Sternbild SchĂŒtze (lat. Sagittarius)

Das Sternbild SchĂŒtze liegt am SĂŒdhimmel. Es ist eines der Sternbilder des Tierkreises. Es reprĂ€sentiert den BogenschĂŒtzen.

SchĂŒtze wird normalerweise als Zentaur dargestellt, der einen Bogen und Pfeil hĂ€lt. Das Symbol der Konstellation ist ♐. Es wird auch mit Crotus in Verbindung gebracht, dem Satyr, der die Musen auf dem Berg Helicon begleitet hat. SchĂŒtze ist eines der grĂ¶ĂŸten sĂŒdlichen Sternbilder. Es ist leicht zu finden, da es auf der Milchstraße liegt und seine hellsten Sterne einen Sternzeichen bilden, das als Teekanne bekannt ist. Wie andere Sternzeichenkonstellationen wurde SchĂŒtze erstmals im 2. Jahrhundert vom griechischen Astronomen PtolemĂ€us katalogisiert.

Das Sternbild enthĂ€lt den Bogencluster, den FĂŒnflingscluster mit dem leuchtenden Pistolenstern, das galaktische Zentrum, die Radioquelle SchĂŒtze A und eine Reihe sehr berĂŒhmter Deep-Sky-Objekte, darunter die SchĂŒtze Zwerg Elliptische Galaxie, die SchĂŒtze Zwerg IrregulĂ€re Galaxie, Barnards Galaxie, der Blasennebel und bis zu 15 Messierobjekte, darunter die SchĂŒtze Sternenwolke (Messier 24), der Omega-Nebel (Messier 17), Messier 18, der Lagunennebel (Messier 8) und der Trifidnebel (Messier 20).

Sternbild SchĂŒtze: Fakten, Lage, Karte

SchĂŒtze ist das 15. grĂ¶ĂŸte Sternbild am Himmel. Sie nimmt eine FlĂ€che von 867 Quadratgraden ein. Sie befindet sich im vierten Quadranten der SĂŒdhalbkugel (SQ4) und ist in Breiten zwischen +55° und -90° zu sehen. Die benachbarten Sternbilder sind Aquila, Steinbock, Corona Australis, Indus, Mikroskop, Ophiuchus, Skutum, Skorpion, Serpens Cauda und Teleskop.

SchĂŒtze hat sieben Sterne, die heller als die GrĂ¶ĂŸe 3,00 sind, und drei Sterne, die sich innerhalb von 10 Parsecs (32,6 Lichtjahre) von der Erde befinden. Der hellste Stern im SchĂŒtzen ist Kaus Australis, Epsilon SchĂŒtze (Spektralklasse B9.5 III), mit einer ScheinstĂ€rke von 1,79. Der nĂ€chste Stern ist Ross 154 (V1216 Sagittarii, Spektralklasse M3,5V), der sich in einem Abstand von nur 9,69 Lichtjahren von der Erde befindet.

Das Sternbild hat 32 Sterne mit bestĂ€tigten Planeten. OGLE-2006-BLG-109L (Spektralklasse M0V) hat zwei bekannte Exoplaneten, vermutete Analoga von Jupiter und Saturn, die 2008 entdeckt wurden. Die Planeten SWEEPS-04, die den 18-Sterne-Streifen SWEEPS J175853.92-291120.6 (F5V) umkreisen, und SWEEPS-11, mit dem Elternstern SWEEPS J175902.67-291153.5, gehören zu den entferntesten bekannten Exoplaneten, die beide in einem Abstand von 27.710 Lichtjahren von der Erde liegen. Der Stern HD 169830 (F9V) wird von zwei Jupiter-Ă€hnlichen Planeten umkreist, die in den Jahren 2000 und 2013 entdeckt wurden. HD 190647 (G5IV) hat einen bekannten Exoplaneten, der 2007 entdeckt wurde. Ein durchquerender Planet wurde 2002 entdeckt, der den variablen Stern OGLE-TR-10 (G2V) der GrĂ¶ĂŸe 16 umkreist. Der Rote Zwerg MOA-2009-BLG-387L, fast 20.000 Lichtjahre entfernt, beherbergt einen umkreisenden Planeten mit einer Masse zwischen dem 1,0- und 6,7-fachen des Jupiter. Ein Gasriesenplanet wurde 2010 im Orangenzwerg HD 164604 (K3.5Vk) entdeckt.

Weitere Sterne mit bestÀtigten Exoplaneten sind HD 171238 (G8 V), HD 179949 (F8 V), HD 181720 (G1V), HD 187085 (G0V), WASP-67 (K0V), MOA-2011-BLG-293L (M1.5V), MOA-2009-BLG-319L (K8V), HD 181342 (K0III), HD 180902 (K0III/IV), OGLE-TR-56 (G), OGLE-2003-BLG-235L (K5), OGLE-2005-BLG-169L (M), MOA-2007-BLG-192L und MOA-2007-BLG-400L (M3V).

Der SchĂŒtze gehört zur Sternzeichenfamilie der Sternbilder, ebenso wie Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Steinbock, Wassermann und Fische.

SchĂŒtze enthĂ€lt 15 Messier-Objekte: Messier 8 (M8, NGC 6523, Lagunennebel), Messier 17 (M17, NGC 6618 Omega, Schwan, Hufeisen oder Hummer Nebel), Messier 18 (M18, NGC 6613), Messier 20 (M20, NGC 6514, Trifid Nebel), Messier 21 (M21, NGC 6531), Messier 22 (M22, NGC 6656, SchĂŒtzen Cluster), Messier 23 (M23, NGC 6494), Messier 24 (M24, NGC 6603, SchĂŒtze Sternwolke), Messier 25 (M25, IC 4725), Messier 28 (M28, NGC 6626), Messier 54 (M54, NGC 6715), Messier 55 (M55, NGC 6809), Messier 69 (M69, NGC 6637), Messier 70 (M70, NGC 6681) und Messier 75 (M75, NGC 6864). Es gibt keine Meteoritenschauer, die mit dem Sternbild verbunden sind.

Die Mythologie des Sternbildes SchĂŒtze

In der griechischen Mythologie reprĂ€sentiert SchĂŒtze einen Zentauren, ein halb Mensch, halb Pferd mit dem Oberkörper eines Menschen und dem Körper und vier Beinen eines Pferdes. Der Zentaur ist so dargestellt, dass er mit einem Pfeil auf das Herz des benachbarten Sternbildes Skorpion zielt, dargestellt durch den roten Überriesenstern Antares. Manchmal wird SchĂŒtze fĂ€lschlicherweise als der Zentaur Chiron bezeichnet, der durch das Sternbild Centaurus reprĂ€sentiert wird.

Die SchĂŒtze-Konstellation hat ihre Wurzeln in der sumerischen Mythologie. Eratosthenes verband es mit Crotus, einem Fabelwesen mit zwei FĂŒĂŸen und einem Satyrschwanz, der die Krankenschwester der neun Musen, Töchter des Zeus, war.

Eratosthenes argumentierte, dass das Sternbild wirklich einen Satyr und keinen Zentaur darstellte. Nach Angaben des römischen Schriftstellers Hyginus war Crotus der Sohn von Pan und der BogenschĂŒtze, nach dem das Sternbild benannt wurde. Crotus erfand das Bogenschießen und lebte auf dem Mount Helicon. Weil er den Musen nahe stand, waren sie es, die Zeus baten, ihn in den Himmel zu stellen.

In der babylonischen Mythologie wird SchĂŒtze mit dem zentaurĂ€hnlichen Gott Nergal in Verbindung gebracht und mit zwei Köpfen – einem Menschen und einem Panther – sowie FlĂŒgeln und dem Stachel eines Skorpions ĂŒber dem Pferdeschwanz dargestellt.

Die Hauptsterne im Sternbild SchĂŒtze

Kaus Australis – Δ Sagittarii (Epsilon Sagittarii)

Epsilon Sagittarii ist ein Doppelstern, der etwa 143 Lichtjahre entfernt ist. Es handelt sich um einen blauen Riesen der Klasse B mit einer Scheinhelligkeit von 1,79 und einer 375-fachen Leuchtkraft gegenĂŒber der Sonne. Kaus Australis ist der hellste Stern im Sternbild SchĂŒtze und der 36. hellste Stern am Himmel. Es hat einen schwachen Begleiter der 14. GrĂ¶ĂŸe, der 32 Bogensekunden entfernt ist.

Der traditionelle Name des Sterns, Kaus Australis, leitet sich vom arabischen Wort fĂŒr “Bogen” (Qaws) und dem lateinischen Wort fĂŒr “SĂŒden” (Australis) ab. Der Stern markiert die Basis des Bogens des BogenschĂŒtzen. Zusammen mit den Sternen Delta (Kaus Media) und Lambda Sagittarii (Kaus Borealis) reprĂ€sentiert Epsilon Sagittarii den Bogen des BogenschĂŒtzen.

Nunki – σ Sagittarii (Sigma Sagittarii)

Sigma Sagittarii ist der zweithellste Stern im Sternbild Sagittarius. Es handelt sich um einen wasserstoffschmelzenden Zwergstern, der zum Spektraltyp B2,5 V gehört. Er hat eine ScheinstĂ€rke von 2,1. Der Stern hat eine 3.300-fache Leuchtkraft gegenĂŒber der Sonne und etwa sieben Sonnenmassen. Es ist ein sehr schneller Rotator, der sich mit einer Geschwindigkeit von mehr als 200 Kilometern pro Sekunde dreht, was etwa 100 Mal schneller ist als die Sonne. Der Stern liegt etwa 228 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Sigma Sagittarii ist manchmal auch als Nunki bekannt. Dies ist der moderne Name des Sterns, der entweder babylonischen oder assyrischen Ursprungs ist. Die Bedeutung des Namens ist unbekannt, außer dass es sich um einen Eigennamen handelt. Es wurde von ArchĂ€ologen geborgen und von Richard Hinckley Allen in seinem Buch Star names, their leore and meaning veröffentlicht.

