günstig am Abendhimmel. Für Beobachter auf der Südhalbkugel bietet sich insbesondere der Oktober an, wenn das Sternbild gegen Mitternacht seine höchste Stellung im Norden erreicht.
Umrahmt wird die Andromeda von den markanten SternbilderKonstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen.n Cassiopeia im Norden, Perseus im Osten und Pegasus im Südwesten. Außerdem grenzen im Süden die SternbilderKonstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen. Dreieck (Triangulum) und Fische (Pisces) an die Andromeda, im Westen die Eidechse (Lacerta).
Die Hauptsterne der Andromeda bilden eine leicht gebogene Kette, die von dem Stern an der nordöstlichen Ecke des Pegasus-Rechtecks ausgeht und sich in Richtung Nordosten erstreckt. Dieser Eckstern wurde in der Antike beiden SternbilderKonstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen.n zugerechnet. Seit der Neuordnung der Sternbildgrenzen trägt er die Bezeichnung Alpha Andromedae (α And); nur in manchen historischen Sternkarten ist noch die Bezeichnung Delta Pegasi (δ Peg) zu finden. Es ist aber weniger das Erscheinungsbild der Andromeda, das dieses Sternbild so bekannt macht, als vielmehr die darin gelegene große Spiralgalaxie, die Andromedagalaxie Messier 31 (kurz: M 31). Sie ist bereits mit bloßen Augen als diffuser Fleck sichtbar und leicht aufzufinden. Dazu geht man am besten von dem Stern Beta Andromedae (β And) in der Mitte der langen Sternenkette aus und folgt mit den Augen einer nach Norden abzweigenden Kette, die von den lichtschwächeren Sternen My und Ny Andromedae gebildet wird. Nur 1,3° östlich von Ny Andromedae, was knapp drei Vollmonddurchmessern entspricht, befindet sich das Zentrum der Andromedagalaxie. Während die Andromedagalaxie M 31 nördlich der hellen Sternenkette liegt, befindet sich in ähnlichem Abstand südlich davon eine weitere große Galaxie. Sie trägt im Messier-Katalog die Bezeichnung M 33, gehört aber nicht mehr zum Sternbild Andromeda, sondern zum kleinen Sternbild Dreieck.
Die Hauptsterne der Andromeda bilden eine leicht gebogene Kette, die von dem Stern an der nordöstlichen Ecke des Pegasus-Rechtecks ausgeht und sich in Richtung Nordosten erstreckt. Dieser Eckstern wurde in der Antike beiden SternbilderKonstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen.n zugerechnet. Seit der Neuordnung der Sternbildgrenzen trägt er die Bezeichnung Alpha Andromedae (α And); nur in manchen historischen Sternkarten ist noch die Bezeichnung Delta Pegasi (δ Peg) zu finden. Es ist aber weniger das Erscheinungsbild der Andromeda, das dieses Sternbild so bekannt macht, als vielmehr die darin gelegene große Spiralgalaxie, die Andromedagalaxie Messier 31 (kurz: M 31). Sie ist bereits mit bloßen Augen als diffuser Fleck sichtbar und leicht aufzufinden. Dazu geht man am besten von dem Stern Beta Andromedae (β And) in der Mitte der langen Sternenkette aus und folgt mit den Augen einer nach Norden abzweigenden Kette, die von den lichtschwächeren Sternen My und Ny Andromedae gebildet wird. Nur 1,3° östlich von Ny Andromedae, was knapp drei Vollmonddurchmessern entspricht, befindet sich das Zentrum der Andromedagalaxie. Während die Andromedagalaxie M 31 nördlich der hellen Sternenkette liegt, befindet sich in ähnlichem Abstand südlich davon eine weitere große Galaxie. Sie trägt im Messier-Katalog die Bezeichnung M 33, gehört aber nicht mehr zum Sternbild Andromeda, sondern zum kleinen Sternbild Dreieck.
Besondere Himmelsobjekte
Veränderliche Sterne
Der Mirastern R Andromedae
R Andromedae ist ein langperiodischer Pulsationsveränderlicher des Mira-Typs im SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande.bild Andromeda. Wir finden ihn 1,3° östlich von Theta Andromedae (θ And) und 0,8° nordöstlich von Rho Andromedae (ρ And). Im Fernglas und auf Fotografien erscheint er rötlich. Dieser rote Riesenstern ist knapp 800 Lichtjahre von uns entfernt; seine scheinbare Helligkeit variiert mit einer Periode von 409 Tagen zwischen einem Maximalwert von 5,8 mag und einem Minimalwert von 15,2 mag. Dieser Lichtwechsel über neun Magnituden hinweg bedeutet, dass der SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande. während seines Maximums 4000 Mal heller leuchtet als während seines Minimums. Wie bei Mirasternen üblich, können die Extremwerte der Helligkeit zwischen benachbarten Zyklen leicht schwanken. Der Anstieg der Helligkeit erfolgt etwa doppelt so schnell wie die Abnahme; dieses Verhalten wird durch eine Asymmetrie in der beobachteten Lichtkurve deutlich. Seine letzten Helligkeitsmaxima erreichte R Andromedae Anfang Oktober 2020 und im Dezember 2021 mit jeweils 6,2 mag. Im September 2019 blieb der SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande. eine Helligkeitsklasse schwächer. Wer selbst den Anstieg der Lichtkurve mit einem Fernglas verfolgen möchte, beginnt mit den Beobachtungen etwa zwei Monate vor dem erwarteten nächsten Maximum. Steht ein Teleskop zur Verfügung, das auch 11 mag helle SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande.e erkennen lässt, kann man bereits drei Monate zuvor das entsprechende SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande.feld überwachen. Seine nächsten Helligkeitsmaxima wird der SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande. voraussichtlich zum Jahreswechsel 2022/2023 und im Februar 2024 erreichen. Eine Lichtkurve sowie eine Umgebungskarte mit den Helligkeiten von Vergleichssternen für die eigene Beobachtung lässt sich auf der Website der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) erstellen und herunterladen. Auch die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche SternEin aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande.e (BAV) bietet nützliche Informationen an.
