Blazar CTA-102

Quasare gehören zur Klasse der aktiven galaktischen Kerne (AGNs) von Galaxien, bei denen das zentrale massereiche Loch Materie akkretiert. Diese Materie nähert sich in einer flachen Scheibe auf einer Spiralbahn immer schneller dem Ereignishorizont des schwarzen Lochs und heizt sich dabei (Reibungseffekte und Umwandlung von potenzieller Gravitationsenergie) immer mehr auf. Bei sehr entfernten aktiven Galaxien lässt sich der Zentralbereich schließlich nur noch als sternförmiges Objekt beobachten, da dieser den Rest der Galaxie einfach gnadenlos überstrahlt. Aus diesem Grund wurden Quasare erst 1963 von Maarten Schmidt durch Analyse ihrer spektralen Rotverschiebung als solche identifiziert. Die Erhaltung des Drehimpulse in Zusammenhang mit elektrodynamischen Effekten impliziert die Erzeugung zweier Jets, die senkrecht zur Akkretionsscheibe angeordnet sind. Weist ein solcher Jet genau in Richtung Erde, so bezeichnet man den zugehörigen Quasar als Blazar, da man diese lange Zeit für eigenständige Objekte hielt. Je nach Menge und Dichte der akkretierten Materie ändert ein Quasar seine Helligkeit innerhalb von Stunden bis Tagen, was als Aktivität bezeichnet wird. Der Blazar CTA-102 im Sternbild Pegasus mit einer Rotverschiebung von z = 1.037 (entspricht einer Entfernung von 8 Milliarde Lichtjahre) zeigt immer wieder solche Aktivitätsphasen, in denen er seine scheinbare Helligkeit von der 17. auf die 13. Größenklasse erhöht. Eine sehr hohe Aktivität wird zur Zeit beobachtet.

img002Beobachtung vom 06.12.2016: Trotz des hellen Halbmondes und aufziehender Hochbewölkung habe ich mit dem 18″er den Blazar beobachtet. Im 13er-Nagler hatte ich wegen der schlechten Himmelstransparenz ungewohnte Schwierigkeiten, Sterne ab der 14. Größenklasse direkt zu halten. Der Blazar selbst zeigte sich direkt als heller Stern südlich eines auffälligen Sterndreicks, wobei der Stern (GSC 1154-0980) in der Dreiecksspitze mit 12.9 mag etwa eine fünftel Größenklasse heller als der 8 Milliarde Lichtjahre entfernte Quasar strahlte.(Nachtrag vom 15.12.2016: Der Blazar hat wieder an Helligkeit zugenommen. Ich schätzte seine scheinbare Helligkeit gerade auf etwa 12 mag.)

Advertisements

Perseus-Pisces-Superhaufen

Der Perseus-Pisces-Superhaufen in 250 Millionen Lichtjahren Entfernung gehört neben dem lokalen Superhaufen Laniakea zu den größten Strukturen im lokalen Kosmos. Er durchzieht als eine 300 Millionen Lichtjahre lange Mauer aus Galaxien von der Erde aus gesehen den gesamten Himmelsbereich zwischen den Fischen und Perseus. Er enthält dabei zahlreiche Abell-Galaxiehaufen wie den sehr massereichen Perseus-Galaxienhaufen. Blick man in Richtung der Sternbilder Andromeda und Dreieck, so lassen sich in ihnen entweder Mitglieder der lokalen Gruppe, oder aber erst in der riesigen Entfernung Galaxien aus dem oben beschrieben Superhaufen erkennen. Es scheint so, dass hinter der lokalen Gruppe in dieser Richtung ein enorm großer Raumbereich ohne nennenswerte Galaxieanhäufungen (Void) beginnt und sich bis hin zum Perseus-Pisces-Supercluster erstreckt. Die allgemeine Expansion des Kosmos lässt die Galaxien des Perseus-Pisces-Clusters sich  bereits mit 1,7% der Lichtgeschwindigkeit von uns entfernen.