Nunki hat einen schwachen (GrĂ¶ĂŸe 9,5) Begleiter, der etwa 5,2 Bogenminuten entfernt ist. Nunki befindet sich in der NĂ€he der Ekliptik und kann manchmal vom Mond und in sehr seltenen FĂ€llen von Planeten ĂŒberdeckt werden. Der Stern wurde zuletzt am 17. November 1981 von einem Planeten ĂŒberfallen, als die Venus vor ihm vorbeiging.

Sigma Sagittarii zeichnet sich auch dadurch aus, dass es der hellste Stern ist, der von einem Ă€ußeren Planeten ĂŒberdeckt werden kann. Dies gilt jedoch nur fĂŒr den Mars und kommt Ă€ußerst selten vor. Das letzte Mal war es am 3. September 423.

Kaus Media – ÎŽ Sagittarii (Delta Sagittarii)

Delta Sagittarii ist ein Mehrsternsystem, das etwa 306 Lichtjahre entfernt im Sternbild Sagittarius liegt. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 2,72 und gehört zum Spektraltyp K3III.

Delta Sagittarii hat einen Radius von 62 mal Sonne, eine Masse von etwa fĂŒnf mal Sonne und ist 1180 mal leuchtender als die Sonne. Der traditionelle Name des Stars, Kaus Media, bedeutet “der mittlere Bogen”. Der PrimĂ€rstern im Delta Sagittarii-System hat drei schwache Begleiter: Delta Sagittarii B, ein Stern der 14. GrĂ¶ĂŸe mit 26 Bogensekunden, Delta Sagittarii C, ein Stern der 15. GrĂ¶ĂŸe mit 40 Bogensekunden und Delta Sagittarii D, ein Stern der 13. GrĂ¶ĂŸe mit 58 Bogensekunden.

Das Delta Sagittarii-System ist fiktiv aus William R. Forstchens Roman von 1969 Into the Sea of Stars bekannt. Es ist das Ziel einer Crew von Frauen, die an Bord der Kolonialeinheit 122 zum Delta Sagittarii Sternensystem reisen, das einen Vorrat an Sperma trÀgt, das vom Y-Chromosom gereinigt wurde.

Kaus Borealis – λ Sagittarii (Lambda Sagittarii)

Lambda Sagittarii ist ein oranger Riesenstern, der zur Spektralklasse K1+IIIb gehört, mit einer Scheinhelligkeit von 2,82. Sie ist etwa 77,3 Lichtjahre entfernt. Sie hat einen Radius von 11 mal Sonne und ist 52 mal leuchtender als die Sonne. Lambda Sagittarii ist das, was Astronomen manchmal als Klumpenstern bezeichnen: einen, der die Endphase seiner Existenz durchlÀuft, aber dennoch stabil ist und Helium in seinem Kern zu Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt.

Der traditionelle Name des Sterns, Kaus Borealis, bedeutet “der nördliche Bogen”. Er markiert die Spitze des Bogens des Zentauren. Da es sehr nah an der Ekliptik liegt, wird Lambda Sagittarii gelegentlich vom Mond und seltener von Planeten ĂŒberdeckt. Das letzte Mal geschah dies am 19. November 1984, als die Venus vor dem Stern vorbeikam und ihn in den Schatten stellte. Davor ĂŒberfiel Merkur den Stern am 5. Dezember 1865.

Lambda Sagittarii markiert den Griff des Teekannensterns (siehe unten) und zeigt auf die berĂŒhmte interstellare Wolke, den Lagunennebel.

Rukbat – α Sagittarii (Alpha Sagittarii)

Alpha Sagittarii ist ein Blauer Zwerg der Spektralklasse B8V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 3,97 und ist etwa 170 Lichtjahre entfernt. Man nimmt an, dass der Stern eine TrĂŒmmerscheibe hat, wie Vega, der hellste Stern im Sternbild Lyra. Was fĂŒr einen Stern der Klasse B8V untypisch ist, ist, dass Alpha Sagittarii einen ĂŒberschĂŒssigen Fluss von Röntgenstrahlen aussendet, möglicherweise weil sich sein Begleiterstern noch in der Vor-Hauptsequenzphase befindet.

Alpha Sagittarii teilt seinen traditionellen Namen, Rukbat, mit dem Stern Delta Cassiopeiae. Der Name leitet sich vom arabischen Wort rukbah ab, was “Knie” bedeutet.

In der Fiktion ist Rukbat wahrscheinlich am besten bekannt durch Anne McCaffreys Drachenreiter von Pern Serie von Romanen und Geschichten. Pern, der Planet, auf dem die Aktion stattfindet, umkreist Rukbat, der in den Romanen als gelber Stern der Klasse G beschrieben wird.

Arkab – ÎČ Sagittarii (Beta Sagittarii)

Beta Sagittarii ist eine Bezeichnung, die von zwei Sternensystemen, Beta-1 Sagittarii und Beta-2 Sagittarii, geteilt wird, die 0,36° auseinander am Himmel liegen. Das System ist auch unter seinem traditionellen Namen Arkab aus dem Arabischen bekannt carqĆ«b, was “Kniesehne” bedeutet.

Beta-1 Sagittarii, oder Arkab Prior (vorher, weil es Beta-2 ĂŒber den Himmel fĂŒhrt), ist ein Doppelstern etwa 378 Lichtjahre entfernt. Sie gehört zum Spektraltyp B9V. Die Hauptkomponente, Arkab Prior A, ist ein Zwerg vom Typ B9 mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,96, wĂ€hrend der Begleitstern, Arkab Prior B, ein Zwerg der Klasse A3 mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,4 ist. Die Sterne sind 28 Bogensekunden voneinander entfernt.

Beta-2 Sagittarii, oder Arkab Posterior (weil es nach Beta-1 folgt), ist ein Riesenstern, der zum Spektraltyp F2III gehört. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 4,27 und ist etwa 137 Lichtjahre entfernt.

Ascella – ζ Sagittarii (Zeta Sagittarii)

Zeta Sagittarii ist ein weiterer Doppelstern in Sagittarius. Es ist der dritthöchste Stern im Sternbild, nach Epsilon und Sigma Sagittarii. Der traditionelle Name Ascella bedeutet auf Lateinisch “Achselhöhle”. Der Stern ist etwa 89,1 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Zeta Sagittarii besteht aus einem Riesenstern der Klasse A2 mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,26 und einem Unterriesenstern vom Typ A4 mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,37. Das binĂ€re System hat eine kombinierte Scheinleistung von 2,60. Die beiden Sterne sind durch 13,4 astronomische Einheiten (AU) getrennt. Ascella hat auch einen schwachen Begleiter 75 Bogensekunden entfernt. Es ist ein Stern der 10. GrĂ¶ĂŸe.

φ Sagittarii (Phi Sagittarii)

Phi Sagittarii ist ein Riese der Klasse B8, etwa 231 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 3,17. Es ist einer der Sterne, die den Sterngruppe der Teekanne bilden; er markiert die Verbindung von Griff und Deckel der Teekanne.

Albaldah – π Sagittarii (Pi Sagittarii)

Pi Sagittarii ist auch manchmal als Albaldah bekannt, aus dem arabischen bĂĄlda, was “die Stadt” bedeutet. Der Ă€gyptische Astronom Al Achsasi al Mouakket bezeichnete es in seinem Sternenkatalog Calendarium in der Mitte des 17. Jahrhunderts als Nir al Beldat. Nir al Beldat wurde spĂ€ter mit Lucida Oppidi ins Lateinische ĂŒbersetzt, was “die Hellste der Stadt” bedeutet.

Pi Sagittarii ist ein Drei-Sterne-System, das etwa 440 Lichtjahre entfernt ist und eine scheinbare Helligkeit von 2,88 aufweist. Sie gehört zur Spektralklasse F2II. Der PrimÀrstern hat zwei Begleiter: Pi Sagittarii B 0,1 Bogensekunden entfernt und Pi Sagittarii C 0,4 Bogensekunden entfernt.

Wie mehrere andere Sterne im SchĂŒtzen befindet sich Albaldah in der NĂ€he der Ekliptik und kann gelegentlich vom Mond und den Planeten ĂŒberdeckt werden. Die nĂ€chste Bedeckung durch einen Planeten (Venus) wird zu unseren Lebzeiten stattfinden: am 17. Februar 2035.

Alnasl (Nushaba) – Îł Sagittarii (Gamma Sagittarii)

Gamma Sagittarii ist ein K-Typ (K0III) Riesenstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 2,98. Sie ist etwa 96,1 Lichtjahre entfernt. Die Gamma-Bezeichnung wurde frĂŒher von zwei Sternsystemen im SchĂŒtzen, Gamma-1 und Gamma-2, geteilt, die am Himmel um 0,86° getrennt waren.

Gamma Sagittarii ist auch unter seinen traditionellen Namen Alnasl und Nushaba bekannt. Alnasl kommt vom arabischen al-naƟl, was “Pfeilspitze” bedeutet, und Nushaba stammt von Zujj al-Nashshaba, was dasselbe bedeutet.

τ Sagittarii (Tau Sagittarii)

Tau Sagittarii ist ein oranger Riesenstern vom Spektraltyp K1 oder K2, der etwa 120 Lichtjahre entfernt ist. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 3,32. Es ist einer der Sterne, die den Griff des Sterns der Teekanne markieren. Es befindet sich zwischen Zeta und Sigma Sagittarii. Es ist ein vermuteter Doppelstern, auch wenn ein Begleiter nie bestÀtigt wurde.

Tau Sagittarii ist den Astronomen als der dem Ursprung des Wow!-Signals am nĂ€chsten gelegene sichtbare Stern bekannt, das erste und einzige Radiosignal, das jemals empfangen wurde und auf die Möglichkeit einer außerirdischen Intelligenz hinweist. Das Signal wurde vom SETI-Forscher Dr. Jerry R. Ehman am 15. August 1977 an der Ohio State University empfangen. Es dauerte volle 72 Sekunden, wurde aber seitdem nicht mehr erkannt. Als Ehman es entdeckte, druckte er seine Ergebnisse aus, umkreiste das Signal und schrieb “Wow!” daneben, wodurch das Signal seinen Namen erhielt.

