Sternbild Schlange (Serpens)
Das zweigeteilte Sternbild Schlange grenzt östlich und westlich an das Sternbild Schlangenträger an, dessen Figur durch ein Polygon angedeutet ist. (Bilder: Uwe Reichert)
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Die Schlange (lateinisch Serpens) ist das einzige der 88 modernen Sternbilder, das aus zwei Teilen besteht. Diese werden durch Ophiuchus, den Schlangenträger, verbunden. Zur Unterscheidung bezeichnet man mitunter den westlichen Teil des Sternbildes als Serpens Caput (Kopf der Schlange) und den östlichen als Serpens Cauda (Schwanz der Schlange); die Astronomen betrachten jedoch beide Teile als Einheit und sprechen einfach von Serpens. Im nächtlichen Lauf der Gestirne geht der Kopf der Schlange voran; er geht als erster im Osten auf und als erster im Westen unter.
Ein Dutzend Sterne der Schlange der 3. und 4. Helligkeitsklasse bilden gemeinsam mit helleren Sternen des Schlangenträgers eine lange, bogenförmige Sternenkette, deren Ost-West-Ausdehnung rund 50° beträgt. Hellster Stern ist Alpha Serpentis (α Ser) mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 2,63 mag.
Wegen seiner Lage auf dem Himmelsäquator ist das Sternbild Schlange von allen bewohnten Orten auf der Erde zu sehen. In den Monaten Juni bis August steht es günstig am Abendhimmel. Für Beobachter auf der Nordhalbkugel beeinträchtigen jedoch die kurzen Nächte und die vielerorts vorhandene Lichtverschmutzung die Sichtbarkeit. Um die gesamte Ausdehnung der Sternenkette zu überblicken, eignet sich der Zeitpunkt am besten, wenn das Sternbild seine höchste Stellung im Süden erreicht. Dieser Meridiandurchgang verschiebt sich von Nacht zu Nacht um etwa vier Minuten. Um Mitternacht, wenn der Himmel am dunkelsten ist, erfolgt der Meridiandurchgang in der ersten Hälfte des Monats Juni.
Beobachter auf der Südhalbkugel haben bessere Chancen, die Schlange unter einem dunklen Himmel zu beobachten. Von Namibia oder Chile zum Beispiel erfolgt der Meridiandurchgang hoch im Norden, und die Ausläufer der Schlange erreichen fast den Zenit. In den langen Nächten des südlichen Herbstes und Winters steht das Sternbild mehrere Stunden lang in guter Beobachtungsposition am Himmel.
Der Schwanz der Schlange liegt in einem Bereich des Milchstraßenbandes, in dem zahlreiche Dunkelwolken das Licht dahinter liegender Sterne verbergen. Bekanntestes Beobachtungsobjekt in diesem Teil des Sternbilds ist der junge offene Sternhaufen Messier 16, der in einen Emissionsnebel eingebettet ist. Dieses auch als Adlernebel bekannte Objekt enthält Staubstrukturen, die durch eine Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble als „Säulen der Schöpfung“ bekannt geworden sind. Im westlichen Teil des Sternbilds, dem Kopf der Schlange, befindet sich ebenfalls ein Messier-Objekt: der Kugelsternhaufen M 5.
Besondere Objekte
Veränderliche Sterne
Der Mira-Stern R Serpentis
R Serpentis ist ein langperiodischer Pulsationsveränderlicher des Mira-Typs. Wir finden ihn im Kopf der Schlange (Serpens Caput), dem westlichen Teil des Sternbilds Serpens, direkt unterhalb des auffälligen Sternendreiecks, das den Schlangenkopf repräsentiert. Der Veränderliche ist rund 900 Lichtjahre von unserer Erde entfernt; seine scheinbare Helligkeit variiert mit einer Periode von im Mittel 356 Tagen zwischen einem Maximalwert von 5,2 mag und einem Minimalwert von 14,4 mag.
Wie alle Mira-Sterne ist R Serpentis ein roter Riesenstern, dessen Entwicklungsphase im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) durch die Lage auf dem asymptotischen Riesenast gekennzeichnet ist. Die Dauer der Instabilität währt vermutlich nur um die 100 000 Jahre; das ist sehr kurz verglichen mit einem typischen Alter dieser Sterne zwischen 3 und 10 Milliarden Jahren.