Zu den Vordergrundgalaxien unserer kosmischen Haustür gehören neben der Andromedagalaxie M31 mit ihren Begleitern M32 und M110 in 2,5 Millionen Lichtjahren Entfernung und dem „Dreiecksnebel“ M33 in 2,9 Millionen Lichtjahren Entfernung auch noch NGC 404 in 10 Millionen Lichtjahren. Der persische Astronom al-Sufi erwähnte im Jahr 964 n.Chr. zum ersten Mal einen mit bloßem Auge sichtbaren Nebelfleck in der Andromeda, den 1764 Charles Messier als M31 katalogisierte und 1923 von Edwin Hubble anhand der Lichtkurven einiger Cepheiden als eigenständige Galaxie identifiziert wurde. Völlig analoge Entdeckungsgeschichten gehören zu M32, M33, M110 und NGC 404. M31 ist das massereichste und größte Mitglied der lokalen Gruppe und bindet wahrscheinlich auch die dritt größte Galaxie M33 an sich. Die Andromedagalaxie und die Michstraße bewegen sich mit 300 km/s aufeinander zu und werden in ca. 4,5 Milliarden Jahre nach mehreren gegenseitigen Durchdringungen zu einer großen elliptischen Galaxie verschmelzen (Merging). M33 enthält in ihren Spiralarmen einige sehr markante HII-Regionen, darunter auch NGC 604 das größte Sternentstehungsgebiet der lokalen Gruppe. NGC 404 wurde 1784 von W. Herschel entdeckt und gehört mit einer Entfernung von 10 Millionen Lichtjahren nicht mehr zur Lokalen Gruppe. Die elliptische Zwerggalaxie ist von ihrer Größe her kleiner als die kleine Magellanische Wolke und steht sehr isoliert am Rand des oben erwähnten Voids. Wegen ihres Erscheinungsbildes nahe des hellen K-Riesen Mirach wird sie oft als „sein Geist“ bezeichnet.

Verlängert man die Sternkette der Andromeda bogenförmig nach Osten hin über den Stern Almach hinaus, so gelangt man zu NGC 891. Diese Spiralgalaxie in 32 Millionen Lichtjahren Entfernung zeigt sich uns in Kantenlage, so dass sie als dünne Spindel erscheint, bei der das Staubband entlang ihrer Scheibe das meiste Licht der Sterne absorbiert. NGC 891 wurde 1784 von W. Herschel entdeckt und ist Mitglied der kleinen NGC 1023-Gruppe.

Südlich von NGC 891, jedoch weit im Hintergrund, liegt der Galaxiehaufen Abell 347 als Teil des Perseus-Pisces-Superclusters.

Beobachtungen vom 04.12.2016: Den Anfang machte im 31er-Nagler die Andromedagalaxie M31 mit ihren beiden Begleitern M32 und M110. Im 13er-Nagler erschien M32 zwar heller als M110, jedoch von geringerer Ausdehnng. Im Gegensatz zu M110 auf der anderen Seite der Andromedaspirale steigert sich ihre Helligkeit vom Rand zum Zentrum hin und geht dort in einen stellaren Kern über. In unmittelbarer Nähe zu M32 leuchtet die Sternwolke NGC 206 abseits des hellen Kernbereichs vom M31 als schwache Aufhellung im Galaxiehintergrund. Zudem konnte ich wiederholt Mayall II, den größten Kugelsternhaufen von M31, im 5er-Nagler als runden Nebelfleck von geringer Ausdehnung erkennen.

Die Spiralgalaxie NGC 891 in 32 Millionen Lichtjahre Entfernung zeigte sich als unscheinbares Etwas, wobei sich das dunkle Staubband entlang der schmalen Galaxienebene erst nach längerer Beobachtungszeit im 13er-Nagler deutlich abhob, lediglich unterbrochen von einem hellen Feldstern.