Sephdar (Ira Furoris) – η Sagittarii (Eta Sagittarii)

Eta Sagittarii ist ein weiteres Mehrsternsystem in Sagittarius. Sie ist etwa 149 Lichtjahre entfernt. Die Herkunft von Eta Sagittarii’s Eigennamen Sephdar ist unbekannt. Bevor das Sternensystem dem SchĂŒtzen zugewiesen wurde, war es als Beta-Teleskopie bekannt. Um das Jahr 6300 wird das System vom SchĂŒtzen zum Sternbild Corona Australis ĂŒbergegangen sein.

Die Hauptkomponente des Eta Sagittarii Systems ist ein roter Riese vom Typ M3,5, der als unregelmĂ€ĂŸiger variabler Stern eingestuft wird: Die scheinbare Helligkeit des Sterns variiert von 3,08 bis 3,12.

Der hellste Begleiterstern ist ein Zwerg der F-Klasse mit einer ScheinstÀrke von 7,77. Der Begleiter befindet sich 3,6 Bogensekunden vom PrimÀrstern entfernt.

Ein weiterer Begleiterstern ist nur 13. GrĂ¶ĂŸe und kann 33 Bogensekunden vom PrimĂ€rstern entfernt gesehen werden, wĂ€hrend der schwĂ€chste Stern im System 10. GrĂ¶ĂŸe ist und durch 93 Bogensekunden vom hellsten Stern getrennt ist.

Pistolenstern

Der Pistolenstern ist einer der leuchtendsten Sterne ĂŒberhaupt. Es ist ein blauer variabler Stern, der etwa vier Millionen Mal so leuchtend wie unsere Sonne und 120-200 Mal so massiv ist.

Es hat etwa ein Drittel der Leuchtkraft des Eta Carinae BinÀrsystems im Sternbild Carina und soll in 20 Sekunden so viel Energie abstrahlen wie die Sonne in einem Jahr.

Im galaktischen Zentrum gelegen, liegt der Pistolenstern etwa 25.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Ohne den interstellaren Staub im Weg, wĂ€re er trotz seiner Entfernung ein Stern vierter GrĂ¶ĂŸenordnung, der mit bloßem Auge sichtbar wĂ€re.

Der Stern wurde nach der Form des von ihm beleuchteten Nebels, dem Pistolennebel, benannt.

Pfingstrose Stern – WR 102ka

Peony Star, oder WR 102ka, ist einer der leuchtendsten Sterne, die in unserer Galaxie bekannt sind. Benannt nach dem ihn umgebenden Nebel – dem Pfingstrosen-Nebel – ist der Pfingstrosenstern ein Wolf-Rayet-Stern mit einer absoluten GrĂ¶ĂŸe von -11,5. Sie liegt in einer Entfernung von 26.100 Lichtjahren von der Erde. Die Leuchtkraft des Sterns ist ungewiss – sie wird auf das etwa 3,2 Millionenfache der Sonne geschĂ€tzt -, da der Stern stark von Staub verdeckt und in optischen BĂ€ndern nicht sichtbar ist. Sie muss bei InfrarotwellenlĂ€ngen beobachtet werden.

Peony Star hat eine geschĂ€tzte Masse von etwa 100 Sonnenmassen und einen Radius von 92 mal Sonne. Es ist weniger als 3 Millionen Jahre alt, aber es hat einen Großteil seiner ursprĂŒnglichen Masse verloren und wird voraussichtlich in den nĂ€chsten Millionen Jahren sein Leben in einer Supernova- oder Hypernova-Explosion beenden.

VX Sagittarii

VX Sagittarii, derzeit (ab 2017) einer der fĂŒnf grĂ¶ĂŸten bekannten Sterne in der Milchstraße, ist ein entwickelter roter Überriese oder Hyperriese (M4eIa – M10eIa) mit einem Radius zwischen dem 1.350- und 1.940-fachen der Sonne und einer 12-fachen Sonnenmasse.

Der Stern ist als halbgeschlossene Variable vom Typ SRc klassifiziert. Es hat eine scheinbare Helligkeit, die von 6,5 bis 14,0 ĂŒber eine Pulsperiode von 732 Tagen variiert. Auch die Temperatur des Sterns ist variabel und Ă€ndert sich von etwa 2.500 K auf 3.500 K, was bei einem solchen Stern beispiellos ist. VX Sagittarii liegt in einer Entfernung von ca. 5.150 Lichtjahren von der Erde.

Sakurais Objekt – V4334 Sagittarii

Der helle Stern in der Mitte dieses Bildes ist nicht der Stern dieser Show. In der unteren Mitte befindet sich ein eher unauffĂ€lliger roter Fleck, der in der Tat ein seltenes und wertvolles Objekt ist. Sakurais Entdeckung, die 1996 vom japanischen Amateurastronom Yukio Sakurai entdeckt und als nova-Ă€hnliches Objekt notiert wurde, erwies sich als weitaus interessanter als die Supernova, die er ursprĂŒnglich vermutete. Das Objekt ist eigentlich ein kleiner Weißer Zwergstern, der einen Heliumblitz durchlĂ€uft – eines von nur wenigen Beispielen fĂŒr ein solches Ereignis, das jemals von Astronomen beobachtet wurde. Normalerweise ist die Weiße Zwergenstufe die letzte im Lebenszyklus eines massearmen Sterns. In einigen FĂ€llen entzĂŒndet sich der Stern jedoch in einem Heliumblitz wieder und dehnt sich aus, um in einen roten Riesenzustand zurĂŒckzukehren, wobei große Mengen an Gas und Staub ausgestoßen werden, bevor er wieder zu einem Weißen Zwerg schrumpft. Es ist eine dramatische und kurzlebige Serie von Ereignissen, und Sakurais Objekt hat Astronomen eine sehr seltene Gelegenheit gegeben, die Ereignisse in Echtzeit zu untersuchen. Der Weiße Zwerg emittiert genĂŒgend ultraviolette Strahlung, um das von ihm ausgestoßene Gas zu beleuchten, was in diesem Bild nur als Ring aus rotem Material zu sehen ist. Dieses Bild wurde mit dem FORS-Instrument aufgenommen, das auf dem Very Large Telescope der ESO montiert ist.

Sakurais Objekt ist ein so genannter wiedergeborener Stern, der ursprĂŒnglich ein Weißer Zwerg war, aber durch einen spĂ€ten thermischen Impuls zu einem roten Riesen geschwollen ist und sich voraussichtlich wieder zu einem Weißen Zwerg entwickeln wird. Sein letzter Heliumblitz wird in den nĂ€chsten Jahrzehnten erwartet.

Der Stern wurde im Februar 1996 von Yukio Sakurai, einem Amateurastronom, entdeckt. Damals wurde angenommen, dass es sich um eine langsame Nova der GrĂ¶ĂŸe 11,4 handelte, da sie auf Ă€lteren Bildern der Region nicht sichtbar war und sich erst in den letzten Jahren aufzuhellen schien. Im Jahr 1999 wurde der Stern in optischen WellenlĂ€ngen unsichtbar, da er von einer sehr dicken Staubschicht verdeckt wurde.

Der Stern liegt in der Mitte eines planetarischen Nebels, der vor etwa 8.300 Jahren nach der roten RiesenbĂŒhne des Sterns gebildet wurde. Der Nebel dehnt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 32 km/s aus und nimmt einen Bereich von 44 Bogensekunden ein.

KW Sagittarii

KW Sagittarii ist einer der grĂ¶ĂŸten bekannten Sterne. Es ist ein roter Überriese, der sich etwa 10.000 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet, mit einer scheinbaren Helligkeit zwischen 8,5 und 11, dessen Durchmesser das 1.460-fache des Sonnendurchmessers betrĂ€gt.

Polis – ÎŒ Sagittarii (Mu Sagittarii)

Mu Sagittarii ist ein Mehrsternsystem in SchĂŒtze, mit einzelnen Komponenten, die als Polis A bis Polis E bezeichnet werden. Der traditionelle Name Polis leitet sich vom koptisch-Ă€gyptischen Wort fĂŒr “Fohlen” ab.

Polis ist etwa 3.912 Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Hauptkomponente im Sternensystem ist ein Klasse-B-Riese, der 23 mal so massiv wie die Sonne und 180.000 mal leuchtender ist. Es ist ein verdunkelnder Doppelstern, mit einem B8-Superriesenstern fĂŒr eine PrimĂ€rkomponente und einem B2-Riesen als Begleitstern. Die scheinbare Helligkeit von Polis A liegt im Bereich von 3,84 bis 3,96.

ρ Sagittarii (Rho Sagittarii)

Rho Sagittarii ist ein Doppelstern mit einem Unterriesen der Spektralklasse F0 als PrimÀrkomponente und einem Riesen vom Typ K0 als Begleiter, getrennt durch 0,46° vom PrimÀrteil. Der Unterriese hat eine ScheinstÀrke von 3,93 und ist etwa 122 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Der Begleiterstern hat eine scheinbare Helligkeit von 5,84 und befindet sich etwa 359 Lichtjahre von der Erde entfernt.

υ Sagittarii (Upsilon Sagittarii)

Upsilon Sagittarii ist ein spektroskopischer Doppelstern. Es ist eines von nur vier Sternsystemen, von denen bekannt ist, dass sie wasserstoffarm sind, was die Klassifizierung von U Sgr erschwert. Sehr wahrscheinlich ist die PrimĂ€rkomponente ein Überriese vom Typ A. Es wird als unregelmĂ€ĂŸiger variabler Stern mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,51 bis 4,65 und einem Zeitraum von etwa 20 Tagen eingestuft.

Der Begleiterstern ist massiver als der PrimĂ€rstern, aber so schwach, dass optische Teleskope ihn nicht erkennen können. Der Stern ist wahrscheinlich ein Zwerg vom Typ B oder O der Hauptsequenz, der einen Großteil der Masse des PrimĂ€rsterns akkretiert hat. Das Upsilon Sagittarii-System ist etwa 1.672 Lichtjahre entfernt und hat eine Umlaufzeit von 137.939 Tagen.

