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Andromedanebel (M31 bzw. NGC 224) Es gibt am nördlichen Sternhimmel nur ein einziges mit dem bloßen Auge sichtbares Objekt, das nicht unserer eigenen Milchstraße angehört. Dies ist der berühmte Andromedanebel, der bei guten Sichtbedingungen als kleines verwaschenes Fleckchen am Himmel wahrgenommen werden kann. Der persische Astronom al Sufi erwähnte das Objekt bereits im 10. Jahrhundert, als er von einer kleinen Wolke an der bekannten Stelle im Sternbild Andromeda spricht. Im Nebelkatalog von Charles Messier erhielt dieses verwaschene Fleckchen den Namen M31, im „New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“ wird er unter der Nummer NGC 224 geführt. Erst der amerikanische Astronom Edwin Hubble konnte im Oktober 1923 am Mount-Wilson-Observatorium nachweisen, dass der Andromedanebel nicht unserer eigenen Milchstraße angehört, sondern vielmehr eine eigene Galaxie darstellt. Mit Hilfe der von ihm selbst entwickelten „Cepheidenmethode“ errechnete er zunächst eine Entfernung von ca. 1 Million Lichtjahren. Dieser Wert wurde später korrigiert. Nach heutigem Wissen beträgt die Entfernung sogar 2,5 Mill. Lichtjahre, also das 25-fache des Durchmessers unserer eigenen Galaxis. Der Andromedanebel besteht aus ungefähr 300 Milliarden Sonnenmassen und wird im Halo von etwa 450 Kugelsternhaufen umkreist. Er besitzt, ähnlich wie unsere eigene Milchstraße, zwei Begleitgalaxien mit den Katalogbezeichnungen M 32 und NGC 205. Von der Erde aus blicken wir unter einem Winkel von 78° auf die diskusförmige Ebene dieses Sternsystems. Damit kann man neben den Staubbändern, die die Scheiben jeder Spiralgalaxie durchsetzen, auch die zentrale Verdickung (Bulge) im Zentrum sehr gut erkennen. Auch die Andromedagalaxie dürfte im Inneren ein supermassives schwarzes Loch beherbergen, um das das ganze System kreist. Bereits Hubble hat erkannt, dass der Andromedanebel das hellste und unsere eigene Milchstraße das zweithellste Mitglied eines kleinen Galaxienhaufens ist, den er die Lokale Gruppe nannte. Heute kennt man bereits 36 meist kleinere Sternsysteme, die dieser -astronomisch gesehen- unmittelbar benachbarten Galaxienfamilie angehören. Da sich der Andromedanebel unserer eigenen Milchstraße annähert, vermutet man, dass es später einmal zu einer Verschmelzung der beiden riesigen Sternsysteme kommt. Attach:Andromedagalaxie mit Erdmond.jpg

Beteigeuze, mit anderer Schreibweise Betelgeuse ist der Hauptstern im Sternbild Orion. Dieses eindrucksvolle Sternbild geht zur Zeit am späten Abend im Südosten auf und ist in den ganzen Wintermonaten am Abend- und Nachthimmel zu sehen. Die aus dem Arabischen stammende Bezeichnung für Beteigeuze bedeutet „Schulter“. Tatsächlich markiert der Stern die Schulter des Jägers Orion. Der 310 Lichtjahre entfernte Stern zählt zu den roten Riesen und hat eine Oberflächentemperatur von ca. 3500 °C (Sonne ca. 5800 °C) Seine scheinbare Helligkeit schwankt innerhalb von 6 Jahren zwischen den Werten 0,4m und 1,3m. Im Mittel ist seine Leuchtkraft etwa 13 000 mal größer als die der Sonne. Beteigeuze ist bei einer Wellenlänge von 2µm die stärkste Infrarotquelle am ganzen Himmel. Gleichzeitig ist Beteigeuze der Stern mit dem größten scheinbaren Durchmesser. Er misst 0,005 Bogensekunden, das entspricht dem Winkeldurchmessers eines Kreises mit einem Radius von 0,5 m auf dem Mond, von der Erde aus betrachtet. Beteigeuze ist, von der Sonne abgesehen, auch der einzige Stern auf dessen Oberfläche Einzelheiten registriert werden konnten. 1990 produzierten J. Baldwin und P. Warner mit einer komplizierten Technik und dem Herrschel-Teleskop auf La Palma entsprechende „Bilder“. Auf ihnen ist die Andeutung einer gigantischen Konvektionszelle in der ausgedehnten Sternatmosphäre zu sehen. Beteigeuze ist ein Riesenstern in vorgerücktem Entwicklungsstadium und somit ein ernsthafter Supernovakandidat. Sollte es wirklich zur „Beteigeuzesupernova“ kommen, würde diese Erscheinung wegen ihrer Helligkeit sogar am Taghimmel deutlich zu erkennen sein.