Ein kleiner Schwenk über den orangenen K-Riesenstern HD14771 führte direkt in den Galaxienhaufen Abell 347. Das Mitglied NGC 911 war bei direkter Beobachtung ein leicht ovaler Nebelfleck, ebenso NGC 906. NGC 914 lag indirekt an der Grenze der Wahrnehmung, die hellere elliptische Galaxie NGC 910 erschien direkt hingegen deutlich  von runder Form. Ob mir die Beobachtung der schwachen Spirale NGC 898 gelang, ist nicht sicher, sie war auf jeden Fall ein schwer zu erfassendes Objekt.

img003

Die Spitze des Sternbildes Dreieck (Stern Metallah) weist fast genau auf die Spiralgalaxie NGC 672 in 24 Millionen Lichtjahren Entfernung hin. Diese zeigte sich deutlich als großer Nebelfleck geringer Flächenhelligkeit. Weit im Hintergrund als Mitglieder des Perseus-Pisces-Superclusters liegen dabei die beiden Nachbargalaxien NGC 670 und NGC 684, die beide sehr klein, aber dafür von hoher Flächenhelligkeit waren. Die Begleitgalaxie IC 1727 in unmittelbarer Nähe zu NGC 672 war nicht zu sehen.

Beobachtungen vom 05.12.2016: Mit dem 18-Zöller und dem 31er-, und 13er-Nagler habe ich heute die hellen Galaxien NGC 404 und M33 beobachtet und anschließend alle NGC-Galaxien innerhalb des nördlichen Dreiecks aufgesucht. Der Himmel war wie am Vortag so transparent, dass ich alle sieben Sterne des kleinen Bären problemlos erkennen konnte.

img004

Ausgangspunkt der heutigen Reise war der orangene Stern Mirach und sein „Geist“ NGC 404. Diese kleine Galaxie besitzt eine nahezu runde Form mit einem leicht erkennbaren stellaren Zentralbereich. Sie war im 13er-Nagler sehr schön in den orangenen Schein des M0-Riesensterns eingebettet.

Das nächste Ziel war die Spiralgalaxie M33, die sich leider nicht mit bloßem Auge img005beobachten ließ. Einen Versuch war es bei den heutigen Bedingungen sicher wert. Im 13er-Nagler konnte ich deutlich zwei Spiralarme bei indirekter Beobachtung erkennen. Der nördliche Arm schwang sich entlang einer Sternkette als schmale Aufhellung bis hin zum 1500 Lichtjahre messenden Sternentstehungsgebiet NGC 604, das ganz deutlich als markanter Nebelfleck neben einem Feldstern lag. Vom südlichen Arm war nur der Ansatz vom Galaxienzentrum bis hin zu einer Viertelumrundung zu sehen. NGC 592 und NGC 588 erschienen indirekt als helle, flächige Knoten im nördlichen Bereich der Galaxie.

Innerhalb des Dreicks habe ich mich vom Stern Metallah in der Spitze nach Osten hin durch die Dreiecksfläche vorgearbeitet. Die elliptische Galaxie NGC 777 war direkt mit einem stellarem Kernbereich beobachtbar, wohingegen die Nachbargalaxie NGC 778 nur indirekt als schwacher und diffuser Nebel ohne Struktur erkennbar war. Etwas weiter östlich liegt das Galaxienpaar NGC 785 und NGC 783. Die letztere war nur indirekt sichtabar, was als Face-on-Spirale nicht verwundert. Sie füllte mit ihrer beobachtbaren Nebelscheibe vollständig die Lücke zwischen zwei Feldtsernen aus. NGC 785 war als elliptische Galaxie bei etwas größerer Entfernung klar erkennbar flächenheller als NGC 783, lag aber auch mittig zwischen zwei Feldsternen. Die Spiralgalaxie NGC 789 war ein ganz lichtschwaches Objekt und deshalb auch nur indirekt zu beobachten gewesen. Sie bildete zusammen mit zwei helleren und einem schwächeren Feldstern ein Trapez. NGC 798 war indirekt eindeutig als hellerer, strukturloser Nebelfleck erkennbar.

G 076, G 078 und G280

Die Andromedagalaxie M31 besitzt etwa 460 Kugelsternhaufen in ihrem riesigen Halo (Barmby & Huchra 2001). Die hellsten von ihnen sind auf der wunderschönen Aufnahme von Robert Gendler markiert, die ich mit seiner persönlichen Erlaubnis hier verwenden darf.