Der Veränderliche R Andromedae liegt nur wenige Grad von der Andromedagalaxie M31 entfernt. Die Sterne mit Flamsteed-Bezeichnungen (Ziffern) und Bayer-Bezeichnungen (griechische Buchstaben) in diesem Areal sind ebenfalls markiert. (Bild: Uwe Reichert)
Eine LichtkurveGrafische Darstellung des Helligkeitsverlaufs eines Himmelsobjekts mit veränderlicher Helligkeit (zum Beispiel eines veränderlichen Sterns oder eines Kometen). sowie eine Umgebungskarte mit den Helligkeiten von Vergleichssternen für die eigene Beobachtung lässt sich auf der Website der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) erstellen und herunterladen. Auch die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne (BAV) bietet nützliche Informationen an.
Lichtkurve des Mira-Veränderlichen R Andromedae. Die scheinbare Helligkeit des pulsierenden Sterns schwankt mit einer Periode von etwa 409 Tagen zwischen 5,8 mag und 15,2 mag, wobei nicht immer der gleiche Maximalwert erreicht wird. Jeder Messpunkt in dieser Lichtkurve entspricht einer visuellen Helligkeitsschätzung eines Amateurastronomen. Die nach rechts laufende Zeitachse ist in Einheiten von Tagen als Julianisches Datum markiert. (Bild: AAVSO)
Technetium: Schlüssel für die Nukleosynthese
Aufgrund der starken Absorptionsbanden von Zirkonoxid (ZrO) im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. gehört R Andromedae zur Spektralklasse S. Diese Sonderklasse führte der US-Astronom Paul W. Merrill 1922 in das ursprüngliche Harvard-System der Spektralklassifikation ein, weil manche rote Riesensterne mit ihren kühlen Atmosphären solche Auffälligkeiten im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. zeigten. Eine weitere Besonderheit im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. von R Andromedae lieferte Anfang der 1950er Jahre wichtige Erkenntnisse über die Nukleosynthese, also die Entstehung von chemischen Elementen in Sternen. Merrill und seine Mitarbeiter hatten an den Großteleskopen der Mount Wilson and Palomar Observatories Spektren mit hoher Auflösung aufgenommen. Darin fanden sich neben den Absorptionslinien von schweren Elementen wie Zirkon und Barium auch solche, die von Technetium erzeugt wurden. Dieser Befund erstaunte, denn alle auf der Erde bekannten Isotope dieses Elements sind instabil. Einige der Technetium-Isotope sind bereits nach nur wenigen Stunden zur Hälfte zerfallen. Das Isotop Technetium-98 hat mit immerhin 4,2 Millionen Jahren die längste Halbwertszeit. Technetium war erst im Jahr 1937 eindeutig nachgewiesen worden, und zwar in einer Materialprobe, die in einem Teilchenbeschleuniger mit Neutronen beschossen worden war. Technetium war damit das erste künstlich hergestellte Element, und seine Entdeckung schloss eine Lücke, die bis dahin im Periodensystem der Elemente geklafft hatte. Im Jahr 1950 untersuchte eine Arbeitsgruppe am National Bureau of Standards in den USA die spektralen Eigenschaften von Technetium, so dass den Astronomen die genauen Wellenlängen der Spektrallinien zur Verfügung standen. Name:
R Andromedae
andere Bezeichnungen:
HD 1967, HIP 1901, HR 90
Objekttyp:
Pulsationsveränderlicher vom Mira-Typ
Sternbild:
Andromeda
Position (J2000.0):
α = 00h 24m 01,95s, δ = +38° 34′ 37,3″
scheinbare Helligkeit:
5,8 – 15,2 mag
Periode:
409,2 Tage
Spektralklasse:
S3,5e – S8,8e (M7e)
Entfernung:
240 pc = 790 Lj
Radius:
ca. 500 Sonnenradien
Der s-Prozess
Was bedeutete nun der spektroskopische Nachweis von Technetium in den Atmosphären kühler RiesensterneSterne hoher Leuchtkraft, die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der Hauptreihe zu liegen.? Eine Halbwertszeit im Bereich von Millionen Jahren mag uns lang erscheinen, doch verglichen mit dem hohen Alter der bereits weit entwickelten RiesensterneSterne hoher Leuchtkraft, die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der Hauptreihe zu liegen. ist sie sehr kurz. Wäre Technetium bereits im Ausgangsmaterial enthalten gewesen, aus dem diese Sterne einst entstanden, wäre es zum Zeitpunkt der Beobachtung längst zerfallen. Also musste es einen Mechanismus geben, der in den RiesensterneSterne hoher Leuchtkraft, die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der Hauptreihe zu liegen.n Technetium erzeugt. Bis zum Zeitpunkt dieser Beobachtung war nur bekannt, dass Sterne ihre Energie aus der Verschmelzung von leichten Atomkernen beziehen, wobei Elemente wie Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff bis hin zum Eisen entstehen. Der Nachweis von Technetium war nun ein direkter Beleg dafür, dass Sterne auch Elemente schwerer als Eisen aufbauen können. Der dafür verantwortliche Prozess ist der langsame Einfang von Neutronen, von den Physikern s-Prozess genannt. Dabei steht das „s“ für slow, das englische Wort für langsam. In dem späten Entwicklungsstadium der veränderlichen RiesensterneSterne hoher Leuchtkraft, die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der Hauptreihe zu liegen., das sich physikalisch durch recht moderate Temperaturen und Dichten auszeichnet, liegen genau die Bedingungen vor, die den Aufbau von schweren Elementen über den s-Prozess erlauben. Zunächst fängt ein Atomkern ein einzelnes Neutron ein. Dadurch entsteht ein schwereres Isotop des gleichen Elements. das aber wegen des Neutronenüberschusses in der Regel instabil ist.