Ross 154 (V1216 Sagittarii)

Ross 154 ist ein Roter Zwerg, der nur 9,68 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt ist. Er ist einer der der der Sonne am nĂ€chsten liegenden Sterne und der nĂ€chste Stern im SchĂŒtze-Konstellation. Es liegt nur 5,41 Lichtjahre vom Barnardstern entfernt im benachbarten Sternbild Ophiuchus. Der Stern ist ein relativ junger, mit einem geschĂ€tzten Alter von weniger als einer Milliarde Jahren. Es ist eine bekannte Röntgenquelle. Sie wird sich der Sonne in etwa 150.000 Jahren am nĂ€chsten nĂ€hern, wenn sie innerhalb von 6,13 Lichtjahren von unserem Sonnensystem kommt.

Ross 154 wurde ursprĂŒnglich 1925 vom amerikanischen Astronomen und Physiker Frank Elmore Ross katalogisiert. Er wird als UV-Ceti-Flare-Star eingestuft, der fĂŒr einige Minuten plötzlich dramatische Helligkeitssteigerungen erfĂ€hrt. (Flare Stars sind typischerweise dunkle rote Zwerge oder weniger massive braune Zwerge.)

V4641 Sagittarii

V4641 Sagittarii ist das vierte bekannte Mikroquasar, das nach vier der schnellsten RöntgenintensitĂ€tsĂ€nderungen entdeckt wurde, die je von einem Stern aus gesehen wurden. V4641 Sgr wurde erstmals 1999 entdeckt und ist ein variables Röntgen-BinĂ€rsystem, das einst als das der Erde am nĂ€chsten gelegene Schwarze Loch galt, mit einer Entfernung von etwa 1.600 Lichtjahren. Es wird heute angenommen, dass es mindestens 15 mal weiter entfernt liegt. Das System zeichnet sich dadurch aus, dass es die Quelle eines der schnellsten ĂŒberluminalen (schneller als Licht) Jets in unserer Galaxie ist.

Asterismen im Sternbild SchĂŒtze

Die Teekanne

Einige der hellsten Sterne im SchĂŒtzen – Delta, Epsilon, Gamma-2, Lambda, Zeta, Phi, Tau und Sigma Sagittarii – bilden einen Sternchen, der als Teekanne bekannt ist.

Sigma und Tau Sagittarii markieren den Griff, Delta, Epsilon, Zeta und Phi Sagittarii bilden den Körper der Teekanne, Lambda Sagittarii markiert die Spitze des Deckels und Gamma-2 Sagittarii markiert die Spitze des Auslaufs.

Kleinhirn

Das Terebellum ist ein Viereck, das aus vier Sternen vierter GrĂ¶ĂŸenordnung im SchĂŒtzen gebildet wird, die alle innerhalb von zwei Grad zueinander liegen: Omega Sagittarii, 59 Sagittarii, 60 Sagittarii und 62 Sagittarii.

Omega Sagittarii ist ein G-Typ Unterriese, der die nordöstliche Ecke des Terebellums markiert, etwa 78 Lichtjahre von der Erde entfernt. 59 Sagittarii (manchmal auch bekannt als b Sagittarii) ist ein K-Typ heller Riese an der sĂŒdöstlichen Ecke, etwa 1.200 Lichtjahre entfernt. 60 Sagittarii (oder A Sagittarii) ist ein G-Typ Riese an der nordwestlichen Ecke des Sternsystems, etwa 340 Lichtjahre entfernt. 62 Sagittarii (oder c Sagittarii) ist ein M-Typ Riese an der sĂŒdwestlichen Ecke, etwa 450 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Stern wird als unregelmĂ€ĂŸige Variable klassifiziert.

Die Sterne befinden sich in unterschiedlichen AbstÀnden zum Sonnensystem und sind nicht gravitativ gebunden.

Deep Sky Objekte im Sternbild Sagittarius / SchĂŒtze

Sagittarius A

Sagittarius A ist eine Funkquelle, die sich im Zentrum der Milchstraße in Richtung des Sternbildes SchĂŒtze befindet. Sie wird von großen kosmischen Staubwolken in den Spiralarmen der Galaxie verdeckt.

Sagittarius A besteht aus dem Supernova-Überrest SchĂŒtze A Ost, der Spiralstruktur SchĂŒtze A West und einer hellen Radioquelle in der Mitte der Spirale, SchĂŒtze A*.

Der Überrest der Supernova SchĂŒtze A. Ost ist etwa 25 Lichtjahre breit und scheint aus einer Explosion entstanden zu sein, die vor 35.000 bis 100.000 Jahren stattfand.

Aufgrund seiner imposanten GrĂ¶ĂŸe und Energie gilt SchĂŒtze A. Ost als Überrest der Explosion eines Sterns, der dem zentralen Schwarzen Loch nahe kam und gravitativ komprimiert wurde.

Die Spiralstruktur Sagi A. West erscheint wie eine dreiarmige Spirale und wird manchmal als Minispiral bezeichnet. Sie hat nicht wirklich die Struktur einer Spirale. Sie besteht aus Staub- und Gaswolken, die den SchĂŒtzen A* umkreisen und mit extrem hohen Geschwindigkeiten, bis zu 1000 Kilometer pro Sekunde, auf ihn fallen. Die Wolken haben eine ionisierte OberflĂ€che.

Sagittarius A* ist der fĂŒhrende Kandidat fĂŒr die Lage des supermassiven Schwarzen Lochs, das sich vermutlich im Zentrum der Milchstraße befindet. Sterne umkreisen das Objekt mit Geschwindigkeiten, die höher sind als die aller anderen Sterne in der Milchstraße.

Sagittarius B2

SchĂŒtze B2 ist eine sehr große molekulare Wolke aus Staub und Gas, etwa 390 Lichtjahre vom Zentrum der Milchstraße entfernt. Mit einer FlĂ€che von 150 Lichtjahren ist SchĂŒtze B eine der grĂ¶ĂŸten Molekularwolken in unserer Galaxie und die grĂ¶ĂŸte in der NĂ€he des Kerns der Galaxie. Sie hat eine Masse, die drei Millionen Mal grĂ¶ĂŸer ist als die der Sonne.

Lagunennebel – Messier 8 (M8, NGC 6523)

Der Lagunennebel ist eine große interstellare Wolke, die als Emissionsnebel eingestuft wird.

Es ist eine der mehreren bemerkenswerten H II-Regionen im SchĂŒtzenreich. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 6,0 und ist etwa 4.100 Lichtjahre entfernt.

Messier 8 ist einer von nur zwei Nebeln, die sternförmige Bereiche sind und mit bloßem Auge sichtbar sind.

Sie wurde erstmals 1747 vom französischen Astronomen Guillaume Le Gentil entdeckt.

In der Mitte des Lagunennebels befindet sich eine Struktur, die als Stundenglasnebel bekannt ist (nicht das gleiche Objekt wie der berĂŒhmte Stundenglasnebel, der sich im Sternbild Musca befindet).

Der Sanduhr-Nebel enthÀlt mehrere Herbig-Haro-Objekte, kleine Flecken von Nebel, die darauf hinweisen, dass es in der NÀhe neu geborene Sterne gibt, und liefert direkte Hinweise auf die AktivitÀt der Sternbildung in der Region.

NGC 6530

NGC 6530 ist ein offener Cluster innerhalb des Lagunennebels.
Die hellsten Sterne im Cluster sind die 7. GrĂ¶ĂŸe. Sie befinden sich tatsĂ€chlich hinter dem Nebel.

Der Cluster hat einen Durchmesser von 10 Bogenminuten und eine scheinbare Helligkeit von 4,6.

Sie wurde 1654 vom italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna entdeckt.

Omega-Nebel – Messier 17 (M17, NGC 6618, Schwan, Hufeisen oder Hummer-Nebel)

Der Omega-Nebel ist ein Emissionsnebel im SchĂŒtzen.

Es hat viele verschiedene Namen: Omega-Nebel, Hufeisen-Nebel, Hummelnebel, Schwannebel, Checkmark-Nebel und Sharpless 45.

Der Nebel ist eine H II-Region, die ursprĂŒnglich 1745 vom Schweizer Astronomen Jean-Philippe Loys De ChĂ©seaux entdeckt wurde.

Messier nahm es 1764 in seinen Katalog auf.

Der Omega-Nebel hat eine Scheinhelligkeit von 6,0 und ist zwischen 5.000 und 6.000 Lichtjahren entfernt.

Sie hat einen Durchmesser von etwa 15 Lichtjahren.

Der Nebel enthĂ€lt eine offene Gruppe von 35 heißen jungen Sternen, die ihre Gase beleuchten.

Messier 18 (M18, NGC 6613)

Messier 18 ist ein offener Sternhaufen im SchĂŒtzen. Sie wurde 1764 von Charles Messier entdeckt.

Der Cluster hat einen Radius von neun Lichtjahren, eine scheinbare Helligkeit von 7,5 und ist etwa 4.900 Lichtjahre entfernt.

Sie befindet sich zwischen der Sternenwolke des SchĂŒtzen (Messier 24) und dem Omega-Nebel (Messier 17).

Es wird angenommen, dass der Cluster etwa 32 Millionen Jahre alt ist.

Dreifachnebel – Messier 20 (M20, NGC 6514)

Der Trifid-Nebel ist ein heller, farbenfroher Emissions-/Reflexionsnebel im SchĂŒtze.

Der Nebel ist in der Tat eine Kombination aus einem Emissionsnebel (unterer Teil), einem Reflexionsnebel (oberer Teil) und einem offenen Cluster. Es handelt sich um eine H II-Region, die eine sternförmige Baumschule voller Embryonalsterne enthÀlt.

Der Trifid-Nebel ist etwa 28 Bogenminuten groß. Der Name bedeutet “in drei Lappen unterteilt”. Es kann durch ein kleines Teleskop beobachtet werden und ist ein beliebtes Deep-Sky-Objekt bei Amateurastronomen.

Der Trifidnebel hat eine scheinbare Helligkeit von 6,3 und ist etwa 5.200 Lichtjahre entfernt.