M31NMmosaicglobs3

Nachdem ich den hellen Mayall II am 11.10. mit 12″ beobachten konnte und mich anschließend vergeblich an weiteren Kugelsternhaufen unserer Nachbarspirale versucht habe, bin ich schließlich mit 18″ neu auf Suche gegangen. Dabei konnte ich die drei hellsten Kugelsternhaufen nach Mayall II direkt vor dem diffusen Sternenhintergrund der Andromedagalaxie beobachten.

Beobachtung vom 01.11.2015: Als Aufsuchhilfe habe ich den hervorragenden Deep Sky Beobachtungsaltlas von Gerhard Stropek (den „Stropek„) verwendet. Mit den darin abgebildeten POSS II – Blue – 30′ x 30′ -Aufnahmen ist das Auffinden der Kugelsternhaufen sehr einfach. G076 bildet mit einem hellen Stern und der Sternwolke NGC 206 ein gleichschenkliges Dreieck. In der unmittelbaren Ungebung dieses Kugelsternhaufens liegen zwei helle und mehrere schwächere Feldsterne. Ein Vergleich mit der POSS-Karte zeigt sofort den sternförmigen Haufen. Auf der anderen Seite des Zentralbereichs von M31 liegt G280 zusammen mit einem schwachen Feldstern mittig auf der Seite eines auffälligen Sternendreiecks. Auch G280 erscheint nur als sternförmiges Objekt. G078 liegt scheinbar näher am hellen Bulge des Andromedanebels. Mit zwei Feldsternen bildet dieser Kugelsternhaufen ein rechtwinkliges Dreieck. Da alle drei Objekte ohne Probleme im 18″er direkt sichtbar sind, werde ich mich irgendwann mal auch noch auf die Jagd nach weiteren Mitgliedern der M31-Familie begeben.

NGC 147 und NGC 185

Die Andromedagalaxie M 31 ist neben unserer Milchstraße das dominierende Mitglied der Lokalen Gruppe. Und genau wie unsere Galaxie besitzt M 31 zahlreiche Zwerggalaxien verschiedenen Typus, die gravitativ an ihre unmittelbare Umgebung gebunden sind. NGC 147 und NGC 185 gehören neben den hellen Messierobjekten M 32 und M 110 zu den früh entdeckten Begleitern von M 31. Entdeckt als „nebelhafte Objekte“ wurden sie bereits 1787 von Wilhelm Herschel (NGC 185) und 1829 von seinem Sohn John (NGC 147). Der deutschstämmige Astronom Walter Baade (W. Baade 1944) löste beide Galaxien mit dem 100-Inch Hooker-Teleskop auf dem Mount Wilson unter Zuhilfenahme rotempfindlicher Platten in Einzelsterne auf. Für Baade mussten NGC 147 und NGC 185, die beide am Himmel nur etwa 7° von M 31 entfernt stehen, in gleicher Entfernung wie diese zu uns stehen. Zum einen sind die scheinbaren Größen ihrer Kugelsternhaufen gleich, zum anderen besitzen alle drei Galaxien dieselbe Radialgeschwindigkeit von -50 km/s, was auf Entfernungen von 2,4 Millionen Lichtjahren hindeutet. Bei der Analyse der Metallizität zum Verständnis ihrer Entwicklungsgeschichte wurden bei NGC 185 Hinweise auf drei verschiedene Sterngenerationen entdeckt (McConnachie et al. 2005). Sterne beider Populationen I und II sind dabei nachgewiesen worden. Bei NGC 147 fanden sich jedoch nur Vertreter der Sternpopulation I, was auf eine einmalige Sternentstehung hinweist.

img088 img089

Beobachtung vom 01.11.2015: Über Omicron Cassiopeia gelangt man schnell zum Stern HD 3264, der genau mittig zwischen den beiden Zwerggalaxien liegt. Die südliche Galaxie NGC 185 erscheint sofort bei geringer Vergrößerung im Gesichtsfeld des 31er-Nagler. Sie liegt inmitten eines gleichschenkligen Sternendreiecks. Bei direktem Blick erkennt man eine große Nebelscheibe geringer Flächenhelligkeit. Zur Mitte hin nimmt diese Helligkeit zu, ohne jedoch einen Kernbereich hervortreten zu lassen. Nach außen hin geht die Galaxie ohne abgesetzten Rand in den Hintergrund über. NGC 147 lässt sich nur bei indirektem Sehen beobachten. Auch diese Galaxie liegt zwischen drei Sternen. Wegen der sehr geringen Flächenhelligkeit ist sie nur ein sehr unscheinbares Objekt zwischen den Sternen, das deshalb erst 1829 entdeckt worden ist.