Über den anschließenden Betazerfall eines Neutrons wandelt sich dieses in ein Proton um, das im Kern verbleibt und nun die Ordnungszahl des Kerns um eins erhöht. Aus dem ursprünglichen Element ist also ein neues Element mit der nächsthöheren Ordnungszahl geworden. Das beim Betazerfall ebenfalls gebildete Elektron wird aus dem Kern ausgestoßen, ebenso wie ein Neutrino, das sogar mit Lichtgeschwindigkeit den Stern verlässt und ins All entweicht.
Kennzeichen des s-Prozesses ist, dass die mittlere Zeit, die bis zum Einfang eines weiteren Neutrons vergeht, länger ist als die Zeit, die das instabile Isotop braucht, um durch Betazerfall in einen stabilen Atomkern überzugehen. Die dafür nötigen Bedingungen liegen in den kühlen Riesensternen geringer Dichte vor. Im Gegensatz zu diesem langsamen Neutroneneinfang gibt es auch einen schnellen Neutroneneinfang (r-Prozess genannt nach Engl. rapid), der allerdings nur bei sehr hohen Neutronendichten in einer speziellen Art von SupernovaDie Explosion eines massereichen Sterns am Ende seiner Entwicklung und der damit verbundene Anstieg seiner Leuchtkraft auf das Milliardenfache seiner ursprünglichen Helligkeit. Für kurze Zeit kann eine Supernova heller strahlen als die Galaxie, in der sie aufleuchtet. Das Abklingen der Helligkeit erfolgt über viele hundert Tage. Ursprünglich wurden Supernovae nach der Form ihrer Lichtkurve und ihres Spektrums klassifiziert: Supernovae des Typs I (mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic) zeigen keine Wasserstofflinien im Spektrum, während solche des Typs II Wasserstofflinien im Spektrum enthalten. Heute weiß man, dass Supernovae des Typs Ia auf die Detonation eines Weißen Zwergs in einem engen Doppelsternsystem zurückzuführen sind, während die anderen Typen ihre Ursache im Kollaps eines massereichen Sterns haben, der seinen Fusionsbrennstoff vollständig verbraucht hat und plötzlich instabil geworden ist. Supernovae der Typen Ib und Ic haben vor dem Kollaps die Phase von Wolf-Rayet-Sternen durchlaufen, bei denen sie ihre wasserstoffreichen (Ib) und heliumreichen (Ic) äußeren Schichten über einen starken Sternwind abgestoßen haben. Während bei einer Kernkollaps-Supernova das ursprüngliche Zentralgebiet des Vorläufersterns zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch kollabiert, werden die äußeren Teile weggesprengt und reichern die interstellare Materie mit schweren Elementen an. auftritt.
Die Umgebung des Mira-Veränderlichen R Andromedae (Fadenkreuz in der Bildmitte). Die Zahlen sind Helligkeiten von geeigneten Vergleichssternen in Magnituden, wobei das Komma bzw. der Dezimalpunkt weggelassen wurde, um Verwechslungen mit Sternen zu vermeiden. Beispiel: 68 = 6,8 mag. (Bild: AAVSO)
Quellen:
- P. W. Merrill: Stellar Spectra of Class S. Astrophysical Journal 56, 457-482 (1922)
- P.W. Merrill: Technetium in the Stars. Science 115, 484 (1952)
- P.W. Merrill: Spectroscopic Observations of Stars of Class S. Astrophysical Journal 116, 21-26 (1952)
- P. C. Keenan: Classification of the S-Type Stars. Astrophysical Journal 120, 484-505 (1954)
- B.F. Peery, Jr.: Technetium Stars. Astrophysical Journal 163, L1-L3 (1971)
- F. Käppeler, G. Martinez-Pinedo und F.-K. Thielemann: Der Ursprung der Elemente, Teil 2: Durch Neutroneneinfang zu den schwersten Atomkernen. Sterne und Weltraum, Dezember 2018, 36-47
Sternhaufen
Der offene Sternhaufen NGC 752
NGC 752 ist der einzige helle offene SternhaufenEine Ansammlung von Sternen, die physisch zusammengehören. Ein offener Sternhaufen ist eine relativ lockere Ansammlung von Sternen, die gemeinsam aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie sind mit einigen Millionen Jahren relativ jung und insbesondere in der Ebene des Milchstraßensystems anzutreffen. Kugelsternhaufen sind regelmäßig geformt und enthalten einige Tausend bis einige Millionen alte Sterne. im Sternbild Andromeda. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 5,7 mag ist er leicht mit einem Fernglas zu sehen. Wir finden ihn im südöstlichen Bereich des Sternbilds, etwa 5° südlich des Sterns Gamma Andromedae (γ And). Ein Teleskop mit einem Weitfeldokular und geringer Vergrößerung enthüllt etwa 60 Sterne mit Helligkeiten zwischen 8,3 und 11,0 mag, die locker über ein Areal mit 50 Bogenminuten Durchmesser am Himmel verstreut sind. Die Entfernung des SternhaufenEine Ansammlung von Sternen, die physisch zusammengehören. Ein offener Sternhaufen ist eine relativ lockere Ansammlung von Sternen, die gemeinsam aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie sind mit einigen Millionen Jahren relativ jung und insbesondere in der Ebene des Milchstraßensystems anzutreffen. Kugelsternhaufen sind regelmäßig geformt und enthalten einige Tausend bis einige Millionen alte Sterne.s zur Erde beträgt 1450 Lichtjahre, wie Parallaxenmessungen mit dem Satelliten Gaia ergeben haben. Aus seinem scheinbaren Durchmesser folgt demnach ein wahrer