Sternbild Herkules (Hercules)

Der Kugelsternhaufen M 13

Mit einer scheinbaren Helligkeit von 5,8 mag ist Messier 13 (kurz: M 13) der hellste und zugleich der schönste Kugelsternhaufen des Nordhimmels. Wegen seiner leicht zu merkenden Lage im auffälligen Sternentrapez des Herkules ist er einfach aufzufinden: Er liegt auf etwa einem Drittel der Strecke zwischen den Sternen Eta und Zeta Herculis (η und ζ Her), die das westliche Paar des Sternentrapezes bilden. Im Fernglas erscheint der Kugelsternhaufen wie ein unscharfer Stern. Ein kleines Teleskop zeigt ihn als runden Fleck von etwa 10′ Durchmesser, in dem keine Einzelsterne auszumachen sind. Dies ist aber nur der zentrale Teil 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, in dem die Sterne so dicht stehen, dass sich ihr Licht zu einem diffusen Ball überlagert. Ein 10-cm-Teleskop enthüllt bei 40- bis 100-facher Vergrößerung Einzelsterne im Randbereich des Kugelsternhaufens. Wahrhaft überwältigend ist der Blick durch ein noch größeres Fernrohr. Fotografische Aufnahmen zeigen auch weit außerhalb des Kernbereichs Sterne, die eindeutig zu dem Kugelhaufen gehören und über die Gravitation an ihn gebunden sind. Unter Berücksichtigung dieser äußeren Haufenmitglieder hat M 13 etwa die gleiche Winkelausdehnung am Himmel wie unser Mond. Die Entfernung des Kugelsternhaufens M 13 zur Erde beträgt neuesten Untersuchungen zufolge rund 24 000 Lichtjahre. Nimmt man den scheinbaren Durchmesser von 10′ für den kompakten Zentralbereich als Maß, folgt demnach ein wahrer Durchmesser von rund 70 Lichtjahren. In diesem kugelförmigen Volumen drängen sich mehrere Hunderttausend Sterne. Die Gesamtmasse des Kugelsternhaufens beträgt 550 000 Sonnenmassen; die Hälfte davon konzentriert sich auf einen Raumbereich mit 34 Lichtjahren Durchmesser, wie einer an der University of Queensland geführten Datenbank von Kugelsternhaufen zu entnehmen ist. Das Alter von M 13 wird auf 11,6 bis 12,6 Milliarden Jahre geschätzt. Wie alle Kugelsternhaufen gehört M 13 damit zu den ältesten Relikten unseres Milchstraßensystems. Sie sind nur wenig jünger als das Universum selbst. Wie sie entstanden sind, ist noch weitgehend ein Rätsel. Die rund 150 bekannten Kugelsternhaufen verteilen sich in einem kugeligen Halo um unsere Galaxis und durchqueren immer wieder deren Scheibenebene. M 13 kreist auf einer stark elliptischen Bahn in etwas mehr als 100 Millionen Jahren einmal um das galaktische Zentrum. Gegenwärtig befindet sich der Kugelhaufen mit einem Abstand von 8600 Lichtjahren vom galaktischen Zentrum praktisch in seiner größtmöglichen Entfernung. Fotos des Kugelsternhaufens M 13 finden sich auf den Webseiten von vielen Amateurastronomen, zum Beispiel bei Mel Martin, Gustavo Sánchez, Iván Éder und der Website von Schweizer Amateurastronomen. Eine Aufnahme von Martin Dufour erschien am 20. Mai 2021 als Astronomy Picture of the Day. Ein interaktives Foto von M 13 bietet der Aladin Sky Atlas des CDS, Strasbourg Observatory, Frankreich.