NGC 7789

NGC 7789 nahe des gelben Überriesen Rho Cas wurde 1783 von Karoline Herschel, der Schwester von Wilhelm Herschel, entdeckt. Im englischsprachigen Raum wird der offene Sternhaufen deshalb auch oft als „Caroline’s Rose“ bezeichnet. Margaret Burbidge und Allan Sandage erstellten 1958 (Burbidge & Sandage 1958) mit dem 60-Inch-Teleskop auf dem Mount Wilson aus 700 Sterndaten ein Farben-Helligkeitsdiagramm (FHD) und leiteten daraus ein Haufenalter von 1,6 Milliarde Jahre und eine Entfernung von 6.000 Lichtjahre ab.

Beobachtung vom 01.11.2015: NGC 7789 ist ein sehr reicher Haufen in einer sternreichen Umgebung. Bei 70-facher Vergrößerung im 18″er füllt der Haufen nahezu das gesamte zentrale Gesichtsfeld des 31er Nagler-Okulars aus. Global betrachtet hat NGC 7789 die Form eines Frosches mit ausgestreckten Beinen. Der mit ca. 150 Sternen durchsetzte Haufen wird in seinem nordwestlichen Randbereich durch ein auffälliges, sternarmes Dunkelband geteilt. Im Zentralbereich finden sich überhaupt keine hellen Sterne. Diese ordnen sich eher in wellenförmigen Ketten an, die auch über den nicht klar erkennbaren Rand des Haufens hinausreichen.

NGC 7331 und die Deer-Lick-Group

Die riesige Spiralgalaxie NGC 7331 vom Typ SAB liegt in einer Distanz von 46 Millionen Lichtjahren. NGC 7331 wurde 1784 von W. Herschel im Sternbild Pegasus entdeckt. Sie ist das dominierende Mitglied einer nach ihr benannten Galaxiengruppe. Bei einer Vergleichsstudie (Ludwig et al. 2012) mit der ihr in Größe und Masse ähnlichen Andromedagalaxie M31 konnten bei NGC 7331 nur vier Zwerggalaxien in der unmittelbaren Umgebung nachgewiesen werden. Warum sich gerade in diesem Punkt die beiden Galaxien unterscheiden ist nicht bekannt. Die Spiralgalaxie muss vor gar nicht langer Zeit einem enormen Starburst ausgesetzt sein. Beobachtungen im Infrarot- und UV-Bereich mit den Satelliten Spitzer und GALEX (Thilker et al. 2007) zeigen um das Galaxienzentrum einen geschlossenen Staubring mit eingebetteter hoher Sternentstehung. Im Zentrum selbst beherbergt die Spiralgalaxie ein zentrales Schwarzes Loch von etwa 100 Millionen Sonnenmassen (Beifiori et al. 2009). 2004 war NGC 7331 Teil eines Programms, in dem das HST Cepheiden in Galaxien unserer Umgebung beobachtete, um mittels der Perioden-Leuchtkraft-Relation Entfernungen zu kalibrieren und die Hubble-Konstante genauer zu bestimmen. Am östlichen, hinteren Rand von NGC 7331 befindet sich die Deer-Lick-Group, benannt nach. Ihre schwachen Mitglieder sind NGC 7335 (entdeckt 1784 von W. Herschel), NGC 7336 (1849 W. Parsons), NGC 7337 (1849 W. Parsons) und NGC 7340 (1849 W. Parsons). Die Gruppe ist nicht mit NGC 7331 assoziiert, sondern liegt mit einer Entfernung von 300 Millionen Lichtjahren weit im Hintergrund. NGC 7325 (1865 P. Schultz), NGC 7326 (1874 W. Parsons), NGC 7333 (1865 P. Schultz) und NGC 7338 (1882 E. Temple) sind jedoch nur lichtschwache Doppelsterne, die von späteren Astronomen bei der Suche nach weiteren Mitgliedern der Deer-Lick-Group in diesem Himmelsfeld für Galaxien gehalten wurden.