Durchmesser von etwa 20 Lichtjahren. Der mit 7,1 mag hellste Stern im Feld, HD 11885, gehört dem SternhaufenEine Ansammlung von Sternen, die physisch zusammengehören. Ein offener Sternhaufen ist eine relativ lockere Ansammlung von Sternen, die gemeinsam aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie sind mit einigen Millionen Jahren relativ jung und insbesondere in der Ebene des Milchstraßensystems anzutreffen. Kugelsternhaufen sind regelmäßig geformt und enthalten einige Tausend bis einige Millionen alte Sterne. nicht an; er befindet sich mit einer Entfernung von 870 Lichtjahren deutlich näher an der Erde und steht also nur zufällig in der gleichen Richtung wie NGC 752. Das Alter von NGC 752 wird auf rund 1,5 Milliarden Jahre geschätzt. Er ist damit älter als die meisten der offenen SternhaufenEine Ansammlung von Sternen, die physisch zusammengehören. Ein offener Sternhaufen ist eine relativ lockere Ansammlung von Sternen, die gemeinsam aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie sind mit einigen Millionen Jahren relativ jung und insbesondere in der Ebene des Milchstraßensystems anzutreffen. Kugelsternhaufen sind regelmäßig geformt und enthalten einige Tausend bis einige Millionen alte Sterne. in unserem Milchstraßensystem. Fotos des offenen SternhaufenEine Ansammlung von Sternen, die physisch zusammengehören. Ein offener Sternhaufen ist eine relativ lockere Ansammlung von Sternen, die gemeinsam aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie sind mit einigen Millionen Jahren relativ jung und insbesondere in der Ebene des Milchstraßensystems anzutreffen. Kugelsternhaufen sind regelmäßig geformt und enthalten einige Tausend bis einige Millionen alte Sterne.s NGC 752 finden sich auf den Webseiten von vielen Amateurastronomen, zum Beispiel bei Donald P. Waid, Jim Thommes, Antoni Chrapek und Ronald Legler. Manche visuellen Beobachter schärfen ihr Wahrnehmungsvermögen, indem sie Skizzen dessen anfertigen, was sie am Okular sehen. Schöne Zeichnungen von NGC 752 stammen von Martijn Straub und Richard Orr. Ein interaktives Foto von NGC 752 bietet der Aladin Sky Atlas des CDS, Strasbourg Observatory, Frankreich.
Der offene Sternhaufen NGC 752 befindet sich etwa 5° südlich vom hellen Stern Gamma Andromedae (γ And) und ist leicht mit einem Fernglas zu beobachten. (Bild: Uwe Reichert)
Die Mitglieder des offenen Sternhaufens NGC 752 sind locker über ein Feld von etwa 50 Bogenminuten Durchmesser verteilt. Die hellsten Sterne im Bild wie etwa HD 11885 sind Vordergrundsterne, die deutlich näher zur Erde liegen als der Sternhaufen. Das wegen der orangenen Färbung hübsch anzusehende Sternenpaar 56 Andromedae und HD 11727 liegt etwa 40 Bogenminuten südwestlich des Haufenzentrums. 56 And ist ein Doppelstern. Allerdings ist nicht der im Abstand von 200 Bogensekunden gelegene Stern HD 11727 die zweite Komponente, sondern ein nur 6,5 Bogensekunden entfernter Stern 12. Magnitude, der im Foto von 56 And überstrahlt wird. (Bild: DSS colored, Digitized Sky Survey, STScI/NASA, Colored & Healpixed by CDS, via Aladin Sky Atlas, Beschriftung: Uwe Reichert)
Name:
NGC 752
andere Bezeichnungen:
Caldwell 28, Melotte 12
Objekttyp:
offener Sternhaufen
Sternbild:
Andromeda
Position (J2000.0):
α = 01h 57m 41,0s, δ = +37° 47′ 06″
scheinbare Helligkeit:
5,7 mag
Winkeldurchmesser:
50′
Entfernung:
444 pc = 1450 Lj
Alter:
1,5 Milliarden Jahre
Nebel
NGC 7662 – ein blauer Schneeball
Etwa 5700 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Andromeda befindet sich der planetarische Nebel NGC 7662, der auch als Caldwell 22 bekannt ist. Amateurastronomen haben den Namen Blauer Schneeball geprägt. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,3 mag ist der Nebel bereits mit einem Fernglas als bläulicher Stern zu erkennen. Doch erst bei hoher Vergrößerung im Fernrohr offenbart sich dem visuellen Beobachter die ausgedehnte rundliche Form des Nebels. Visuell sichtbar ist der helle innere Bereich des Nebels mit Abmessungen von 12″ × 18″. Während mit einem 15-cm-Teleskop der Nebel als bläulicher Fleck zu sehen ist, sind Teleskope mit einem Spiegeldurchmesser von mehr als 40 cm nötig, um Helligkeits- und Farbunterschiede im Nebel wahrzunehmen. Der 12,5 mag helle Zentralstern ist visuell nur schwer auszumachen, weil sein Licht von der hohen Flächenhelligkeit des Nebels überdeckt wird. Auf fotografischen Aufnahmen zeichnet er sich jedoch gut ab. Beispiele für visuelle Beobachtungen mit Teleskopen unterschiedlicher Größe finden sich auf der Website von Amateurastronomen aus der Schweiz. Die blaue Farbe des Nebels ist auf die türkisfarbenen Emissionslinien des zweifach ionisierten Sauerstoffs (O-III) zurückzuführen. Angeregt wird das Leuchten des Sauerstoffs von der energiereichen Strahlung, die der Zentralstern des Nebels, ein heißer Weißer ZwergEin kompakter Stern mit ungefähr einer Sonnenmasse, der aber nur etwa so groß ist wie die Erde. Durch