OdM Januar 2022 - NGC 2240, 1857, 2192, 1883, Palomar 2 und UGC 3374

Liebe Sternfreundinnen und –freunde,

ich versuche euch bei meinem ersten OdM in 6 Etappen quasi diretissima durch die Milchstraße in den äußersten Halo derselben und schlussendlich in das ferne All zu (ent)führen. Die Objekte sind – je nach Entfernung – meist schon mit kleinen Öffnungen zu erkennen, die beiden entferntesten hingegen benötigen schwereres Gerät. Man benötigt aber auch bei den nähere gelegenen Objekten eine deutliche Vergrößerung, weshalb es keine Fernglasobjekte sind.

Für die Zuordnung auf den Übersichtskarten habe ich sie mit Buchstaben versehen:

A) NGC 2240 – visuell ab 4“

B) NGC 1857 – visuell ab 4“

C) NGC 2192 – visuell ab 6“, Einzelsterne ab 8“

D) NGC 1883 – visuell ab 6“, Einzelsterne ab 8“, besser 10“ oder 12“

E) Palomar 2 – visuell ab 8“, aber erst ab 12“ bequem, Einzelsterne zu lichtschwach

F) UGC 3374 – visuell (stellar) vermutlich ab 10“, ab 16“ differenziert

Für die Reise habe ich den Fuhrmann als Richtung gewählt, weil Dank der Staubarmut die Durchsicht hier ideal ist. Wir blicken hier so in unsere Heimatgalaxie, dass das Zentrum genau hinter uns liegt. Zudem steht der Fuhrmann im Januar recht früh im Zenit, sodass man auch schwächere Objekte mal mit kleineren Optiken probieren kann, ohne zu lange wach bleiben zu müssen.

Hier eine Übersichtskarte der Milchstraße mit den ersten vier Objekten des Monats:

Quelle: Nasa (copyright-frei) über Wikimedia, grüne Markierungen A-D wurden hinzugefügt

Alle Objekte sind relativ weit vom galaktischen Zentrum entfernt. Das bedeutet, dass hier nur geringe Gezeitenkräfte wirken und auch Offene Sternhaufen sehr alt werden können. Oft verlieren die Haufen ja „schon“ innerhalb der ersten 500 Millionen Jahre ihren Zusammenhalt und werden instabil bzw. reißen auseinander. Im Randbereich unserer Milchstraße können Offene Haufen aber auch die Milliardengrenze überschreiten bzw. noch deutlich älter werden. In dem Fall sind dann die großen, massereichen Sterne bereits verschwunden und auch nicht mehr als Rote Riesen zu finden. So alte Haufen enthalten dafür viele Weiße Zwerge. Die übrig gebliebenen Hauptreihensterne sind alle recht massearm, weshalb dann auffallend helle, aus dem Haufen hervorstechende Sterne fehlen. Dafür ist der Anblick, wenn die Sterne aufgelöst werden, doch überraschend, weil jetzt plötzlich viele Sterne zu sehen sind und nicht nur die hellsten paar wenigen.

Zunächst aber eine Übersichtskarte des Fuhrmanns mit den grün markierten Orten der ausgewählten Objekte:

Karte mit Cartes du Ciel erstellt (NGC 1664 und NGC 1893 hat das Programm doppelt beschriftet, warum auch immer...)

Unsere Sonne befindet sich in einem der beiden Ausläufer des Sagittarius-Arms – und zwar im äußeren der beiden, genannt Orion Spur (siehe oben). Unsere ersten beiden Objekte befinden sich auf der Innenseite des nächstäußeren Arms, des Perseus-Arms. Sternhaufen, die zu unserem kleinen Nebenarm gehören, kann man bereits mit bloßem Auge sicher erkennen, so z. B. die Hyaden, die Plejaden, Praesepe (den Bienenkorb) oder auch Melotte 31 im Fuhrmann (2° Durchmesser, ein Teil davon ist als Fliegende Elritze bekannt). Letztere war schon mal Objekt des Monats. Im Teleskop sind diese sehr nahen Haufen oft (aber nicht immer – vgl. M 45) recht uninteressant, im Fernglas hingegen eine Pracht. Für den Januar 2022 sollen aber die Teleskope im Vordergrund stehen. Deshalb gehen wir gleich in den Perseus-Arm zu unserem ersten Objekt:

A – NGC 2240: Offener Sternhaufen – 06^h 33^m 10,5^s, +35° 51‘ 01“ – ab 4“ problemlos erste Sterne – 5050 Lichtjahre

In den einschlägigen Datenbanken liest man, dass dieser Offene Sternhaufen nur 1470 Lichtjahre von uns entfernt sei und damit zu unserem eigenen, kleinen Arm gehört. Und mit 3 Milliarden Jahren soll es sich um einen Methusalem handeln. Neuere Studien – Gaia sei Dank – ergaben aber einen deutlich größeren Abstand, nämlich 5050 Lichtjahre. Das Alter wurde auch reduziert, aber es sind immer noch stattliche 1,59 Milliarden Jahre. Für Neugierige: https://iopscience.iop.org/art…847/0004-6256/152/1/7/pdf

Für nur 1470 Lichtjahre Abstand wären die Mitgliedssterne schon sehr lichtschwach gewesen.

Warum wurde NGC 2240 ausgesucht? Zum einen handelt es sich um einen sehr alten Sternhaufen mit über 120 Sternen, von denen trotzdem ein paar als besonders hell hervorstechen. Eine interessante Kombination. Die hellsten Sterne sind zwischen 10 und 11 mag, also bereits in einem kleinen Teleskop gut erkennbar. Zum anderen liegt dieser Sternhaufen neben einem witzigen Asterismus. Westlich von ihm liegen drei Sterne, die ich hier einfach als „Kleinen Widder“ bezeichne:

Karte aus wikisky.org und nachträglich beschriftet (wie auch alle weiteren fotografischen Abbildungen)

HD 46050, HD 46072 und TYC 2430-521-1 bilden dieses Muster, das das Auffinden des Sternhaufens deutlich erleichtert. Wer Lust hat, kann sich auch an UGC 3479 versuchen. Mit 16“ sollte das gehen (im Ausschnitt aus den pretty deep maps unten die gelb hervorgehobene Galaxie):

Kartenausschnitt aus den Pretty Deep Maps

Der Haufen lässt sich recht leicht auffinden – er befindet sich auf der Verbindungslinie der beiden „Thetas“. Gemeint sind Theta Gemini und Theta Aurigae:

Der „Kleine Widder“ sollte bereits im Fernglas gut zu erkennen sein. Man kann also auch im Fernglas versuchen, den Haufen zu erkennen. Schon mit kleinen Teleskopen sind die ersten Sterne des Haufens erkennbar, im 8-Zöller bereits einige Sterne erkennbar.

Gehen wir zum zweiten Objekt. Auch hier gibt bzw. gab es widersprüchliche Angaben hinsichtlich der Entfernung – aktuell wird sie mit 7800 Lichtjahren angegeben, was bedeutet, dass der Haufen mitten im Perseus-Arm liegt.

B – NGC 1857 – Offener Sternhaufen – 05^h 20^m 05,5^s, +39° 20‘ 37“ – hellste Sterne visuell bei ca. 10 mag – 7800 Lichtjahre

Es gibt mehrere Gründe, warum NGC 1857 als eins der Objekte des Monats ausgewählt wurde. Der Sternhaufen ist im mittleren Teleskop einfach äußerst hübsch (zumindest in der Form, wie er bisher interpretiert wurde). Mit HD 34545 steht ein intensiv gelber Vordergrundstern in der Mitte des kleinen Haufens. Der Stern hat die Spektralklasse K5III und ist nur 1430 Lichtjahre entfernt, gehört also zu unserem Milchstraßenarm. NGC 1857 ist zudem sehr leicht zu finden, da mit Lambda Aurigae ein mit bloßem Auge sichtbarer Stern in der Nähe steht. Außerdem ist NGC 1857 in aktueller Interpretation ein Doppelhaufen – man trennt mittlerweile NGC 1857a und NGC 1857b. Und zu guter Letzt befindet sich noch ein dritter Haufen – Czernik 20 – optisch in unmittelbarer Nähe, ist aber mit 2900 pc (9450 Lj) noch etwas weiter entfernt.