Messier 21 (M21, NGC 6531)

Messier 21 ist ein weiterer offener Sternhaufen im SchĂŒtzen.

Es ist ein relativ junger Cluster, nur 4,6 Millionen Jahre alt, und er enthÀlt mindestens 57 Sterne.

Der Cluster wurde erstmals im Juni 1764 von Charles Messier beobachtet. SpÀter nahm er es in seinen Katalog auf.

M21 hat eine scheinbare Helligkeit von 6,5 und liegt in einem Abstand von etwa 4.250 Lichtjahren von der Erde.

SchĂŒtze Cluster – Messier 22 (M22, NGC 6656)

Der SchĂŒtze-Haufen ist einer der hellsten Kugelsternhaufen am Himmel.

Es ist elliptisch geformt und hat eine GrĂ¶ĂŸe von etwa 32 Bogenminuten. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 5,1 und ist etwa 10.600 Lichtjahre entfernt. Es ist einer der nĂ€chsten Kugelsternhaufen zur Erde.

M22 wurde ursprĂŒnglich 1665 vom deutschen Amateurastronomen Johann Abraham Ihle entdeckt. Messier nahm den Cluster im Juni 1764 in seinen Katalog auf.

Der SchĂŒtze-Haufen befindet sich in der NĂ€he der galaktischen Ausbuchtung, der zentralen Sterngruppe in der Milchstraße.

Es zeichnet sich auch dadurch aus, dass es einer von nur vier bekannten Kugelhaufen ist, die einen planetarischen Nebel enthalten. (Die anderen drei sind Messier 15 im Sternbild Pegasus, Palomar 6 im Ophiuchus und NGC 6441 im Scorpius.)

Der Planetarische Nebel im SchĂŒtzenhaufen, genannt GJJC1, soll erst 6.000 Jahre alt sein und einen blauen Stern in der Mitte haben.

Messier 23 (M23, NGC 6494)

Messier 23 ist ein offener Sternhaufen, der von Charles Messier im Juni 1764 entdeckt wurde.

Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 6,9 und ist etwa 2.150 Lichtjahre entfernt.

Sie hat einen Radius von 15-20 Lichtjahren und enthĂ€lt etwa 150 Sterne. Die hellste hat eine GrĂ¶ĂŸe von 9,2.

Es wird angenommen, dass der Cluster etwa 220 Millionen Jahre alt ist.

SchĂŒtze Sternenwolke (Delle Caustiche) – Messier 24 (M24, NGC 6603, IC 4715)

Die SchĂŒtze Sternwolke (Messier 24) ist, wie der Name schon sagt, eine Sternwolke im Sternbild SchĂŒtze.

Es ist die dichteste Konzentration von Sternen, die mit einem Fernglas sichtbar ist; etwa tausend Sterne sind in einem einzigen Sichtfeld sichtbar.

Die Wolke ist etwa 600 Lichtjahre breit und etwa 10.000 Lichtjahre entfernt. Sie wurde 1764 von Charles Messier entdeckt.

Messier beschrieb das Objekt als “großen Nebel mit vielen Sternen”.

Die Sterne und Cluster in der Sternenwolke des SchĂŒtzen sind Teil der Spiralarme des SchĂŒtzen oder SchĂŒtzen-Karinas der Milchstraße.

Der Carina-Sagittarius-Arm zeichnet sich besonders dadurch aus, dass er eine große Anzahl von H II-Regionen, riesige Molekularwolken und junge Sterne enthĂ€lt.

Messier 25 (M25, IC 4725)

Messier 25 ist ein offener Cluster mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,6, etwa 2.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Cluster ist etwa 19 Lichtjahre breit. Das geschÀtzte Alter betrÀgt 90 Millionen Jahre. Sie wurde 1745 von Philippe Loys De Chéseaux entdeckt und 1764 in Messiers Katalog aufgenommen.

Messier 28 (M28, NGC 6626)

Messier 28 ist ein Kugelhaufen in der NĂ€he von Lambda Sagittarii (Kaus Borealis). Sie ist zwischen 18.000 und 19.000 Lichtjahre entfernt und hat eine Scheinhelligkeit von 7,66.

Der Cluster enthÀlt 18 variable Sterne vom Typ RR Lyrae. Dies sind pulsierende Sterne der Spektralklasse A (und gelegentlich auch F), meist mit einer Masse von etwa der HÀlfte der Sonne, die als Standardkerzen zur Messung galaktischer Entfernungen verwendet werden.

Messier 28 war der erste Kugelsternhaufen, in dem 1986 ein Milisekunden-Pulsar (ein Pulsar mit einer Rotationsperiode zwischen 1 und 10 Milisekunden) entdeckt wurde.

Messier 54 (M54, NGC 6715)

Messier 54 ist ein dichter Kugelhaufen mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,37, etwa 87.400 Lichtjahren entfernt und etwa 150 Lichtjahren breit.

Der Cluster wurde 1778 von Charles Messier entdeckt. Messier nahm es spÀter in seinen Katalog auf.

Es wird angenommen, dass M54 zur Elliptischen Galaxie des SchĂŒtzen Zwerges gehört. Sie liegt in der NĂ€he des Sterns Zeta Sagittarii.

Messier 55 (M55, NGC 6809)

Messier 55 ist ein weiterer Kugelhaufen im SchĂŒtzen.

Sie wurde 1751 vom französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille entdeckt und 1778 von Messier in seinen Katalog aufgenommen.

Der Cluster ist relativ groß und hell, mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,42. Es liegt etwa 17.300 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Messier 69 (M69, NGC 6637)

Messier 69 ist ein Kugelhaufen. Sie wurde von Charles Messier am 31. August 1780 zusammen mit einem weiteren Kugelhaufen, Messier 70, entdeckt.

M69 hat einen Radius von 42 Lichtjahren und eine scheinbare Helligkeit von 8,31. Es enthÀlt nur sehr wenige variable Sterne.

M69 ist nur 1.800 Lichtjahre von M70 entfernt und liegt in der NĂ€he des galaktischen Zentrums. Sie ist etwa 29.700 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Messier 70 (M70, NGC 6681)

Messier 70 ist ein Kugelhaufen im SchĂŒtzen, der sich in der NĂ€he des galaktischen Zentrums befindet.

Charles Messier entdeckte es 1780 und nahm es anschließend in seinen Katalog auf.

Der Cluster hat einen Radius von etwa 34 Lichtjahren, eine scheinbare Helligkeit von 9,06 und ist etwa 29.300 Lichtjahre entfernt.

Messier 75 (M75, NGC 6864)

Messier 75 ist ein kugelförmiger Sternhaufen etwa 67.500 Lichtjahre von der Erde entfernt. Sie wurde 1780 vom französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckt.

Der Cluster hat einen Radius von etwa 67 Lichtjahren und eine scheinbare Helligkeit von 9,18. Es handelt sich um einen dicht besiedelten Cluster, der als Klasse I eingestuft wird.

Sagittarius Zwerg Elliptische Galaxie

Die Sagittarius Zwerg Elliptische Galaxie (Sag DEG) ist eine elliptische Galaxie in Form einer Schleife. Manchmal wird es auch als SchĂŒtze I Zwerg oder SchĂŒtze Zwerg Spheroidal bezeichnet.

Es ist eine Satellitengalaxie der Milchstraße und steuert auf eine Kollision mit unserer Galaxie zu. Die Ellipse der Sag DEG erstreckt sich bereits um unsere Galaxie, und der Haupthaufen wird in den nĂ€chsten Millionen Jahren durch die galaktische Scheibe der Milchstraße verlaufen.

Es wird angenommen, dass der SchĂŒtze-Zwerg die Milchstraße in den letzten Milliarden Jahren oder so bereits etwa zehnmal umkreist hat, und es scheint immer noch KohĂ€renz als langgestreckte Ellipse zu haben, obwohl er durch enorme GezeitenkrĂ€fte als Ergebnis der Interaktion auseinandergerissen wurde.

Die SchĂŒtze Zwerg Elliptische Galaxie hat eine scheinbare Helligkeit von 4,5 und ist etwa 65.000 Lichtjahre entfernt. Sie liegt etwa 50.000 Lichtjahre vom Zentrum der Milchstraße entfernt.

Die letzten Momente eines sterbenden Sterns werden in diesem Bild vom NASA/ESA Hubble-Weltraumteleskop festgehalten. Der Todeskampf dieses Sterns mag nur wenige Augenblicke auf einer kosmologischen Zeitskala dauern, aber der Untergang dieses Sterns ist fĂŒr unsere VerhĂ€ltnisse immer noch recht lang und dauert zehntausende von Jahren! Die Qual des Sterns gipfelte in einem wunderbaren planetarischen Nebel, bekannt als NGC 6565, einer Gaswolke, die aus dem Stern ausgestoßen wurde, nachdem starke Sternwinde die Ă€ußeren Schichten des Sterns in den Weltraum gedrĂŒckt hatten. Sobald genĂŒgend Material ausgestoßen wurde, wurde der leuchtende Kern des Sterns freigelegt und begann, ultraviolette Strahlung zu erzeugen, die das umgebende Gas in unterschiedlichem Maße anregt und es in einer attraktiven Farbpalette ausstrahlen lĂ€sst. Die gleichen Farben zeigen sich auch im berĂŒhmten und beeindruckenden Ringnebel (heic1310), einem markanten Beispiel fĂŒr einen Nebel wie diesen.

Die Galaxie hat einen Durchmesser von etwa 10.000 Lichtjahren und besteht aus vier Kugelsternhaufen, von denen der grĂ¶ĂŸte 1994 entdeckt wurde. Damals war Sag DEG die nĂ€chstgelegene bekannte Nachbargalaxie der Milchstraße. (2003 wurde die Canis Major Zwerggalaxie entdeckt und als nĂ€chster Nachbar anerkannt.)

Die SchĂŒtze Zwerggalaxie ist eine alte Galaxie, die hauptsĂ€chlich aus Population II Sternen (alte, metallarme Sterne) besteht. Der Kugelhaufen Messier 54 liegt im Kern der Galaxie.