Regelmäßige Lichtkurve
Die Veränderlichkeit von R Serpentis hatte der Astronom Karl Ludwig Harding (1765 − 1834) in Göttingen entdeckt. Seit Jahrzehnten beobachten Amateurastronomen aus aller Welt diesen Mira-Stern. Die gemessene Lichtkurve zeigt, dass der Lichtwechsel sehr regelmäßig ist. Der Anstieg zum Maximum erfolgt dabei schneller als der nachfolgende Abstieg zum Minimum. Wie bei Mira-Sternen üblich, schwanken die Extremwerte der Helligkeit zwischen benachbarten Zyklen. Nur selten übersteigt die Maximumshelligkeit 6 mag, so dass R Serpentis für das freie Auge unerreichbar bleibt. Mit einem Fernglas ist der Veränderliche jedoch über einen Zeitraum von knapp drei Monaten um das Maximum herum gut zu beobachten. Ein Teleskop von mindestens sechs Zentimeter Öffnung ist erforderlich, um den Veränderlichen auch während seiner lichtschwachen Phasen zu erkennen.
Seine letzten Helligkeitsmaxima erreichte R Serpentis im Mai 2020 und im Mai 2021 mit jeweils etwa 6,1 mag (siehe nebenstehende Lichtkurve). Da sich der Zeitpunkt des Maximums von Jahr zu Jahr nur um neun Tage zu früheren Daten verschiebt, der Stern aber bereits im April günstig am Abendhimmel steht, lassen sich die Maxima auch in den nächsten Jahren gut verfolgen.
Der Veränderliche R Serpentis liegt im Kopf der Schlange, etwas südlich der Verbindunglinie zwischen den Sternen Beta und Gamma Serpentis (β und γ Ser), die am Himmel 2,5° auseinanderliegen. Zum Zeitpunkt der Aufnahme betrug die Helligkeit von R Serpentis nur 10 mag; ein kleiner Kreis markiert die Position des Veränderlichen. (Bild: Uwe Reichert)
Name: |
R Serpentis |
andere Bezeichnungen: |
R Ser, HD 141850, HIP 77615, HR 5894 |
Objekttyp: |
Pulsationsveränderlicher vom Mira-Typ |
Sternbild: |
Serpens |
Position (J2000.0): |
α = 15h 50m 41,7s, δ = +15° 08′ 01,1″ |
scheinbare Helligkeit: |
5,2 – 14,4 mag |
Periode: |
356,4 Tage |
Spektralklasse: |
M5IIIe−M9e |
Entfernung: |
285 pc = 930 Lj |
Lichtkurve des Mira-Veränderlichen R Serpentis. Die scheinbare Helligkeit des pulsierenden Sterns schwankt mit einer Periode von etwa 356 Tagen um sieben bis acht Magnituden. Während der beiden letzten Maxima erreichte R Serpentis knapp die Sichtbarkeitsschwelle für das freie Auge. Die beobachteten Helligkeiten im Maximum liegen üblicherweise zwischen 5,2 und 7,9 mag. Im Minimum sinkt die Helligkeit auf einen Wert zwischen 12,9 und 14,4 mag. Jeder Messpunkt in dieser Lichtkurve entspricht einer visuellen Helligkeitsschätzung eines Amateurastronomen. (Bild: AAVSO)
Umgebungskarten dieser Art lassen sich auf der Website der AAVSO für R Serpentis und andere veränderliche Sterne erstellen. In einer Eingabemaske wählt man unter anderem den Sternnamen, die Größe des gewünschten Himmelsausschnitts und die Grenzgröße der Sterne aus. In der hier gezeigten Karte ist Norden oben und Osten links; die Orientierung lässt sich auch für die Beobachtung am spiegelverkehrt abbildenden astronomischen Fernrohr einstellen. Die Helligkeiten von geeigneten Vergleichssternen sind in den Karten in Einheiten von Zehntel Magnituden angegeben. So bedeutet z.B. die „73“ eine visuelle Helligkeit von 7,3 mag. Dieser hellste Stern auf der Karte ist HD 142093; das Gesichtsfeld der Karte beträgt 1°. Die Notation in Zehntel Magnituden wird gewählt, um eine Verwechslung des Dezimalpunkts mit einem Stern zu vermeiden. (Bild: AAVSO)
Sternhaufen
Der Kugelsternhaufen M 5
Aufsuchen mittels Starhopping
Erfahrene Beobachter, die sich mit Hilfe der Starhopping-Methode von einem hellen Stern schrittweise über lichtschwächere Sterne zu ihrem Ziel hangeln, nutzen gerne die beiden Sterne 109 Vir (3,7 mag) und 110 Vir (4,4 mag) im östlichen Teil des Sternbilds Jungfrau (Virgo). Verlängert man die gedachte Verbindungslinie zwischen diesen beiden Sternen, deren Länge ziemlich genau 4° beträgt, um das gleiche Stück weiter nach Osten, gelangt man zum Kugelsternhaufen M 5. Diese Methode eignet sich insbesondere für parallaktisch montierte Teleskope mit einem kleinen Gesichtsfeld: Da alle drei Objekte ungefähr auf der Deklination +2° liegen, braucht man den Schwenk nur um die Stundenachse der Montierung auszuführen.