Hier eine Karte der Region aus Bhattacharya et al. (2017): Morphology of open clusters NGC 1857 and Czernik 20 using clustering algorithms. Astronomy and Computing 18: 1-7 (online und frei Verfügbar als CC-BY-NC-ND 4.0 license unter https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1611/1611.00117.pdf):

Sowohl die genaue Position als auch die Größe der Sternhaufen wird je nach Studie anders interpretiert. NGC 1857a und 1857b sind echte Geschwister, denn sie haben beide eine Entfernung von 2400 pc (7800 Lj).

Im Hertzsprung-Russel-Diagramm der drei Haufen kann man schön erkennen, dass sie noch relativ jung sind, da doch einige Sterne im Riesenast zu finden sind – auch aus Bhattacharya et al. (2017):

Die scheinbare Helligkeit ist hier aber nicht die visuelle, sondern bezieht sich auf die Helligkeit im Infrarot bei 1,25 µm Wellenlänge.

Wie findet man den Haufen? Von Eta Aurigae ausgehend (3m18) findet man Lambda Aurigae leicht (4m69) – siehe Übersichtskarte oben. Von Lambda Aurigae aus kann man recht einfach – dank der wenigen, hellen Vordergrundsterne, den Haufen gut finden:

Hat man nun HD34545 im Zentrum des Gesichtsfelds, kann man nun bequem hochvergrößern und die Sterne rund um ihn ansehen. Ich nenne es NGC 1857 im weiteren Sinn.

Hier eine Detailkarte inklusive Czernik 20:

Die Interpretation im weiteren Sinn (grüne Umrandung) entspricht den Einträgen in den gängigen Sternkarten und Atlanten und dem, wie der Sternhaufen im Teleskop zu sehen ist.

NGC 1857 ist schon im kleinen Teleskop als kleine Sternansammlung erkennbar, wenn man hoch genug vergrößert. Im 8-Zöller ist es ein sehr ansprechendes Gefunkel der Haufensterne zusammen mit dem auffallend gelben Vordergrundstern.

Schauen wir zum dritten Objekt:

C – NGC 2192 – Offener Sternhaufen – 06^h 15^m 17,4^s, +39° 51‘ 19“ – hellste Sterne um 13 mag, Gesamthelligkeit 10,9 – 8150 Lichtjahre

Warum noch ein Offener Haufen in ähnlichem Abstand wie NGC 1857? Die Antwort ist recht einfach – man kann direkt einen „normal alten“ (NGC 1857) mit einem sehr alten Offenen Sternhaufen vergleichen. NGC 2192 dürfte ca. 1,1 Milliarden Jahre alt sein. Aufgrund des hohen Alters hat dieser Haufen keine Überriesen mehr, sondern nur ein paar Rote Riesen, die aber recht massearm sind (die massereichen Sterne sind ja längst weg). Der Haufen enthält daher nur Sterne, die deutlich lichtschwächer als die von NGC 1857 sind. Der direkte Vergleich lässt also Struktur und Alter miteinander verbinden.

In mittleren Teleskopen sieht man nur den Nebelfleck an sich. Ab 8 Zoll sieht man bereits einige Einzelsterne – Riesen, die eine scheinbare Helligkeit zwischen 13 und 14 mag haben. Im größeren Teleskopen sieht man viele, weitere Sterne unter 15 mag, die zusammen dem Haufen in mittleren Teleskopen den grauen Hintergrund bescheren. Direkt nördlich des Haufens befindet sich mit HD 42903 ein 7m7 heller Vordergrundstern.

Das Finden per Star-Hopping ist hier nicht ganz so einfach. Um einen groben Überblick zu haben, sucht man in der Verlängerung von Capella und Menkalinan (Beta Aurigae) den mit 4m8 nicht sehr hellen Stern Psi2 Aurigae. Zwischen Psi2 Aurigae und Theta Aurigae liegt der Sternhaufen, etwas näher an Theta Aurigae. Geht man von Theta Aurigae wieder retour, dann hilft 40 Aurigae mit 5m36 – nochmal so weit in dieser Richtung und man ist da:

Hat man dann HD 42903 gefunden (der helle Stern direkt nördlich des Haufens, immerhin 7m7, also auch in kleinen Suchern zu finden), hat man auch den Haufen:

Hier noch ein Bisserl näher:

Im 8-Zöller ist der Haufen leicht zu sehen. Dennoch hilft hier noch ein Detail:

HD 42903 ist am Ende einer kleinen Sternenkette. Die letzten drei bilden eine Art Kreisbogenausschnitt. Sucht man den Mittelpunkt des zugehörigen Kreises bzw. „Tortenstücks“, hat man das Zentrum des Haufens. Nun kann man in aller Ruhe visuell herauskitzeln, was geht. Im 4-Zöller sollte der Haufen als Nebelfleck erkennbar sein, im 8-Zöller löst man die hellsten Einzelsterne gut auf und in größeren Teleskopen sollte man viele Sterne sehen können.