Der Kugelsternhaufen M 92

Messier 92 (kurz: M 92) ist nach M 13 der zweite sehenswerte Kugelsternhaufen im Sternbild Herkules mit einer Messier-Bezeichnung. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,5 mag ist er jedoch nicht so hell wie der große „Herkuleshaufen“ M 13 und mit einem Winkeldurchmesser von 14′ auch nicht so ausgedehnt wie dieser. In jedem anderen Sternbild wäre M 92 ein Beobachtungshighlight. Doch weil das Bessere der Feind des Guten ist, steht die nur 9,5° von M 13 entfernte ansehnliche Sternenansammlung deutlich weniger im Fokus der Beobachter. Wir finden M 92 genau 6,5° nördlich des Sterns Pi Herculis (π Her), der mit dem ebenfalls 6,5° entfernten Eta Herculis (η Her) das nördliche Paar des Herkules-Sternentrapezes bildet. Damit liegt dieser Kugelsternhaufen knapp auf halber Strecke zwischen dem Herkules-Sternentrapez und dem Kopf des Sternbilds Drache. Es lohnt sich, den Anblick der beiden Kugelsternhaufen zu vergleichen. Im Fernglas erscheinen beide wie unscharfe Sterne. Im Teleskop wirkt M 92 kompakter als M 13, und das helle Zentrum erscheint konzentrierter. Während sich visuell mit größeren Teleskopen viele Einzelsterne auflösen lassen, überlagert sich in fotografischen Langzeitaufnahmen ihr Licht zu einem hellen zentralen Fleck. Die digitale Kameratechnik hat hier für einen Qualitätssprung gesorgt, so dass neuere Aufnahmen Einzelsterne bis ins Zentrum des Kugelhaufens hinein zeigen. Von der Erde ist M 92 rund 28 000 Lichtjahre entfernt, vom galaktischen Zentrum 32 000 Lichtjahre. Der Kugelsternhaufen ist rund 12 Milliarden Jahre alt und vereint die Masse von 350 000 Sonnen in sich, die Hälfte davon in einem Durchmesser von nur 30 Lichtjahren. Noch vor relativ kurzer Zeit – zumindest in galaktischen Maßstäben gemessen – muss der Kugelhaufen noch deutlich mehr Sterne enthalten haben. Im Zusammenspiel von mehreren modernen Himmelsdurchmusterungen hat sich ergeben, dass M 92 Sterne verliert. In Form von riesigen Gezeitenschweifen werden sie aus dem Kugelsternhaufen herausgezogen. Von der Erde aus gesehen erstreckt sich dieser Sternenstrom über eine Länge von 17° am Himmel. In der Entfernung von M 92 entspricht das einer Länge von mehr als 8000 Lichtjahren. Etwa ein Zehntel der heutigen Masse von M 92 befindet sich in diesem Sternenstrom, der offenbar erst in den letzten 550 Millionen Jahren entstanden ist. Fotos des Kugelsternhaufens M 92 finden sich auf den Webseiten von vielen Astrofotografen, zum Beispiel bei Fred Espenak, Ron Brecher und Gerd Waloszek. Ein interaktives Foto von M 92 bietet der Aladin Sky Atlas des CDS, Strasbourg Observatory, Frankreich.

NGC 6210 – der Schildkrötennebel

Etwa 6500 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Herkules befindet sich der planetarische Nebel NGC 6210. Er ist rundlich, aber In hochauflösenden Aufnahmen zeigen sich asymmetrische Strukturen in seinem inneren Bereich, aus dem „Füßchen“ nach außen ragen. Dies verleiht dem Nebel nach Meinung mancher Astronomen das Aussehen einer schwimmenden Wasserschildkröte, weshalb sie NGC 6210 auch den „Schildkrötennebel“ nennen. Diese Bezeichnung geht auf eine Aufnahme von NGC 6210 mit dem Weltraumteleskop Hubble zurück, die 1998 veröffentlicht wurde. Mit einer Deklination von etwa +24° befindet sich der planetarische Nebel NGC 6210 noch nahe genug am Himmelsäquator, um von allen bewohnten Teilen der Welt sichtbar zu sein. Bereits auf Weitfeldaufnahmen des Sternbilds Herkules fällt der visuell 9,3 mag helle Nebel als türkisfarbenes sternartiges Objekt auf. Diese Färbung 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. mit der Katalogbezeichnung HD 151121, aussendet. Dieser Weiße Zwerg mit einer scheinbaren Helligkeit von 12,7 mag hat eine Oberflächentemperatur von rund 65 000 Kelvin. Er ist der Rest eines einstigen Riesensterns von ungefähr einer Sonnenmasse, der am Ende seines Daseins seine äußeren Gashüllen ins All ausgestoßen hat, die nun als planetarischer Nebel sichtbar sind. Visuell im Teleskop sichtbar ist der helle innere Bereich des Nebels als kugeliges Objekt mit einer Winkelausdehnung von 13″ × 16″. Mit Ausnahme des Zentralsterns sind praktisch keine Details darin auszumachen. Nur unter sehr gutem Seeing und mit modernen Bildbearbeitungsverfahren sind auf fotografischen Aufnahmen Strukturen im Kern des Nebels zu erkennen, wie eine Aufnahme von Stefan Heutz belegt.