Erscheinungsbild und Eigenschaften
Gemäß der Angaben in einer an der University of Queensland geführten Datenbank von Kugelsternhaufen konzentriert sich die Hälfte der Gesamtmasse von M 5 auf einen Winkeldurchmesser von 5,2 Bogenminuten, was bei einer Entfernung von 24 500 Lichtjahren einem Raumbereich von 37 Lichtjahren Durchmesser entspricht. In diesem Volumen befindet sich die Masse von rund 200 000 Sonnen.
Wie bei allen Kugelsternhaufen lässt sich auch bei M 5 keine scharfe äußere Grenze angeben. Auf langbelichteten Aufnahmen ist seine Winkelausdehnung mit etwa 23′ abzuschätzen. Neue Untersuchungen anhand der Daten des Gaia-Katalogs zeigen, dass M 5 auf seiner Bahn um das Zentrum unseres Milchstraßensystems Sterne aus seinen Außenbereichen verliert. Solche Gezeitenschweife sind auch von anderen Kugelsternhaufen bekannt. Im Falle von M 5 wies Carl Grillmair vom California Institute of Technology 70 Sterne nach, die einen vom Kugelsternhaufen ausgehenden 50° langen, nach Westen weisenden Gezeitenschweif bilden.
Als alter Kugelsternhaufen enthält M 5 zahlreiche RR-Lyrae-Sterne. Diese auch als Haufenveränderliche bezeichnete Klasse von Sternen gehören wie die Cepheiden zu den pulsationsveränderlichen Sternen. Sie sind mindestens 10 Milliarden Jahre alt, enthalten kaum Elemente schwerer als Helium in ihren Atmosphären und weisen wie die Cepheiden eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung auf, allerdings mit kürzeren Perioden. RR-Lyrae-Sterne eignen sich aufgrund ihrer Eigenschaften als gute Indikatoren für die Entfernung eines Kugelsternhaufens zur Erde und für die Extinktion des Sternlichts auf seinem langen Weg zur Erde. In M 5 sind rund 100 RR-Lyrae-Sterne bekannt. Der Amateurastronom Bernhard Hubl hat eine Animation aus zwei Aufnahmen erstellt, die den Lichtwechsel der RR-Lyrae-Sterne in M5 veranschaulicht.
Name: |
Messier 5 |
andere Bezeichnungen: |
M 5, NGC 5904 |
Objekttyp: |
Kugelsternhaufen |
Sternbild: |
Schlange |
Position (J2000.0): |
α = 15h 18m 33,2s, δ = +02° 04′ 51,7″ |
scheinbare Helligkeit: |
5,95 mag |
Winkeldurchmesser: |
23′ |
Entfernung: |
7500 pc = 24 500 Lj |
Masse: |
400 000 Sonnenmassen |
Alter: |
10,6 Milliarden Jahre |
Der offene Sternhaufen M 16 im Adlernebel
Der mit dem Sternhaufen verbundene Emissionsnebel wird in der Literatur häufig ebenfalls als Messier 16 (M 6) bezeichnet, während die Katalogbezeichnung NGC 6611 für den offenen Sternhaufen reserviert ist und die Bezeichnung IC 4703 für den Emissionsnebel. An dieser Stelle sei der offene Sternhaufen besprochen, der bei der visuellen Beobachtung besonders auffällt, während der Emissionsnebel, der hauptsächlich für die Astrofotografen interessant ist, unter dem Abschnitt Nebel vorgestellt wird.