seine hohe Dichte (etwa 1000 kg pro cm3) unterscheidet er sich wesentlich von normalen Sternen. Weiße Zwerge entstehen als Endprodukt von Sternen mit einer Anfangsmasse von weniger als acht Sonnenmassen, wenn diese nach dem Durchlaufen der Rote-Riesen-Phase ihren Kernbrennstoff verbraucht haben und ihre äußere Hülle abstoßen. Die Materie im ehemaligen Zentralbereich des Sterns wird dabei so stark zusammengedrückt, dass der Zwischenraum zwischen Atomkernen und ihrer Elektronenhülle verloren geht. Stabilisiert wird ein Weißer Zwerg durch einen quantenmechanischen Effekt, der Elektronenentartung. Der dadurch verursachte Entartungsdruck tritt an die Stelle des thermischen Drucks bei normalen Sternen und bewahrt den Weißen Zwerg vor dem weiteren Kollaps infolge seiner eigenen Gravitation. Weiße Zwerge sind gewissermaßen die Leichen ehemaliger Sterne, die keine Energie mehr umwandeln, aber die vorhandene Energie über viele Milliarden Jahre lang langsam in Form von elektromagnetischer Strahlung ins Universum abgeben., aussendet. Dieser Weiße Zwerg mit einer Oberflächentemperatur von vermutlich 95 000 Kelvin ist der Rest eines einstigen Riesensterns, der am Ende seines Daseins seine äußeren Gashüllen ins All ausgestoßen hat, die nun als planetarischer Nebel sichtbar sind.
Aufnahmen mit dem Weltraumteleskop Hubble zeigen zahlreiche Details in der Struktur des planetarischen Nebels NGC 7662. Visuell sichtbar ist nur der helle innere Bereich des Nebels. (Bild: NASA, ESA und A. Hajian/University of Waterloo)
Umgebung von NGC 7662. Das Foto zeigt einen Ausschnitt aus dem nordwestlichen Bereich des Sternbilds Andromeda. Um den planetarischen Nebel zu finden, sucht man zunächst die Y-förmige Konfiguration aus den Sternen ι, κ, λ und ψ And, deren Helligkeit zwischen 4 und 5 mag beträgt. Ausgehend von ι And (4,3 mag) schwenkt man das Teleskop etwa 2° nach Westen, um zu dem Stern 13 And (5,7 mag) zu gelangen. Von diesem aus liegt NGC 7662 knapp 30 Bogenminuten in südwestlicher Richtung. Bei niedriger Vergrößerung sollte er sich im Okular wie ein leicht unscharf fokussierter Stern bemerkbar machen. (Bild: Uwe Reichert)
Die nebenstehende Aufnahme, gewonnen mit dem Weltraumteleskop Hubble, zeigt den NebelWolken aus interstellarem Gas und Staub mit diffusem, nicht scharf begrenztem Erscheinungsbild. Emissionsnebel werden durch nahe stehende heiße Sterne zum Leuchten angeregt, die das Gas ionisieren, wobei das Licht in Form von Emissionslinien bei einigen wenigen Wellenlängen ausgesandt wird (insbesondere die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs). Reflexionsnebel leuchten nicht selbst, sondern der in ihnen enthaltene Staub reflektiert das Licht nahe stehender Sterne. Dunkelnebel haben keine beleuchtenden oder ionisierenden Sterne in der Nähe; sie sind nur sichtbar, wenn sie das Licht dahinter stehender Sterne verdecken und so scheinbar ein Loch in einem sternenreichen Himmelsfeld bilden. In Nebeln können durch Abkühlung und Kollaps von Teilregionen der Gas- und Staubwolken neue Sterne entstehen. in einem Detailreichtum, wie ihn kein visueller Beobachter je wahrnehmen kann. Auch die Farbgebung ist in gewisser Weise suggestiv, denn den mit verschiedenen Filtern aufgenommenen Wellenlängenbereichen lassen sich in der nachträglichen Bildbearbeitung recht willkürlich Farben zuordnen. Es gibt sogar eine Aufnahme von NGC 7662 mit dem Hubble-Teleskop, die den NebelWolken aus interstellarem Gas und Staub mit diffusem, nicht scharf begrenztem Erscheinungsbild. Emissionsnebel werden durch nahe stehende heiße Sterne zum Leuchten angeregt, die das Gas ionisieren, wobei das Licht in Form von Emissionslinien bei einigen wenigen Wellenlängen ausgesandt wird (insbesondere die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs). Reflexionsnebel leuchten nicht selbst, sondern der in ihnen enthaltene Staub reflektiert das Licht nahe stehender Sterne. Dunkelnebel haben keine beleuchtenden oder ionisierenden Sterne in der Nähe; sie sind nur sichtbar, wenn sie das Licht dahinter stehender Sterne verdecken und so scheinbar ein Loch in einem sternenreichen Himmelsfeld bilden. In Nebeln können durch Abkühlung und Kollaps von Teilregionen der Gas- und Staubwolken neue Sterne entstehen. grün erscheinen lässt. In dem hier gezeigten Foto ist die Farbe Blau den Emissionslinien des zweifach ionisierten Sauerstoffs zugeordnet. Dieser Farbanteil entspricht dem visuell wahrnehmbaren Licht des NebelWolken aus interstellarem Gas und Staub mit diffusem, nicht scharf begrenztem Erscheinungsbild. Emissionsnebel werden durch nahe stehende heiße Sterne zum Leuchten angeregt, die das Gas ionisieren, wobei das Licht in Form von Emissionslinien bei einigen wenigen Wellenlängen ausgesandt wird (insbesondere die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs). Reflexionsnebel leuchten nicht selbst, sondern der in ihnen enthaltene Staub reflektiert das Licht nahe