Messier 5 in der Schlange, auch unter seiner Katalognummer NGC 5904 bekannt, ist einer der schönsten KugelsternhaufenNahezu kugelförmige, kompakte Sternhaufen hohen Alters, die zum Teil mehrere Millionen Sterne enthalten. Sie sind vermutlich gemeinsam mit dem Milchstraßensystem entstanden, bevor dieses seine flache, spiralförmige Struktur annahm. Kugelsternhaufen sind recht gleichförmig im galaktischen Halo(1) Atmosphärische Leuchterscheinung. Ein leuchtender Ring um Sonne oder Mond, der durch Brechung, BeugungAblenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen.Ablenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die BeugungAblenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen. des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen. und Reflexion des Sonnen- bzw. Mondlichts an Eiskristallen in der hohen Erdatmosphäre entsteht. Bei einheitlicher Teilchengröße bilden sich Ringe, bei uneinheitlicher ein Hof aus. Am häufigsten treten Brechungshalos mit einem Radius von 22° oder 46° auf. (2) Die scheiben- oder ringförmige Erhellung um den Kern eines Kometen oder eines anderen Himmelskörpers. (3) Der galaktische Halo: Eine sphärische Hülle aus alten Sternen und Kugelsternhaufen, die unser Milchstraßensystem umgibt. verteilt und umlaufen das galaktische Zentrum als Schwerkraftzentrum. Ihre weiten Umlaufbahnen können sie auch durch die galaktische Scheibe des Milchstraßensystems hindurchführen. Kugelsternhaufen sind beliebte Beobachtungsobjekte für Amateurastronomen. des Nordhimmels und sowohl von seinem Erscheinungsbild als auch von seinen physischen Eigenschaften mit M 13 im Sternbild Herkules vergleichbar. Mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 5,95 mag ist M 5 nur unwesentlich lichtschwächer als M 13.

Als alter KugelsternhaufenNahezu kugelförmige, kompakte Sternhaufen hohen Alters, die zum Teil mehrere Millionen Sterne enthalten. Sie sind vermutlich gemeinsam mit dem Milchstraßensystem entstanden, bevor dieses seine flache, spiralförmige Struktur annahm. Kugelsternhaufen sind recht gleichförmig im galaktischen Halo(1) Atmosphärische Leuchterscheinung. Ein leuchtender Ring um Sonne oder Mond, der durch Brechung, BeugungAblenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen.Ablenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die BeugungAblenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen. des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen. und Reflexion des Sonnen- bzw. Mondlichts an Eiskristallen in der hohen Erdatmosphäre entsteht. Bei einheitlicher Teilchengröße bilden sich Ringe, bei uneinheitlicher ein Hof aus. Am häufigsten treten Brechungshalos mit einem Radius von 22° oder 46° auf. (2) Die scheiben- oder ringförmige Erhellung um den Kern eines Kometen oder eines anderen Himmelskörpers. (3) Der galaktische Halo: Eine sphärische Hülle aus alten Sternen und Kugelsternhaufen, die unser Milchstraßensystem umgibt. verteilt und umlaufen das galaktische Zentrum als Schwerkraftzentrum. Ihre weiten Umlaufbahnen können sie auch durch die galaktische Scheibe des Milchstraßensystems hindurchführen. Kugelsternhaufen sind beliebte Beobachtungsobjekte für Amateurastronomen. enthält M 5 zahlreiche RR-Lyrae-SterneRegelmäßig veränderliche SterneSterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist, sondern zeitlich schwankt. Bei Bedeckungsveränderlichen ist die Ursache nicht physischer, sondern rein geometrischer Natur: Es sind Doppelsterne, die sich vom irdischen Beobachter aus betrachtet im Rhythmus ihres gegenseitigen Umlaufs bedecken. Die größte Klasse der physisch Veränderlichen sind die Pulsationsveränderlichen, die sich in einem späten Stadium der Sternentwicklung befinden. Ihre äußeren Schichten blähen sich mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen, wobei sich auch die Oberflächentemperatur und die Leuchtkraft ändern. Je nach Periodenlänge und Form der Lichtkurve werden mehrere Untergruppen unterschieden, z.B. RR-Lyrae-Sterne, CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. und Mirasterne. Das Verhalten von unregelmäßig oder eruptiv veränderlichen Sternen ist nicht vorherzusagen. Hierzu gehören z.B. die zu den Zwergnovae gezählten U-Geminorum-Sterne. R-Coronae-Borealis-Sterne wiederum sind Sterne, die gelegentlich Wolken von Kohlenstoff ausstoßen und deshalb ihre Helligkeit in nicht vorhersagbarer Weise reduzieren., die wie die CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. zu den Pulsationsveränderlichen zählen, jedoch sehr kurze Perioden von wenigen Stunden haben.. Diese auch als Haufenveränderliche bezeichnete Klasse von Sternen gehören wie die CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. zu den pulsationsveränderlichen Sternen. Sie sind mindestens 10 Milliarden Jahre alt, enthalten kaum Elemente schwerer als Helium in ihren Atmosphären und weisen wie die CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. eine Perioden-LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit)..