Aktives Sternentstehungsgebiet
Der offene Sternhaufen erstreckt sich über eine Ausdehnung von rund 20′ am Himmel. Nur sein zentraler Bereich von etwa 6′ Ausdehnung lässt sich weitgehend ungehindert einsehen. Der Rest ist von Gas- und Staubmassen durchzogen, die einen Teil der Sterne verdecken. Deswegen ist eine Abschätzung der Gesamtmasse des Sternhaufens schwierig. Die in den Untersuchungen veröffentlichten Werte sind in den letzten Jahren beständig gestiegen. Eine aktuelle Studie schätzt die Gesamtmasse des Sternhaufens auf etwa 2600 Sonnenmassen, die sich auf rund 570 Sterne im Hauptreihen- und Vorhauptreihenstadium verteilen.
Die ältesten von ihnen sind knapp sechs Millionen Jahre alt. Seitdem hält die Sternentstehung in dieser Region unvermindert an. Neben dem jungen Sternhaufen im Orionnebel ist M 16 damit ein weiteres Gebiet, in dem sich mit modernen Beobachtungsinstrumenten die Bildung von Sternen direkt beobachten lässt.
Name: |
Messier 16 |
andere Bezeichnungen: |
M 16, NGC 6611 |
Objekttyp: |
offener Sternhaufen |
Sternbild: |
Schlange |
Position (J2000.0): |
α = 18h 18m 48s, δ = −13° 49′ 40″ |
scheinbare Helligkeit: |
6,0 mag |
Winkeldurchmesser: |
20′ |
Entfernung: |
1750 pc = 5700 Lj |
Alter: |
0 − 5,5 Millionen Jahre |
Der offene Sternhaufen IC 4756
In den Außenbezirken des Milchstraßenbandes gelegen, wirkt IC 4756 mit bloßen Augen betrachtet wie eine lokale Aufhellung in dem schimmernden Band. Ein Fernglas enthüllt zahlreiche Einzelsterne, die zu diesem Leuchten beitragen, und zeigt klar den Haufencharakter dieser Sternansammlung.
Name: |
IC 4756 |
andere Bezeichnungen: |
Melotte 210, Collinder 386 |
Objekttyp: |
offener Sternhaufen |
Sternbild: |
Serpens |
Position (J2000.0): |
α = 18h 38m 31s, δ = +05° 29′ 24″ |
scheinbare Helligkeit: |
4,6 mag |
Winkeldurchmesser: |
90′ |
Entfernung: |
480 pc = 1550 Lj |
Alter: |
800-900 Millionen Jahre |
Nebel
Der Adlernebel M 16 (IC 4703)
Im östlichen Teil der Schlange, der von Ausläufern des Milchstraßenbandes durchzogen wird, liegt der Adlernebel, in den ein junger Sternhaufen eingebettet ist. Dieses Objektpaar befindet sich rund 5700 Lichtjahre von der Erde entfernt in den Randbezirken des Sagittarius-Carina-Spiralarms unseres Milchstraßensystems.
Visuell ist in der Regel nur der Sternhaufen zu erkennen, der von Charles Messier die Katalognummer 16 erhalten hat. Doch heute wird die Bezeichnung M 16 sowohl auf den Sternhaufen als auch auf den Adlernebel bezogen, der in langbelichteten Fotografien seine volle Schönhheit entfaltet. An dieser Stelle wird der Emissionsnebel besprochen, während der offene Sternhaufen unter dem Abschnitt Sternhaufen vorgestellt wird.
Geburtsstätte neuer Sterne
Der Adlernebel ist eine mindestens 75 Lichtjahre große Ansammlung aus interstellarer Materie, die hauptsächlich aus Wasserstoffgas besteht. Wir sehen ihn nur, weil die energiereiche Strahlung junger, heißer Sterne der Spektralklassen O und B den Wasserstoff ionisiert, wodurch dieser zum Leuchten angeregt wird. Die wichtigste Emissionslinie des Wasserstoffs ist die H-Alpha-Linie, die mit einer Wellenlänge von 656 Nanometern im roten Bereich des sichtbaren Spektrums liegt. Deshalb erscheint der Emissionsnebel auf fotografischen Aufnahmen rötlich, und mit speziellen H-Alpha-Filtern lassen sich auch Details in den lichtschwächeren Bereichen des Nebels herausarbeiten.