Crabnebel: Am 4.Juli 1054 wurde von vielen Stellen der Erde aus ein neuer, extrem heller Stern beobachtet. Dieses Ereignis wurde von chinesischen Geschichtsschreibern niedergeschrieben. Es war eine sogenannte Supernova. Heute sehen wir an genau dieser Stelle am Himmel einen kleinen Gasnebel, den Überrest der Sternexplosion von damals. Mit den heutigen optischen Teleskopen können viele interessante Details sichtbar gemacht werden. Um 1968 entdeckte man Radioimpulse im Abstand von 30 Millisekunden, die von einem sogenannten Pulsar im Inneren des Nebels ausgingen. Etwas später konnte dieses Objekt auch im sichtbaren Licht fotografiert werden. Pulsare sind rasch rotierende Neutronensterne mit einer ungeheuren Dichte, vergleichbar mit der Dichte von Atomkernen. Dieser Pulsar stellt den kollabierten Rest des explodierten Sternes dar. Der zentrale Teil des Gasnebels, der sich mit einer Geschwindigkeit von 1300 km pro Sekunde in das Weltall ausbreitet, zeigt auffällige Strukturen, die ständigen Veränderungen innerhalb von Tagen und Wochen unterworfen sind.

Das kleine Bild zeigt eine Gesamtansicht des Crabnebels, die vom VLT in Chile gewonnen wurde. Auch im Schulteleskop ist der Crabnebel als ganz kleines graues Fleckchen zu erkennen, sofern der Nachthimmel nicht zu stark aufgehellt ist.

Quelle:

Doppelsterne sind gravitativ aneinender gebunden und umkreisen ihren gemeinsamen Schwerpunkt S. Dabei gelten im Prinzip die gleichen Gesetze wie bei der Bewegung der Planeten um die Sonne. Im allgemeinen kann jedoch keine Masse gegenüber der anderen vernachlässigt werden. Doppelsterne eröffnen die Möglichkeit, Massen und Radien der darin vereinigten Sterne durch Beobachtung und Rechnung zu ermitteln. Bestimmung des gegenseitigen Abstands: z. B. aus dem Winkelabstand der Partner und dem Gesamtabstand des Systems. Bestimmung der Geschwindigkeiten der einzelnen Sterne bei ihrer Umkreisung: z.B. mit Hilfe des Dopplereffektes, wenn sich die beiden Sterne bei ihrer Kreisbewegung auf den Beobachter zu bewegen und sich wieder entfernen .

Bekannte Doppelsterne, die von unserer Schulsternwarte aus gesehen werden können, sind etwa: Mizar und Alkor im großen Wagen (hierbei handelt es sich sogar um ein Mehrfachsternsystem), d-Lyrae (Vierfachsternsystem), Alkamar in der Andromeda u.v.a...

Bei den Doppelsternen unterscheidet man: • Visuelle Doppelsterne Beide Komponenten können getrennt beobachtet werden (Sirius A und B; Objekte für die Schulsternwarte s.o.)

• Astrometrische Doppelsterne Nur der Hauptstern kann beobachtet werden. Seine periodischen Ortsveränderungen weisen auf die Existenz eines Begleiters hin

• Spektroskopische Doppelsterne Da der scheinbare Abstand der beiden Komponenten unter dem Auflösungsvermögen der optischen Instrumente liegt, können sie nicht getrennt beobachtet werden. Im Spektrum des Systems verschieben sich jedoch die Linien periodisch (Dopplereffekt aufgrund der Bewegung der Komponenten um den Massenschwerpunkt)

• Photometrische Doppelsterne („Bedeckungsveränderliche“) Auch hier können die Komponenten nicht getrennt beobachtet werden. Da aber die Beobachtungsrichtung nahezu in die Bahnebene des Systems fällt, bedecken sich die Sterne gegenseitig bei ihrem Umlauf, was zu einem periodischen Absinken der beobachteten Gesamthelligkeit führt.

Bem.: Die Auswertung der Helligkeitskurve erlaubt eine Radiusbestimmung der Komponenten.