stehender Sterne. Dunkelnebel haben keine beleuchtenden oder ionisierenden Sterne in der Nähe; sie sind nur sichtbar, wenn sie das Licht dahinter stehender Sterne verdecken und so scheinbar ein Loch in einem sternenreichen Himmelsfeld bilden. In Nebeln können durch Abkühlung und Kollaps von Teilregionen der Gas- und Staubwolken neue Sterne entstehen.s. Die hier rot eingefärbten fetzenartigen Strukturen am Rand des NebelWolken aus interstellarem Gas und Staub mit diffusem, nicht scharf begrenztem Erscheinungsbild. Emissionsnebel werden durch nahe stehende heiße Sterne zum Leuchten angeregt, die das Gas ionisieren, wobei das Licht in Form von Emissionslinien bei einigen wenigen Wellenlängen ausgesandt wird (insbesondere die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs). Reflexionsnebel leuchten nicht selbst, sondern der in ihnen enthaltene Staub reflektiert das Licht nahe stehender Sterne. Dunkelnebel haben keine beleuchtenden oder ionisierenden Sterne in der Nähe; sie sind nur sichtbar, wenn sie das Licht dahinter stehender Sterne verdecken und so scheinbar ein Loch in einem sternenreichen Himmelsfeld bilden. In Nebeln können durch Abkühlung und Kollaps von Teilregionen der Gas- und Staubwolken neue Sterne entstehen.s bestehen aus einfach ionisiertem Stickstoff (N-II). Es sind Gasmassen, die der einstige Riesenstern offenbar in einem letzten Aufzucken mit höherer Geschwindigkeit ausgestoßen hat und die nun die zuvor abgestoßenen Gasmassen mit Überschallgeschwindigkeit durchpflügen. Ihr Leuchten ist zu schwach, um von visuellen Beobachtern wahrgenommen zu werden.
Name:
NGC 7662
andere Bezeichnungen:
Caldwell 22, Copeland’s Blue Snowball
Objekttyp:
planetarischer Nebel
Sternbild:
Andromeda
Position (J2000.0):
α = 23h 25m 53,6s, δ = +42° 32′ 06″
scheinbare Helligkeit:
8,3 mag
Winkeldurchmesser:
12″ × 18″ (visuell)
Entfernung:
1800 pc = 5700 Lj
Zentralstern:
HD 220733 (12,5 mag)
Galaxien
Die Andromedagalaxie Messier 31, aufgenommen mit einer digitalen Spiegelreflexkamera und einem Teleobjektiv mit 400 Millimeter Brennweite (Bild: Uwe Reichert)
Am dunklen Himmel ist die Andromedagalaxie M 31 bereits mit bloßem Auge zu erkennen. Allerdings sieht man nur ihren hellen Zentralbereich als verwaschenen Nebelfleck. Erst auf langbelichteten Fotografien fallen ihre gewaltigen Abmessungen auf: Ihre Längsausdehnung beträgt 3,3°, mehr als das Sechsfache des Vollmonddurchmessers. Zwischen ihren Spiralarmen sind langgezogene dunkle Staubstreifen zu erkennen. Ähnlich wie unser MilchstraßensystemUnsere Heimatgalaxie, die Galaxis. Sie enthält rund 400 Milliarden Sterne in einem diskusförmigen Gebilde mit einem bauchigen Zentralgebiet und ist durch Spiralarme strukturiert. Der Durchmesser des Milchstraßensystems beträgt rund 100 000 Lichtjahre, die Dicke des Zentralgebiets rund 20 000 Lichtjahre. Unsere Sonne befindet sich nahe der Zentralebene der galaktischen Scheibe und ist rund 30 000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt. verfügt auch die Andromedagalaxie über zwei Begleiter: die beiden kleinen Sternsysteme M 32 (NGC 221) und M 110 (NGC 205).
Die Andromedagalaxie finden wir in Verlängerung der Verbindungslinie zwischen den Sternen Beta und My Andromedae (β und μ And). Mit einer Entfernung von 2,5 Millionen Lichtjahren ist sie das fernste Objekt, das wir mit dem unbewaffneten Auge sehen können. Wegen ihrer leichten Erkennbarkeit ist es eigentlich verwunderlich, dass aus der Antike keine Berichte über sie vorliegen. Die älteste bekannte Erwähnung der Andromedagalaxie verdanken wir dem persischen Astronomen Abd-ar-Rahman as-Sufi (903 – 986), der sie in seinem „Buch der Fixsterne“ als „kleinen Fleck“ beschrieb und diesen in einer bildlichen Darstellung der Andromeda als Ansammlung schwarzer Punkte markierte.
In der westlichen Welt machte Simon Marius (1573 – 1624) auf dieses diffuse Objekt aufmerksam, das er 1612 mit dem Teleskop beobachtete. Da er keine einzelnen Sterne erkennen konnte, bürgerte sich die Bezeichnung Andromedanebel ein. Lange Zeit blieb unklar, was sich physikalisch hinter den verschiedenartigen nebelförmigen Gebilden am Himmel verbarg und in welcher Entfernung sie sich befanden. Eine eindeutige Unterscheidung zwischen Gasnebeln innerhalb unserer Galaxis und eigenständigen Sternsystemen, den Galaxien, gelang erst in den 1920er Jahren: Mit dem damals weltgrößten Teleskop, dem 2,5-m-Spiegel des Mount-Wilson-Observatoriums in Kalifornien, entdeckte der Astronom Edwin Hubble im Jahr 1923 Cepheiden in den „Nebeln“ Messier 31 und Messier 33. Über die von Henrietta Swan Leavitt 1912 entdeckte Perioden-LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte Energie, die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute Helligkeit.-Beziehung der Cepheiden ließ sich erstmals die Entfernung dieser Objekte bestimmen und so nachweisen, dass sie eigenständige Galaxien außerhalb unseres eigenen Milchstraßensystems sind.