Die relativ dünn verteilten Wasserstoffgase des Nebels sind von dichteren Schwaden aus Gas und Staub durchzogen, die besonders um den Sternhaufen herum sichtbar sind. Eine Struktur aus solchen Materieschwaden südlich des Sternhaufens erinnert an die ausgebreiteten Schwingen eines Adlers, wodurch der Nebel zu seinem heutigen Namen kam. Diese Adlerschwingen und weitere Gas- und Staubwolken in unmittelbarer Nähe sind durch eine berühmte Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble als „Säulen der Schöpfung“ bekannt geworden.
Wir finden den offenen Sternhaufen M 16 in der südöstlichen Ecke des Sternbilds Schlange in einem Bereich der Milchstraße, der von hellen Sternwolken und vielen Gas- und Dunkelnebeln geprägt ist. (Bild: Uwe Reichert)
Der Adlernebel im Sternbild Schlange ist ein rötlicher Emissionsnebel, dessen Wasserstoffwolken von mehreren jungen, heißen O- und B-Sternen hoher Leuchtkraft zum Leuchten angeregt werden. Das relativ dünn verteilte Wasserstoffgas ist von dichteren Gas- und Staubwolken durchzogen, in dem noch heute Sterne entstehen. Eine Wolkenstruktur, die an die Schwingen eines fliegenden Adlers erinnert, gab dem Nebel seinen Namen. Das Kompositbild ist eine Weitfeldaufnahme mit dem 2,2-Meter-Teleskop der ESO auf dem La Silla, Chile. (Bild: ESO)
Name: |
Messier 16 |
andere Bezeichnungen: |
M 16, IC 4703, Sh2-49, Gum 83, RCW 165 |
Objekttyp: |
H-II-Region |
Sternbild: |
Schlange |
Position (J2000.0): |
α = 18h 19m 00s, δ = −13° 52′ 00″ |
Winkeldurchmesser: |
90′ |
Entfernung: |
1750 pc = 5700 Lj |
Wie nah die hochwertigen Fotos von Amateurastronomen an die Qualität der an Großobservatorien angefertigten Aufnahmen herankommen, belegt dieses Bild, das mit einem 12-Zoll-Spiegelteleskop aufgenommen wurde. Das Kompositbild ist eine Überlagerung zahlreicher Einzelaufnahmen; die Gesamtbelichtungszeigt beträgt 145 Minuten. (Bild: Reiner Guse)
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Willst du wissen, wo der Adlernebel mit den Säulen der Schöpfung am Himmel steht? Dann zoome dich mit diesem Video direkt in dieses Sternentstehungsgebiet hinein! (Video: NASA, ESA, G. Bacon (STScI); Acknowledgment: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA), Digitized Sky Survey ((DSS), STScI/AURA, Palomar/Caltech, UKSTU/AAO), T.A. Rector (NRAO/AUI/NSF, NOAO/AURA/NSF), B.A. Wolpa (NOAO/AURA/NSF), A. Fujii)
Der Adlernebel und die Säulen der Schöpfung − ein Vergleich im sichtbaren und infraroten Licht
Wie unterschiedlich der Adlernebel M 16 in verschiedenen Wellenlängenbereichen aussieht, zeigt dieser Vergleich. Ein Aufnahme ist mit dem 2,2-Meter-Teleskop der Europäischen Südsternwarte ESO im sichtbaren Licht aufgenommen. Das Weltraumteleskop Spitzer fotografierte die gleiche Region im infraroten Licht. Klicke auf die Pfeile im Bild, um zwischen den Ansichten im Visuellen und im Infraroten zu wechseln. Ein Klick auf das Bild selbst, vergrößert die Ansichten (Bilder: ESO und NASA/JPL-Caltech/ Institut d’Astrophysique Spatial)
Das Weltraumteleskop Hubble machte im Jahr 1997 die „Säulen der Schöpfung“ populär – eine Struktur aus relativ dichten Staub- und Gasmassen, in deren Inneren gerade Sterne entstehen. Das Hubble-Teleskop fotografierte diese Struktur sowohl im sichtbaren Licht als auch im Infraroten. Da infrarotes Licht Staubwolken besser durchdringen kann als das sichtbare Licht, zeichnen sich auf Infrarotfotos auch Sterne hinter den interstellaren Wolken ab. Klicke auf die Pfeile im Bild, um zwischen den Ansichten im Visuellen und im Infraroten zu wechseln. (Bilder: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA))