NGC 6565

NGC 6565 ist ein planetarischer Nebel, eine Gaswolke, die von einem sterbenden Zentralstern vertrieben wird, der sich etwa 14.000 Lichtjahre entfernt in SchĂŒtze befindet.

Der Nebel hat eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von nur 10 x 8 Bogensekunden und eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von 13 und ist auch als ESO 456-70 katalogisiert. Der Nebel wurde von Edward Charles Pickering am 14. Juli 1880 entdeckt.

Arches Cluster

Die Cluster Arches (oben rechts), Quintuplet (oben Mitte) und GC Cluster (unten Mitte) enthalten massive Sterne, die als sehr helle, punktförmige Röntgenquellen erscheinen, wenn Winde von ihren OberflĂ€chen mit denen eines umkreisenden Begleiters kollidieren. Auch wenn diese Sterne als Supernovas explodieren und das umgebende Material erwĂ€rmen, werden enorme Energiemengen freigesetzt. Sternenleichen in diesem Bild emittieren auch Röntgenstrahlen entweder als Neutronensterne oder als Schwarze Löcher in binĂ€ren Systemen. Kollisionen zwischen den Clustern selbst und kĂŒhleren molekularen Gaswolken tragen zu den diffusen Röntgenstrahlen in diesem Bild bei.

Der Arches Cluster ist der dichteste offene Cluster, der in der Milchstraße bekannt ist. Der Cluster liegt 25.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und nur etwa 100 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt. Von Staubwolken verdeckt, kann es im Sichtbereich nicht beobachtet werden, ist aber im Radio-, Infrarot- und Röntgenbereich sichtbar.

Der Haufen enthĂ€lt einige der hellsten und massivsten Sterne unserer Galaxie. Die prominentesten Mitglieder sind Wolf-Rayet-Sterne und O-Typ-Überriesen. Es wird angenommen, dass der Cluster nur 2,5 Millionen Jahre alt ist. Mit einer Masse von 10.000 Sonnenmassen ist sie etwa zehnmal so groß wie typische offene Cluster in der Milchstraße.

Quintuplet Cluster

Der Quintuplet Cluster ist ein weiterer dichter offener Cluster in der gleichen Region wie der Arches Cluster, etwa 26.000 Lichtjahre von der Erde und 100 Lichtjahre vom Zentrum der Milchstraße entfernt. Der nach seinen prominentesten fĂŒnf Sternen benannte Cluster wurde erst 1990 entdeckt. Sie ist nicht visuell sichtbar, sondern muss im Radio-, Röntgen- und Infrarotbereich beobachtet werden.

Der Quintuplet Cluster enthÀlt mehr Wolf-Rayet-Sterne als jeder andere bekannte Cluster und mehrere bemerkenswerte leuchtende blaue Variablen, darunter den Pistolenstern, V4650 Sagittarii und den entlaufenen Stern V4998 Sagittarii.

SchĂŒtze Zwerg IrregulĂ€re Galaxie

Die SchĂŒtze Zwerg IrregulĂ€re Galaxie (SchĂŒtze DIG) ist eine Zwerggalaxie im SchĂŒtze, etwa 3,39 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Es hat eine scheinbare Helligkeit von 15,5.

Die Galaxie wurde auf einer fotografischen Platte entdeckt, die im Juni 1977 fĂŒr den ESO-Atlas aufgenommen wurde.

Die SchĂŒtze Zwerg IrregulĂ€re Galaxie enthĂ€lt hauptsĂ€chlich Sterne mittleren Alters, die durch eine lĂ€ngere Zeit der Sternenbildung entstanden sind.

Es ist eine der metallarmsten Galaxien, die es gibt.

NGC 6578

NGC 6578 ist ein planetarischer Nebel, der einen Bereich von 8 Bogensekunden einnimmt.

Es hat eine scheinbare Helligkeit von 13,5 und ist in der NĂ€he des Sterns 16 Sagittarii zu sehen.

Der Nebel liegt in einer Entfernung von 7.800 Lichtjahren von der Erde und hat einen Zentralstern der 16. GrĂ¶ĂŸe.

Es wurde von Edward Charles Pickering am 18. August 1882 entdeckt.

NGC 6522

NGC 6522 ist ein Kugelsternhaufen mit einer scheinbaren Helligkeit von 10,5, der in einem Abstand von 25.100 Lichtjahren von der Erde liegt. Die hellsten Sterne im Cluster sind die 16. GrĂ¶ĂŸe. Das geschĂ€tzte Alter des Clusters betrĂ€gt mehr als 12 Milliarden Jahre und macht NGC 6522 zu einem der Ă€ltesten bekannten Cluster in der Milchstraße.

Der Cluster nimmt einen Bereich von 2â€Č des sichtbaren Himmels ein. Sie liegt in einem Bereich des Himmels, dem so genannten Baade’s Window. Die Region hat relativ wenig Staub und ermöglicht den Blick auf das galaktische Zentrum. Der Cluster wurde am 24. Juni 1784 von William Herschel entdeckt.

NGC 6528

NGC 6528 ist ein weiterer Kugelhaufen, der sich sĂŒdwestlich von NGC 6522 befindet. Es wurde 1784 von William Herschel mit seinen 18-Zoll-Teleskopen entdeckt. Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 10,65 und liegt 25.800 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es ist 8.3â€Č durch 8.3â€Č im Durchmesser. Die hellsten Sterne im Cluster sind die 16. GrĂ¶ĂŸe.

Barnards Galaxie – NGC 6822 (IC 4895, Caldwell 57)

NGC 6822 ist eine abgesperrte irregulÀre Galaxie, die zur Lokalen Gruppe der Galaxien gehört. Sie hat eine Àhnliche Struktur wie die Kleine Magellansche Wolke, die Zwerggalaxie im Sternbild Tucana.

NGC 6822 hat eine ScheinstÀrke von 9,3 und ist etwa 1,63 Millionen Lichtjahre entfernt.

Benannt wurde die Galaxie nach dem amerikanischen Astronomen E.E. Barnard, der sie 1881 mit einem sechs Zoll großen Refraktorteleskop entdeckte.

Edwin Hubble identifizierte 15 variable Sterne in Barnards Galaxie, von denen 11 Cepheiden waren, leuchtende variable Sterne, die eine starke Beziehung zwischen Helligkeit und Pulsationsperiode haben, was sie zu exzellenten Standardkerzen (Objekte mit bekannter Helligkeit) fĂŒr die Bestimmung galaktischer und extragalaktischer Entfernungsskalen macht.

Hubble bestimmte eine Entfernung von ĂŒber 700.000 Lichtjahren unter Verwendung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden, und dies war das erste System, das sich jenseits der Magellanschen Wolken befand, dessen Entfernung genau bestimmt werden konnte.

Der Blasennebel (Hubble 1925 I)

Der Blasennebel ist ein Emissionsnebel, der sich in der Galaxie von Barnard befindet. Es enthĂ€lt Bereiche mit massiver H II-Emission, große Wolken aus teilionisiertem Gas, die Hinweise auf die jĂŒngste SternbildungsaktivitĂ€t zeigen.

NGC 6723

NGC 6723 ist ein Kugelsternhaufen in SchĂŒtze, nahe der Grenze zur Corona Australis.

Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 6,8 und liegt in einem Abstand von 28.400 Lichtjahren von der Erde. Es wurde von James Dunlop am 2. Juni 1826 entdeckt.

Der Cluster erstreckt sich ĂŒber etwa 65 Lichtjahre und nimmt etwa 11 Bogenminuten vom scheinbaren Himmel ein. Es hat ein geschĂ€tztes Alter von 13,06 Milliarden Jahren.

Kleiner Edelsteinnebel – NGC 6818

NGC 6818 ist ein planetarischer Nebel der GrĂ¶ĂŸe 10 in SchĂŒtze.

Der Nebel wurde 1787 von William Herschel erstmals entdeckt.

Seine innere lĂ€ngliche Form wird als das Ergebnis eines schnellen Materialwindes angesehen, der sich vom heißen Zentralstern der 15. GrĂ¶ĂŸe entfernt.

Der Nebel liegt 6.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen ovalen Durchmesser von 15 bis 22 Bogensekunden.

Auge des Sauron-Nebels – M 1-42

ESO 456-67,m 1-42

In diesem Bild von ESO 456-67 ist es möglich, die verschiedenen Materialschichten zu sehen, die vom Zentralstern ausgestoßen werden. Jedes erscheint in einem anderen Farbton – rote, orange, gelbe und grĂŒn gefĂ€rbte GasbĂ€nder sind sichtbar, mit klaren Bereichen im Herzen des Nebels.

M 1-42 ist ein weiterer planetarischer Nebel im Sternbild, der sich in einer Entfernung von 10.000 Lichtjahren von der Erde befindet.

Das Aussehen des Nebels brachte ihm den Spitznamen “Eye of Sauron Nebula” ein.

Der ebenfalls als ESO 456-67 katalogisierte Nebel wurde 1946 von Rudolph Minkowski entdeckt.

NGC 6589

NGC 6589 ist ein Reflexionsnebel, der einen Bereich von 5.0â€Č bis 3.0â€Č in scheinbarer GrĂ¶ĂŸe einnimmt. Der Nebel wurde am 28. August 1867 von Truman Safford entdeckt. Edward Barnard katalogisierte es im August 1905 als IC 4690.

Henize 3-1475 (IRAS 17423-1755)

Der Planetarische Nebel Henize 3-1475, auch als IRAS 17423-1755 katalogisiert, liegt in einer ungefÀhren Entfernung von 18.000 Lichtjahren von der Erde.

Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 12,87.

Der Zentralstern des Nebels ist mehr als 12.000 mal leuchtender als die Sonne.

NGC 6544

NGC 6544 ist ein globularer Cluster, der sich weniger als ein Grad sĂŒdöstlich des Lagunennebels befindet. Der kleine Cluster hat nur einen Durchmesser von 1 Bogenminute. Sie hat eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von 9 und liegt 9.450 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Cluster wurde 1784 von William Herschel entdeckt.