Jetzt gehen wir noch weiter hinaus, genau genommen 15.600 Lichtjahre, also in den nächsten, noch weiter außen liegenden Arm der Milchstraße. Er wird wenig romantisch nur „Äußerer Arm“ genannt und ist im Prinzip der Ausläufer des Norma-Arms, der sich hier schon 360° um das Milchstraßenzentrum gewickelt hat und zwischen dem Sagittarius- und dem Scutum-Zentaurus-Arm verläuft.

D – NGC 1883 – Offener Sternhaufen – 05^h 25^m 54,2^s, +46° 29‘ 25“ – Gesamthelligkeit 12m0, hellster Einzelstern 13m15, sonst schwächer als 13m9 – 15600 Lichtjahre

NGC 1883 ist wie NGC 2192 schon sehr alt, nämlich 1 Milliarde Jahre. Dementsprechend besitzt er ebenfalls kaum Rote Riesen, dafür viele eher lichtschwache Sterne. Seine Masse liegt zwischen 480 und 650 Sonnenmassen. Es ist also ein sehr sternreicher Haufen, weshalb er trotz seiner Entfernung eine recht große Flächenhelligkeit aufweist. Informationen über den Haufen findet man bei Tadross (2005): http://www.ncra.tifr.res.in/~basi/05December/3305421-431.pdf und bei Carraro et al. (2003) NGC 1883: a neglected intermediate-age open cluster located in the outskirts of the Galactic disc. Mon. Not. R. Astron. Soc. 343, 547–551 – einfach danach googeln, dann findet man das pdf, der Link ist nur viel zu lang.

NGC 1883 hat eine auffallend längliche Form. An der Spitze des länglichen Nebelflecks ist ein auffälliger Vordergrundstern: TYC 3358-1188-1, immerhin 10m08 hell. Finden lässt sich NGC 1883 recht einfach, da der nahe bei Capella steht:

Von Capella ausgehend kann man HD 35433 (6m45) suchen. Dieser bildet eine Ecke einer Raute. Gegenüber steht HD 34936 (7m95). Beide bilden die lange Diagonale der Raute. Verlängert man die Raute, geht also in die Richtung, die die beiden Sterne vorgeben, landet man bei einer im Teleskop auffälligen, kleinen Sternenkette:

Hat man die Sternenkette im Okular, dann geht es ganz einfach: im rechten Winkel steht südsüdwestlich davon der Sternhaufen:

Auf dem Foto aus Wikisky sieht man am linken Rand des Haufens den hellsten Stern desselben, einen Roten Riesen.

Unter 8 Zoll dürfte es schwierig sein, Einzelsterne zu erkennen, aber der Nebelfleck sollte mit 6 Zoll bequem zu sehen sein. Mit 8 Zoll sollte man bei gutem Himmel mindestens 8 Einzelsterne auflösen können. Mit 12 Zoll sollte man ein richtiges Sternengewimmel erkennen. Auch mit größeren Teleskopen sollte der Haufen interessant aussehen, da sich seine Ränder sehr klar abheben und seine Form dann in viele Einzelsterne aufgelöst erscheinen müsste. Dank der großen Transparenz der Milchstraße kann man also einen sternenreichen Haufen des Äußeren Arms auch schon in mittleren Teleskopen leicht sehen, mit großen Teleskopen müsste er richtig viel zu erkennen geben.