-Beziehung auf, allerdings mit kürzeren Perioden. RR-Lyrae-SterneRegelmäßig veränderliche SterneSterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist, sondern zeitlich schwankt. Bei Bedeckungsveränderlichen ist die Ursache nicht physischer, sondern rein geometrischer Natur: Es sind Doppelsterne, die sich vom irdischen Beobachter aus betrachtet im Rhythmus ihres gegenseitigen Umlaufs bedecken. Die größte Klasse der physisch Veränderlichen sind die Pulsationsveränderlichen, die sich in einem späten Stadium der Sternentwicklung befinden. Ihre äußeren Schichten blähen sich mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen, wobei sich auch die Oberflächentemperatur und die Leuchtkraft ändern. Je nach Periodenlänge und Form der Lichtkurve werden mehrere Untergruppen unterschieden, z.B. RR-Lyrae-Sterne, CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. und Mirasterne. Das Verhalten von unregelmäßig oder eruptiv veränderlichen Sternen ist nicht vorherzusagen. Hierzu gehören z.B. die zu den Zwergnovae gezählten U-Geminorum-Sterne. R-Coronae-Borealis-Sterne wiederum sind Sterne, die gelegentlich Wolken von Kohlenstoff ausstoßen und deshalb ihre Helligkeit in nicht vorhersagbarer Weise reduzieren., die wie die CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. zu den Pulsationsveränderlichen zählen, jedoch sehr kurze Perioden von wenigen Stunden haben. eignen sich aufgrund ihrer Eigenschaften als gute Indikatoren für die Entfernung eines Kugelsternhaufens zur Erde und für die ExtinktionDie wellenlängenabhängige Schwächung der Intensität einer Strahlung durch Materie, die gemeinsam durch AbsorptionDie Schwächung der Intensität einer Strahlung durch Materie, wobei sich ein Teil der Strahlungsenergie in andere Energieformen umwandelt. Diese Energieumwandlung ist ein wichtiger Unterschied zur Streuung, bei der die Schwächung der Intensität nur mit einer Richtungsänderung verbunden ist. Die gemeinsam durch Absorption und Streuung verursachte Minderung der Strahlungsintensität heißt Extinktion. Im Weltraum erfolgt die Absorption durch interstellare bzw. intergalaktische Materie, die fein im Raum zwischen den Sternen und Galaxien verteilt ist. Die Absorption ist im Allgemeinen von der Wellenlänge bzw. Energie der Strahlung abhängig und bestimmt sich aus den atomphysikalischen Eigenschaften der Materie. Der der Absorption entgegengesetzte Vorgang ist die Emission von Strahlung., Streuung, BeugungAblenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen.Ablenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die BeugungAblenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen. des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen. und Reflexion hervorgerufen wird. Beispiel ist die Extinktion des Sternlichts beim Durchlaufen von interstellarer Materie. des Sternlichts auf seinem langen Weg zur Erde. In M 5 sind rund 100 RR-Lyrae-SterneRegelmäßig veränderliche SterneSterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist, sondern zeitlich schwankt. Bei Bedeckungsveränderlichen ist die Ursache nicht physischer, sondern rein geometrischer Natur: Es sind Doppelsterne, die sich vom irdischen Beobachter aus betrachtet im Rhythmus ihres gegenseitigen Umlaufs bedecken. Die größte Klasse der physisch Veränderlichen sind die Pulsationsveränderlichen, die sich in einem späten Stadium der Sternentwicklung befinden. Ihre äußeren Schichten blähen sich mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen, wobei sich auch die Oberflächentemperatur und die Leuchtkraft ändern. Je nach Periodenlänge und Form der Lichtkurve werden mehrere Untergruppen unterschieden, z.B. RR-Lyrae-Sterne, CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. und Mirasterne. Das Verhalten von unregelmäßig oder eruptiv veränderlichen Sternen ist nicht vorherzusagen. Hierzu gehören z.B. die zu den Zwergnovae gezählten U-Geminorum-Sterne. R-Coronae-Borealis-Sterne wiederum sind Sterne, die gelegentlich Wolken von Kohlenstoff ausstoßen und deshalb ihre Helligkeit in nicht vorhersagbarer Weise reduzieren., die wie die CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. zu den Pulsationsveränderlichen zählen, jedoch sehr kurze Perioden von wenigen Stunden haben. bekannt. Der Amateurastronom Bernhard Hubl hat eine Animation aus zwei Aufnahmen erstellt, die den Lichtwechsel der RR-Lyrae-SterneRegelmäßig veränderliche SterneSterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist, sondern zeitlich schwankt. Bei Bedeckungsveränderlichen ist die Ursache nicht physischer, sondern rein geometrischer Natur: Es sind Doppelsterne, die sich vom irdischen Beobachter aus betrachtet im Rhythmus ihres gegenseitigen Umlaufs bedecken. Die größte Klasse der physisch Veränderlichen sind die Pulsationsveränderlichen, die sich in einem späten Stadium der Sternentwicklung befinden. Ihre äußeren Schichten blähen sich mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen, wobei sich auch die Oberflächentemperatur und die Leuchtkraft ändern. Je nach Periodenlänge und Form der Lichtkurve werden mehrere Untergruppen unterschieden, z.B. RR-Lyrae-Sterne, CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. und Mirasterne. Das Verhalten von unregelmäßig oder eruptiv veränderlichen Sternen ist nicht vorherzusagen. Hierzu gehören z.B. die zu den Zwergnovae gezählten U-Geminorum-Sterne. R-Coronae-Borealis-Sterne wiederum sind Sterne, die gelegentlich Wolken von Kohlenstoff ausstoßen und deshalb ihre Helligkeit in nicht vorhersagbarer Weise reduzieren., die wie die CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. zu den Pulsationsveränderlichen zählen, jedoch sehr kurze Perioden von wenigen Stunden haben. in M­5 veranschaulicht.