Westerhout 31

Westerhout 31 (W31) ist eine massive H II-Region in SchĂŒtze. Der Komplex der sternbildenden Regionen wird durch interstellaren Staub verdeckt, kann aber im Radio-, Infrarot- und Röntgenbereich beobachtet werden. Die verschiedenen sternbildenden Regionen, aus denen sich W31 zusammensetzt, befinden sich in unterschiedlichen AbstĂ€nden, erscheinen aber zusammen am Himmel, weil sie von der Erde aus gesehen in der gleichen Blickrichtung liegen.

Die bemerkenswerteste dieser Regionen, der radioemittierende Nebel G10.3-0.3, beherbergt den Cluster 1806-20, der einen O-Überriesen, zwei blaue Hyperriesen, drei Wolf-Rayet-Sterne, die leuchtende blaue Variable LBV 1806-20 und die magnetische SGR 1806-20 enthĂ€lt.

Der nĂ€chste Komplex von Regionen in W31 wird durch G10.2-0.3 und G10.6-0.4 gebildet. Es enthĂ€lt einen jungen Cluster mit einem geschĂ€tzten Alter von 0,6 Millionen Jahren, der mindestens vier O-Sterne und fĂŒnf massive junge stellare Objekte (YSOs) aufweist.

1806-20

Der Sternhaufen 1806-20 beherbergt viele massive Sterne, von denen erwartet wird, dass sie in den nÀchsten Millionen Jahren als Supernovas explodieren. Sie liegt in einer Entfernung von ca. 50.000 Lichtjahren von der Erde. Auf der anderen Seite unserer Galaxie befindet sich der Haufen, der stark von Staub verdeckt ist, aber in InfrarotwellenlÀngen sichtbar ist.
1806-20 enthĂ€lt mindestens drei Wolf-Rayet-Sterne, einen OB-Überriesen, den Soft-Gamma-Repeater SGR 1806-20 und LBV 1806-20, einen der hellsten Sterne der Milchstraße.

LBV 1806-20

LBV 1806-20, eine geeignete leuchtende blaue Variable (LBV), ist einer der leuchtendsten Sterne in unserer Galaxie. Der 38.700 Lichtjahre entfernte Stern ist wahrscheinlich ein binĂ€res System. Sie hat eine absolute GrĂ¶ĂŸe von -11 und eine Leuchtkraft, die etwa 2 Millionen Mal grĂ¶ĂŸer ist als die der Sonne. Das geschĂ€tzte Alter liegt zwischen 3 und 4,5 Millionen Jahren. Der Stern kann nicht in visuellen BĂ€ndern beobachtet werden, da weniger als ein Milliardstel seines Lichts im sichtbaren Spektrum uns erreicht, was etwa der 35. visuellen GrĂ¶ĂŸe entspricht. Der Spektraltyp des Sterns wird auf O9 bis B2 geschĂ€tzt und kann variabel sein.

Zum Zeitpunkt der Entdeckung galt die LBV 1806-20 als der leuchtendste und massivste Stern, der je entdeckt wurde. Sie hat eine Masse von etwa 36 Sonnenmassen, was sie heute hinter mehr als einem Dutzend massiver Sterne zurĂŒcklĂ€sst, darunter vier Mitglieder des Arches Cluster.

SGR 1806-20

Der weiche Gamma-Repeater SGR 1806-20 ist ein Magnetar, ein Neutronenstern mit einem extrem starken Magnetfeld, mehr als 1015 Gauß (1011 Tesla) IntensitĂ€t oder 1-2 Billiarden (kurz) mal so groß wie die Erde. Es ist das am stĂ€rksten magnetisierte Objekt, das je entdeckt wurde. Die Zahlen 1806-20 geben seine Position am Himmel an (Rektaszension und Deklination).

Soft Gamma Repeater (SGR) sind Objekte, die in unregelmĂ€ĂŸigen AbstĂ€nden enorme AusbrĂŒche von Gammastrahlen und Röntgenstrahlen abgeben. Es wird angenommen, dass sie eine Art Magnetar sind. Der erste Magnetar, der 2013 identifiziert wurde, war SGR J1745-2900 oder PSR J1745-2900, der weiche Gamma-Repeater, der ein Schwarzes Loch im Sagittarius A* umkreist.

SGR 1806-20 wurde 1979 als Soft-Gamma-Repeater identifiziert. Es liegt in einer geschÀtzten Entfernung von 50.000 Lichtjahren von der Erde auf der anderen Seite unserer Galaxie. Er hat einen Durchmesser von etwa 20 Kilometern und eine Rotationsgeschwindigkeit an der OberflÀche von 30.000 km/h.

Am 27. Dezember 2004 wurde der hellste Gammastrahlenausbruch, der jemals außerhalb des Sonnensystems entdeckt wurde, vom Stern aus gemessen, mit einer absoluten GrĂ¶ĂŸe von etwa -29. Der Ausbruch war das Ergebnis eines Sternbebens, einer Explosion auf der OberflĂ€che des Sterns, bei der der Magnetar in einer Zehntelsekunde mehr Energie freisetzte als unsere Sonne in 100.000 Jahren. Es wird angenommen, dass es sich um die grĂ¶ĂŸte Explosion in der Milchstraße seit 1604 handelt, als die Typ Ia-Supernova SN 1604 (Kepler’s Nova) vom deutschen Astronomen Johannes Kepler in Richtung Ophiuchus-Konstellation beobachtet wurde. Der Gammastrahlenausbruch war so stark, dass er die IonosphĂ€re der Erde traf und sie kurzzeitig erweiterte.

Terzan 7

Beweise zeigen, dass Terzan 7 frĂŒher zu einer kleinen Galaxie gehörte, die als SchĂŒtze Zwerggalaxie bezeichnet wird, einer 1994 entdeckten Mini-Galaxie. Diese Galaxie kollidiert derzeit mit der Milchstraße, die im Vergleich zu dieser kleinen ein Monster von der GrĂ¶ĂŸe ist, und wird von ihr absorbiert. Es scheint, dass dieser Haufen bereits aus seiner frĂŒheren Heimat entfĂŒhrt wurde und nun Teil unserer eigenen Galaxie ist. Astronomen haben kĂŒrzlich entdeckt, dass alle Sterne in Terzan 7 etwa zur gleichen Zeit geboren wurden und etwa acht Milliarden Jahre alt sind. Das ist fĂŒr einen solchen Cluster ungewöhnlich jung. Der gemeinsame Geburtstag ist eine weitere ungewöhnliche Eigenschaft; eine große Anzahl von Kugelhaufen, sowohl in der Milchstraße als auch in anderen Galaxien, scheinen mindestens zwei klar differenzierte Generationen von Sternen zu haben, die zu unterschiedlichen Zeiten geboren wurden. Einige ErklĂ€rungen deuten darauf hin, dass es etwas anderes an Haufen gibt, die sich in Zwerggalaxien bilden und ihnen eine andere Zusammensetzung verleihen. Andere deuten darauf hin, dass Cluster wie Terzan 7 nur genĂŒgend Material haben, um eine Gruppe von Sternen zu bilden, oder dass ihre Jugendlichkeit sie vielleicht daran gehindert hat, eine weitere Generation zu bilden.

Terzan 7 ist der hellste der sechs Kugeln, die Agop Terzan 1968 entdeckt hat.
Er hat eine scheinbare Helligkeit von 12 und nimmt mit einem linearen Radius von 160 Lichtjahren 7.3â€Č des scheinbaren Himmels ein.

Es handelt sich um einen spÀrlichen Cluster mit einem geschÀtzten Alter von nur 7,5 Milliarden Jahren. Das Alter des Clusters und der niedrige Nickelgehalt veranlassten die Astronomen zu der Annahme, dass es möglicherweise aus der Sagittarius ZwergsphÀrogalaxie (Sag DEG) stammt.

Terzan 7 weist eine betrĂ€chtliche Anzahl von blauen NachzĂŒglern auf, und das Clusterzentrum weist eine besonders hohe Konzentration dieser Sterne auf.

Der Cluster befindet sich in einer Entfernung von 75.700 Lichtjahren von der Erde.

Terzan 5

Terzan 5 ist ein Kugelhaufen, der etwa 18.800 Lichtjahre entfernt in der Wölbung der Milchstraße liegt. Der Cluster ist stark verdunkelt und hat eine scheinbare Helligkeit von 12,8. Er hat einen Halbmassendurchmesser von 1’02” und einen linearen Radius von 2,7 Lichtjahren. Der Cluster ist einer von sechs Kugeln, die 1968 vom französisch-armenischen Astronomen Agop Terzan entdeckt wurden.

Terzan 5 hat eine Masse von etwa 2 Millionen Sonnenmassen und eine bolometrische Leuchtkraft, die 800.000 mal grĂ¶ĂŸer ist als die der Sonne.

Beim Blick durch die dicken Staubwolken der galaktischen Ausbuchtung hat ein internationales Team von Astronomen die ungewöhnliche Sternenmischung im Sternenhaufen Terzan 5 enthĂŒllt. Die neuen Ergebnisse deuten darauf hin, dass Terzan 5 tatsĂ€chlich einer der ursprĂŒnglichen Bausteine der Wölbung ist, höchstwahrscheinlich das Relikt aus der Anfangszeit der Milchstraße. Beobachtungen wurden mit der Weitwinkelkamera 3 (WFC3) an Bord der Hubble, dem Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator (MAD) Instrument am Very Large Telescope der ESO und der Nahinfrarotkamera der zweiten Generation am Keck Telescope durchgefĂŒhrt.

Die kleine zentrale Region des Clusters hat eine der höchsten Sterndichten in der Milchstraße.
Beobachtungen im Jahr 2009 ergaben, dass der Cluster mindestens zwei Generationen von Sternen enthÀlt, eine mit einem geschÀtzten Alter von 12 Milliarden Jahren und eine weitere mit einem Alter von etwa 4,5 Milliarden Jahren.

Dies mag darauf hindeuten, dass Terzan 5, wie die bekannteren Messier 54 und Omega Centauri, kein echter Kugelhaufen ist, sondern möglicherweise der verbleibende Kern einer Zwerggalaxie, die in der fernen Vergangenheit durch die Milchstraße zerstört wurde.