img087Beobachtung vom 31.10.2015: Mit dem 18″er ist NGC 7331 ein sehr leichtes Ziel. Da die Galaxie von der Seite her gesehen wird, erscheint die Scheibe von ovaler Form mit einem stellaren Zentralbereich. Je länger man die Galaxie beobachtet, desto mehr wird von der Scheibe sichtbar. Bei dem nicht gerade transparenten Himmel konnten keine Strukturen wie das bekannte Stauband ausgemacht werden. Von den wirklichen Mitgliedern der Deer-Lick-Group konnten bis auf NGC 7335 alle anderen drei Galaxien indirekt und dauerhaft wahrgenommen werden. Besonderheit: Als ich gegen 19 Uhr das Teleskop mit dem Telrad auf NGC 7331 ausrichten wollte, erhellte sich für einen kurzen Augenblick der Himmel im Osten. Ich dachte in dem Moment an eine Aktion der Halloweenbegeisterten in der Siedlung. Jedoch stellte sich als Verursacher dieses vollmondhellen Blitzes ein Bollide heraus, der von vielen Menschen beobachtet wurde. Ich konnte ihn aus der Sternwarte leider nicht sehen, da der entsprechende Himmelsbereich im Nordosten für mich verdeckt ist.

Mayall II (G1)

Eine 1948 am 48″-Reflektor auf dem Mt. Palomar aufgenommene Platte einer Großfeldaufnahme der Andromedagalaxie M31 wurde von Edwin Hubble zur genaueren Analyse an das Lick-Observatorium gesendet. Dort untersuchten Nicholas Mayall und Olin Eggen (Mayall & Eggen 1953) die Platte nach flächigen Objekten, die möglicherweise mit M 31 assoziiert sein könnten. Sie fanden in der Umgebung der Galaxie sechs neblige Objekte, von denen sich zwei während der Beobachtungsperiode 1952 durch Spektraluntersuchungen mit dem Crossley-Reflektor als Hintergrundgalaxien entpuppten. Von den vier übrig gebliebenen Objekten zeigte besonders das Objekt II die charaktrischtischen Eigenschaften eines Kugelsternhaufens. Rechnet man den scheinbaren Winkelabstand zwischen dem Haufen und dem Zentrum von M31 um, so ergibt sich ein Abstand von etwa 130.000 Lichtjahren. Berücksichtigt man zudem die Entfernung von 2,5 Millionen Lichtjahren, so ist Mayall II der leuchtkräftigste Kugelsternhaufen in der Lokalen Gruppe. Tiefere Analysen einzelner Haufenmitgliedern ergaben (Ma et al. 2007), dass der Haufen mehrere zeitliche Etappen von Sternentstehung durchlaufen haben muss, was nicht für die Natur eines Kugelsternhaufens spricht. Die Autoren ziehen in ihrer Arbeit den Schluss, bei Mayall II handele es sich um den zentralen Bereich einer ehemaligen Zwerggalaxie, die vor langer Zeit durch die enorme gravitative Wechselwirkung mit M31 ihrer Außenbereiche beraubt wurde.

Beobachtung vom img08611.10.2015: Nach einer erfolgreichen Beobachtung von Neptun und Uranus habe ich Mayall II aufgesucht. Per Starhopping erreicht man auf einfachem Weg ein Sternenpaar, das mit Mayall II ein gleichschenkliges Dreieck bildet. Bei 300-facher Vergrößerung im 12″er erscheint Mayall II als kleiner Nebelfleck mit hellem und punktförmigen Zentralbereich. Der direkt wahrnehmbare Kugelsternhaufen ist von runder Form und besitzt einen scharfen Rand.