Diese gespenstische Staubsäule, die an den Kopf eines Drachen mit langem Hals erinnert, befindet sich östlich des Sternhaufens in M 16. Die riesige Struktur erstreckt sich über 9,5 Lichtjahre − das ist die doppelte Entfernung zwischen unserer Sonne und unserem nächsten Nachbarstern. (Bild: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA))
Ursprung des Sternbilds Schlange
Die Sternbilder Schlange (Serpens) und Schlangenträger (Ophiuchus, hier Serpentarius genannt) in der Darstellung von Johannes Hevelius (1611-1687). Der Danziger Astronom stellte die Sternbilder seitenverkehrt dar – also so, wie sie auf einem Himmelsglobus erscheinen würden, den man von außen betrachtet. (Aus: Johannes Hevelius, Sternenatlas, russische Ausgabe, Taschkent 1978. Repro: Uwe Reichert)
Die Schlange ist eines der 48 aus der Antike überlieferten Sternbilder. Schon von alters her sahen die Menschen in der langen Kette aus Sternen in der Nähe des Himmelsäquators zwischen dem Bärenhüter im Westen und dem Adler im Osten eine Schlange, die sich um die Hüften oder Beine eines Mannes, des Schlangenträgers, windet. Es ist die gleiche Schlange, die den Äskulapstab umringelt, der zum Sinnbild des Heilberufs wurde. Allerdings erfolgte die Deutung als Äskulap-Schlange erst zu einer Zeit, als der eigentliche Ursprung des Sternbilds schon längst vergessen war. Das zeigt sich auch daran, dass verschiedene Varianten des Mythos bemüht wurden, um die kuriose Konstellation zu erklären.
Einer griechischen Überlieferung zufolge fiel Glaukos, ein Sohn des kretischen Königs Minos, als Kind beim Spielen in ein Honigfass und erstickte. Ein Seher namens Polyeidos entdeckte den toten Jungen. Minos sperrte ihn zusammen mit dem Leichnam ein und verlangte, den Sohn wieder lebendig zu machen. Das Mittel dafür fand Polyeidos auf eigenartige Weise: Als er eine Schlange tötete, die auf ihn zukroch, tauchte sofort eine zweite auf und brachte Kräuter, mit denen sie ihre Artgenossin wiederbelebte. Polyeidos versuchte das gleiche Mittel bei Glaukos und hatte Erfolg. Minos forderte nun weiter, Polyeidos solle dem Jungen die Kunst der Weissagung beibringen. Polyeidos tat auch dies, doch verstand er es auch, den Jungen zu veranlassen, das Gelernte mit einem Schlag wieder zu vergessen.
Nach anderen Berichten soll es Asklepios gewesen sein, der Glaukos wieder zum Leben erweckte. Asklepios war der Sohn des Gottes Apollon und seiner Geliebten Koronis. Seine Geburt verlief äußerst dramatisch: Als Koronis sich einen Liebhaber nahm, geriet Apollon derart in Rage, dass er sie tötete. Im Sterben verriet sie ihm, dass sie einen Sohn von ihm erwartete. Apollon gelang es in letzter Minute, das Kind zu retten. Er brachte es zu dem weisen Kentauren Cheiron, der es aufzog und in die Heilkunst einführte. Asklepios wurde bald selbst zu einem berühmten Heiler; nach ihm ist der Äskulapstab benannt, ein von einer heiligen Schlange umringelter Stab, der zum Sinnbild für den Heilberuf wurde. Asklepios war ein Könner seines Fachs und erwies den Menschen einen großen Dienst. Doch als er es zu weit trieb und einen Toten wieder zum Leben erweckte, sah Zeus, der Göttervater, dies als Anmaßung eines Sterblichen an und streckte Asklepios mit einem Blitz nieder.