Formatfüllende Aufnahme der Andromedagalaxie M 31 mit ihren beiden kleinen Begleitern M 110 und M 32 aus dem Jahr 1906. Zum damaligen Zeitpunkt war die Natur des „Nebels“ noch ungeklärt. Erst in den 1920er Jahren wiesen die Astronomen nach, dass M 31 eine eigenständige Galaxie weit jenseits unseres Milchstraßensystems ist. (Bild: Landessternwarte Heidelberg, Heidelberg Digitized Astronomical Plates, Plate D20; Bearbeitung: Uwe Reichert)
Name:
Messier 31
andere Bezeichnungen:
M 31, NGC 224
Objekttyp:
Spiralgalaxie SA(s)b
Sternbild:
Andromeda
Position (J2000.0):
α = 00h 42m 44,3s, δ = +41° 16′ 07,5″
scheinbare Helligkeit:
3,5 mag
Winkeldurchmesser:
200′ × 71′
Entfernung:
765 kpc = 2,5 Millionen Lj
Masse:
1,5 • 1012 Sonnenmassen
NGC 891: Von der Kante gesehen
NGC 891 ist eine Spiralgalaxie im Sternbilld Andromeda mit einem besonderen Erscheinungsbild: Wir blicken direkt auf ihre Scheibenebene, so dass wir sie als schmalen Streifen wahrnehmen. Die für solche Galaxien typische zentrale Aufwölbung, der Bulge, ist deutlich zu erkennen. Markant ist der dunkle Streifen aus Gas und Staub in der Scheibenebene, der sich über die gesamte Längsausdehnung der Galaxie erstreckt. Solche Galaxien in Kantenstellung bieten eine gute Gelegenheit, den radialen und vertikalen Aufbau einer Spiralgalaxie und ihre verschiedenen Komponenten zu erforschen. Aus der Verteilung der Sterne und deren Bewegung lassen sich Informationen über die Entstehungsgeschichte der Galaxie gewinnen, denn im Laufe der Zeit verschmolzen viele Zwerggalaxien zu dem jetzt sichtbaren großen Sternsystem. Die interstellare Materie wiederum, die aus Gas- und Staubwolken besteht, liefert Hinweise auf Gravitationsinstabilitäten. Solche Untersuchungen werden wegen der niedrigen Temperatur der interstellaren Materie vorzugsweise im infraroten und Submillimeter-Wellenlängenbereich durchgeführt. Über die chemische Zusammensetzung geben die Emissions- und Absorptionsspektren des Staubes Auskunft, der sich im Visuellen als markante dunkle Zonen abzeichnet. Mit ihrer Entfernung von 31 Millionen Lichtjahren ist NGC 891 uns nahe genug, um als idealtypisches Forschungsobjekt zu fungieren. Auch wenn sich der genaue Untertyp der Spiralgalaxie wegen der Kantenlage nicht exakt bestimmen lässt, betrachten viele Wissenschaftler NGC 891 aufgrund ihrer Morphologie und ihres Rotationsverhaltens als Milky Way analog, also als gutes Vergleichsobjekt zu unserem MilchstraßensystemUnsere Heimatgalaxie, die Galaxis. Sie enthält rund 400 Milliarden Sterne in einem diskusförmigen Gebilde mit einem bauchigen Zentralgebiet und ist durch Spiralarme strukturiert. Der Durchmesser des Milchstraßensystems beträgt rund 100 000 Lichtjahre, die Dicke des Zentralgebiets rund 20 000 Lichtjahre. Unsere Sonne befindet sich nahe der Zentralebene der galaktischen Scheibe und ist rund 30 000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt..
NGC 891 ist eine Spiralgalaxie ähnlich wie unser Milchstraßensystem, deren flache Scheibe mit der zentralen Aufwölbung wir direkt von der Kante sehen. In der Scheibenebene zeichnen sich dunkle Staubwolken ab. (Bild: DSS colored – Digitized Sky Survey – STScI/NASA, Colored & Healpixed by CDS, Aladin Sky Atlas) Auf den Websites vieler Sternfreunde finden sich Fotos von NGC 891, die von der erstaunlichen Leistungsfähigkeit „amateur“-astronomischer Ausrüstung und Expertise zeugen. Als Beispiele seien hier aufgeführt die Fotos von Iván Éder, der Astrofotografie-Gruppe des Capella Observatory, von Patrick Winkler, Josef Käser und von Manfred Schwarz.
Name:
NGC 891
andere Bezeichnungen:
IRAS 02194+4207
Objekttyp:
Spiralgalaxie SA(s)b
Sternbild:
Andromeda
Position (J2000.0):
α = 02h 22m 33,0s, δ = +42° 20′ 57,2″
scheinbare Helligkeit:
9,9 mag
Winkeldurchmesser:
13,5′ × 2,5′
Entfernung:
9,6 Mpc = 31 Millionen Lj
Masse:
1,4 • 1011 Sonnenmassen
Ursprung des Sternbilds Andromeda
Die Andromeda ist eines der 48 aus der Antike überlieferten SternbilderKonstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen.. Der griechischen Überlieferung zufolge stellt die Konstellation die Tochter der Kassiopeia und des Kepheus dar. Das Ehepaar wurde gemeinsam mit seiner Tochter Andromeda und seinem Schwiegersohn Perseus an den Himmel versetzt. Diese vier nebeneinander liegenden SternbilderKonstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen. des nördlichen Himmels sowie das Sternbild Walfisch (Cetus) am Himmelsäquator sind mythologisch durch die Perseus-Sage verbunden, die auf verschiedene Märchenmotive aus dem 2. Jahrtausend v. Chr. zurückgeht.