Terzan 5 enthĂ€lt mindestens 34 und bis zu 200 Milisekunden Funkpulsare (Pulsare mit einer Rotationsdauer von 1-10 Milisekunden), darunter PSR J1748-2446ad, den schnellsten bekannten Spinnpulsar, der sich 716 mal pro Sekunde mit einer Rotationsdauer von 1,40 Milisekunden dreht. Am Äquator dreht sich der Pulsar mit einer Geschwindigkeit von mehr als 70.000 km/s, was etwa 24% der Lichtgeschwindigkeit entspricht. PSR J1748-2446ad wurde am 10. November 2004 entdeckt.

Roter Spinnennebel – NGC 6537

Der Rote Spinnennebel ist ein planetarischer Nebel, der im nordwestlichen Teil des SchĂŒtzen eine FlĂ€che von 1,5 Bogenminuten einnimmt. Sie hat eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von 13 und liegt in einem geschĂ€tzten Abstand zwischen 3.000 und 8.000 Lichtjahren von der Erde.
Der zweilappige Nebel umgibt den zentralen heißen weißen Zwerg, der mit einer Geschwindigkeit von 300 km/s einen heißen Wind erzeugt. Die geschĂ€tzte Temperatur des Zentralsterns, eines der heißesten bekannten Weißen Zwerge, liegt zwischen 150.000 und 250.000 K und möglicherweise darĂŒber. Der Nebel wurde von Edward Charles Pickering am 15. Juli 1882 entdeckt.

NGC 6440

NGC 6440, basierend auf Beobachtungen mit dem NASA/ESA Hubble-Weltraumteleskop, und aus dem Hubble Legacy Archive, das eine Zusammenarbeit zwischen dem Space Telescope Science Institute (STScI/NASA), der Space Telescope European Coordinating Facility (ST-ECF/ESA) und dem Canadian Astronomy Data Centre (CADC/NRC/CSA) ist.

NGC 6440 ist ein weiterer Kugelhaufen im SchĂŒtzen.
Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 10,10 und liegt in einem Abstand von 27.700 Lichtjahren.

Der Cluster hat einen Durchmesser von ca. 6 Bogenminuten.

Sie wurde am 28. Mai 1786 von William Herschel entdeckt.

Der Kastennebel – NGC 6445

Der Boxnebel, katalogisiert als NGC 6445, ist ein planetarischer Nebel mit einer visuellen GrĂ¶ĂŸe von 11,2.
Der Nebel erstreckt sich ĂŒber 35″ und befindet sich nur 0,36 Bogenminuten vom Cluster NGC 6440 entfernt.

Sie wurde am 28. Mai 1786 von William Herschel entdeckt.

NGC 6559

Sternbildungsbereich
Das dÀnische 1,54 Meter lange Teleskop am ESO-Observatorium La Silla in Chile hat ein eindrucksvolles Bild von NGC 6559 aufgenommen, einem Objekt, das die Anarchie zeigt, die herrscht, wenn Sterne innerhalb einer interstellaren Wolke entstehen. Diese Region des Himmels beinhaltet leuchtende rote Wolken aus meist Wasserstoffgas, blaue Regionen, in denen Sternenlicht von winzigen Staubpartikeln reflektiert wird, und auch dunkle Regionen, in denen der Staub dick und undurchsichtig ist. Bild: ESO, 2013

NGC 6559 ist ein sternförmiger Bereich, der aus Emissions- und Reflexionsnebeln und dunklen Absorptionsnebeln besteht und etwa 5.000 Lichtjahre von der Erde entfernt liegt.
Es liegt etwa ein Grad östlich von Messier 8, dem berĂŒhmteren und viel grĂ¶ĂŸeren Lagunennebel.

Die beiden Nebel sind wahrscheinlich Teil der gleichen grĂ¶ĂŸeren sternbildenden Region.

NGC 6638

NGC 6638 ist ein Kugelhaufen der Klasse VI, der eine FlÀche von 2 Bogenminuten etwa einen halben Grad östlich von Lambda Sagittarii einnimmt.

Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 9,5. Sie wurde 1784 von William Herschel entdeckt.

NGC 6624

NGC 6624 ist ein weiterer Kugelhaufen im SchĂŒtzen.

Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 7,6 und ist 25.800 Lichtjahre von der Erde und etwa 3.800 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt.

Der Cluster ist nur 0,8 Grad sĂŒdöstlich des Delta Sagittarii zu sehen. Sie nimmt einen Bereich von 8,8 Bogenminuten ein.

Der Cluster wurde am 24. Juni 1784 von William Herschel entdeckt.

NGC 6624 enthĂ€lt sechs bestĂ€tigte Pulsare und ein massearmes RöntgenbĂŒndel, bezeichnet als 4U 1820-30, mit einer Umlaufdauer von nur 11,5 Minuten.

NGC 6520

Dieses Bild vom Weitwinkel-Imager auf dem MPG/ESO 2,2 Meter hohen Teleskop am ESO-Observatorium La Silla in Chile zeigt den hellen Sternhaufen NGC 6520 und seinen Nachbarn, die seltsam geformte dunkle Wolke Barnard 86. Dieses kosmische Paar steht Millionen von leuchtenden Sternen aus dem hellsten Teil der Milchstraße gegenĂŒber – einer Region, die so dicht mit Sternen ist, dass kaum ein dunkler Himmel ĂŒber dem Bild zu sehen ist.

Dieser Teil des Sternbildes SchĂŒtze (Der BogenschĂŒtze) ist eines der reichsten Sternenfelder am ganzen Himmel – die Große SchĂŒtze Sternwolke. Die große Anzahl von Sternen, die diese Region erhellen, unterstreicht dramatisch die SchwĂ€rze dunkler Wolken wie Barnard 86, die in der Mitte dieses neuen Bildes aus dem Weitwinkel-Imager erscheinen, einem Instrument, das auf dem MPG/ESO 2,2 Meter hohen Teleskop am ESO-Observatorium La Silla in Chile montiert ist.

NGC 6520 ist ein offener Sternhaufen mit einer scheinbaren Helligkeit von 9,0.
Der Cluster umfasst 10 Lichtjahre und hat eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von 5 Bogenminuten. Sie liegt in einer Entfernung von 5.500 Lichtjahren von der Erde.

Etwa 25 Sterne im Cluster sind von der GrĂ¶ĂŸe 9 bis 12.

Der Dunkelnebel Barnard 86 (B86) ist in der NĂ€he des westlichen Randes des Clusters zu sehen.

NGC 6717

NGC 6717 ist ein Kugelhaufen 23.100 Lichtjahre entfernt. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 9,28. Der Cluster wurde am 7. August 1784 von William Herschel entdeckt.

Hurt 2 – 2MASS-GC02

Hurt 2, oder 2MASS-GC02, ist ein Kugelhaufen, der erst vor kurzem, im Jahr 2000, entdeckt wurde. Es wurde nach R. J. Hurt benannt, der das Team leitete, das die Entdeckung bestÀtigte.
Der Cluster liegt in einer Entfernung von etwa 16.000 Lichtjahren und hat eine GrĂ¶ĂŸe von 9,30. Es kann nicht in visuellen BĂ€ndern als Folge des interstellaren Aussterbens gesehen werden, sondern wurde in Infrarotbeobachtungen entdeckt.

Der Cluster liegt nur 10.400 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt. Sie hat einen Radius von 0,95 Bogenminuten.

NGC 6553

NGC 6553 ist ein Kugelhaufen, der etwas mehr als ein Grad sĂŒdöstlich des Lagunennebels liegt.
Der Cluster hat eine visuelle GrĂ¶ĂŸe von 8,06 und liegt in einer Entfernung von 19.600 Lichtjahren von der Erde.

Die hellsten Sterne im Cluster haben eine GrĂ¶ĂŸe von 20.

NGC 6553 ist lose konzentriert und hat einen scheinbaren Durchmesser von 8,2 Bogenminuten.

Sie wurde am 22. Mai 1784 von William Herschel entdeckt.

Ruprecht 147 – NGC 6774

Ruprecht 147, auch als NGC 6774 katalogisiert, ist ein verstreuter offener Cluster im Sagittarius. Der Cluster ist so spÀrlich, dass er einst als Sterngruppe galt.

Sie liegt nur 1.000 Lichtjahre entfernt und hat einen Radius von mehr als 9 Lichtjahren, was mehr als 60 Bogenminuten vom scheinbaren Himmel einnimmt.

Die Sterne im Cluster sind zwischen 2,5 und 3,25 Milliarden Jahre alt. Der Cluster wurde 1830 von John Herschel entdeckt.

NGC 6558

NGC 6558 ist ein Kugelhaufen, der 1,5 Grad sĂŒdöstlich von Gamma-2 Sagittarii zu sehen ist. Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 11,29 und liegt in einem Abstand von 24.100 Lichtjahren von der Erde. Es hat eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von 5.2â€Č bis 5.2â€Č. Der Cluster wurde 1784 von William Herschel mit seinem 18,7-Zoll-Teleskop entdeckt.

NGC 6569

NGC 6569 ist ein weiterer Kugelhaufen, der in der NĂ€he von Gamma-2 Sagittarii, etwa 2 Grad sĂŒdlich des Sterns, sichtbar ist. Der Cluster hat einen scheinbaren Durchmesser von 7 Bogenminuten und eine visuelle GrĂ¶ĂŸe von 9,47. Sie liegt in einer Entfernung von 35.500 Lichtjahren. Die hellsten Sterne im Cluster leuchten bei GrĂ¶ĂŸe 15. Der Cluster wurde 1784 von William Herschel entdeckt.

NGC 6540

NGC 6540 ist ein Kugelhaufen mit einer scheinbaren Helligkeit von 9,30, der sich in einem Abstand von 17.300 Lichtjahren von der Erde befindet. Es hat eine scheinbare GrĂ¶ĂŸe von 4.75â€Č bis 4.75â€Č. Der Cluster wurde am 24. Mai 1784 von William Herschel entdeckt.