Damit unser Trip auch weit hinaus geht, machen wir einen deutlichen Sprung, und zwar in den Halo der Milchstraße, zu einem recht bekannten Kugelsternhaufen, nämlich zu Palomar 2:

E – Palomar 2 – Kugelsternhaufen – 04^h 46^m 05,91^s, +31° 22‘ 53,40“ – 13m0 – 89000 Lj

Palomar 2 wurde erst in der bekannten Palomar Observatory Sky Survey auf Fotoplatten im Jahr 1955 von Albert Georg Wilson entdeckt. Es handelt sich um einen recht locker aufgebauten Kugelsternhaufen des äußeren Halos der Milchstraße. Wir schauen also an den Rand des Milchstraßenhalos, ganz nach draußen. Während manche Palomar-Haufen deutlich von Staubwolken abgeschwächt werden, ist der Fuhrmann ja recht transparent. Eine Rötung bleibt bei der Distanz aber nicht aus – auf Fotos ist das klar zu erkennen.

Man kann bereits im 8-Zöller bei sehr guten Bedingungen den Kugelsternhaufen als kleinen Nebelfleck erkennen. Im 6-Zöller sollte dies schon nicht mehr klappen. Mit 12 Zoll ist die Beobachtung bei entsprechendem Himmel ein leichtes Unterfangen. Um aber Einzelsterne zu sehen, sollte man 19 mag erkennen können. Der hellste Mitgliedsstern hat ca. 18m2, die meisten liegen zwischen 21 und 25 mag. Mit mittleren Geräten kann man also nur fotografisch Sterne auflösen – da ist es aber eine nette Herausforderung.

Das Auffinden startet bei Iota Aurigae (2m69). Südwestlich finden sich zwei mit bloßem Auge gut erkennbare Sterne: HD 30453 (5m86) und HD 30454 (5m58). Geht man von HD 30453 nach Süden zu HD 30454, muss man von HD 30454 im rechten Winkel nach Westen gehen und kommt direkt zu Palomar 2:

Der sternenarme Hintergrund hilft beim Auffinden. Direkt neben Palomar 2 steht ein 13m2 heller Stern, der das Finden erleichtert:

Wer jetzt noch Lust hat, kann noch einen deutlicheren Schritt weiter in die Tiefe des Alls gehen. In der Auriga sind wenige hellere Galaxien zu sehen, was schade ist, da man ja gerade hier eine gute Durchsicht hat. Es fehlt halt nur ein naher Galaxienhaufen in dieser Richtung. Deshalb kommt als Abschluss eine recht lichtschwache, aber dafür physikalisch interessante Galaxie – eine 299 Millionen Lichtjahre entfernte Seyfert-I-Galaxie. Es handelt sich also um eine Galaxie mit einem sehr aktiven Kern, der ein supermassives Schwarzes Loch enthält. Der Übergang zu Quasaren ist fließend.

F – UGC 3374 (= LEDA 18078) – Seyfert I–Galaxie und Balkenspirale – 05^h54^m53,6^s, +46°26'22" – 14m6 – 299 Millionen Lichtjahre

Das Auffinden ist relativ einfach. Von Beta Aurigae (1m9) aus sieht man leicht nördlich Pi Aurigae (4m26). Im Sucher kann man dann HD 40143 (6m83) zwischen den beiden sehen. Nordwestlich von HD 40143 findet man HD 39863 (6m59). Verlängert man die Verbindungslinie der beiden nach Nordwesten dreimal, kommt man zu UGC 3374:

Da die Galaxie nicht gleich zu sehen ist, kann man sich an einem 10m2 hellen Stern orientieren, bei dem man beim Schwenk ankommen müsste (die Katalognummer ist sehr lang). Östlich davon findet sich ein Dreieck aus 9m2, 9m7 und 10m7 hellen Sternen. UGC 3374 bildet mit diesen drei Sternen eine Raute (und steht am südwestlichen, spitzen Ende). Geht man vom 10m2 hellen Stern nach Osten, kommt man direkt beim 10m7 hellen Stern an:

Mit einem 12-Zöller sollte man den hellen Galaxienkern problemlos stellar erkennen können, mit einem 16-Zöller sollte auch der Balken hervorkommen. Ob man mit Amateurteleskopen auch die Spiralarme erkenne kann, würde ich bezweifeln. Fotografisch mit entsprechender Belichtungszeit sollte das aber gehen.

Wir sind nun am Ende unserer Reise von Nah nach Fern angekommen. Ich weiß nicht, ob ihr sie bis zum Ende mitgemacht habt. Die vier Offenen Haufen unserer Milchstraße müssten aber für alle problemlos machbar gewesen sein.

Liebe Grüße,

Christoph