Eine korinthische Bauchamphora aus dem 6. Jahrhundert v.Chr. zeigt die älteste bekannte Darstellung der Befreiung Andromedas durch den Helden Perseus. Zu sehen ist links das aus dem Meer auftauchende Ungeheuer Ketos, das von Perseus mit Steinen abgewehrt wird. Schützend steht Perseus vor Andromeda, deren angewinkelte Arme ihre Fesselung andeuten. An Perseus‘ Arm hängt eine Tasche, das vermutlich das abgeschlagene Haupt der Medusa enthält. (Bild: Antikensammlung der Staatlichen Museen zu Berlin – Preußischer Kulturbesitz; Fotografin: Ingrid Geske. Lizenz: CC BY-NC-SA 3.0 DE)
Andromeda, die Gefesselte
Kepheus war der Mythologie zufolge König von Äthiopien. Sein Reich lag aber nicht in dem heutigen Land dieses Namens, sondern eher im Bereich von Palästina. Er war einer der Söhne des Ägypterkönigs Belos und damit einer der zahlreichen Nachfahren von Zeus. Seine Gemahlin Kassiopeia war offenbar ebenso schön wie eitel. Als sie eines Tages prahlte, sie sei noch schöner als die Nereiden, die meerbewohnenden Töchter des greisen Gottes Nereus, zog sie deren Zorn auf sich. Die Nereiden wandten sich an den Meeresgott Poseidon, der mit einer von ihnen, Amphitrite, vermählt war, und baten ihn, Kassiopeia für ihren Hochmut zu bestrafen.
Poseidon sandte daraufhin ein schreckliches Seeungeheuer, das die Küsten von Kepheus’ Reich verwüstete (nach anderen, weniger ausschmückenden Überlieferungen handelte es sich um eine Springflut). Einem Orakelspruch zufolge konnte das Untier – das heute als Sternbild Walfisch ebenfalls am Himmel verewigt ist – nur besänftigt werden, wenn ihm Andromeda, die einzige Tochter von Kepheus und Kassiopeia, geopfert würde. So kam es, dass das junge Mädchen für die vermessenen Reden seiner Mutter büßen sollte und am Gestade des Landes mit den Armen an einen Felsen gekettet wurde.
Perseus, der Retter
In dieser misslichen Situation wurde Andromeda von Perseus entdeckt, der von ihrem Liebreiz sofort sehr angetan war. Perseus – ein Sohn des Zeus und der Danae – hatte gerade am Ende der Welt mit göttlicher Unterstützung Medusa, eine der drei Gorgonen, getötet und ihr schlangenumringeltes Haupt erbeutet, bei dessen Anblick alles Lebende sofort zu Stein erstarrte. Mit Flügelschuhen ausgerüstet flog der Held nun wieder seiner Heimat entgegen, als er von hoch oben Andromedas zarte Gestalt gewahrte. Nur ihr wehendes Haar und die heißen Tränen, die ihren Augen entströmten, so erzählt der römische Dichter Ovid in seinen „Metamorphosen“, ließen Perseus erkennen, dass sie ein menschliches Wesen und keine Marmorstatue war. Er landete, erfragte den Grund ihrer Pein und versprach, sie zu retten. Rasch forderte er von Kepheus und Kassiopeia, die am Ufer stehend das Schicksal ihrer Tochter beweinten, zum Lohn das Versprechen ein, das Mädchen zur Frau nehmen zu dürfen.
Als das Ungeheuer sich näherte, erhob sich Perseus wieder in die Lüfte, verwirrte es mit seinem Schatten, der auf die Oberfläche des Wassers fiel, stürzte sich wie ein Greifvogel von hinten auf die Bestie herab und stieß mit seinem Schwert zu. Nach kurzem Kampf hatte er das Monster besiegt, Kepheus’ Reich gerettet und Andromeda zur Frau gewonnen.
Eheglück mit Hindernissen
Was als eine der schönsten Liebesgeschichten der klassischen Sagen gelten kann, fand Ovid zufolge eine gänzlich unromantische Fortsetzung. Am Hofe des Kepheus wurde die Hochzeit mit einem üppigen Festmahl gefeiert. Phineus, der Bruder des Königs, hatte zwar zur Rettung Andromedas wenig beigetragen, doch erinnerte er sich jetzt daran, dass das Mädchen eigentlich ihm zugesprochen worden war. Unterstützt von zahlreichen bewaffneten Freunden forderte er sein früheres Recht ein und entfesselte einen Kampf, der in einem fürchterlichen Gemetzel gipfelte. Perseus konnte zwar viele seiner Gegner bezwingen, vermochte sich aber der Übermacht schließlich nur zu erwehren, indem er das Gorgonenhaupt aus einer Tasche hervorholte und die restlichen Angreifer zu Stein erstarren ließ. Nun erst stand dem Eheglück des tapferen Helden nichts mehr im Wege, und Andromeda schenkte ihm, so wird berichtet, viele herrliche Söhne, darunter Perses, für die Griechen der Stammvater der Perser.
Quellen:
- Ovid: Metamorphosen, 4. Buch
- Eckhard Slawik und Uwe Reichert: Atlas der Sternbilder. Heidelberg, Berlin 1998