Autor: Maria Pflug-Hofmayr

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Sonnenaufgang über Tycho

Das Bild zeigt den Zentralberg im Krater Tycho von schräg oben. So ist er von der Erde aus nie zu sehen. Die Aufnahme stammt vom Lunar Reconnaissance Orbiter in der Mondumlaufbahn.

Credit: NASA / GSFC / Arizona State Univ. / Lunar Reconnaissance Orbiter

Der komplexe Zentralberg des Kraters Tycho wirft bei Sonnenaufgang einen langen, dunklen Schatten über diese faszinierende Mondlandschaft. Die Ansicht von schräg oben wurde am 10. Juni 2011 vom Lunar Reconnaissance Orbiter fotografiert.

Die am höchsten aufgelösten Version ist mit 1,5 Metern pro Bildpunkt sehr detailreich. Sie zeigt Hänge, die von Felsbrocken übersät sind und gezackte Schatten. Der zerklüftete Komplex ist etwa 15 Kilometer breit. Er entstand durch Anhebung bei dem gigantischen Einschlag, der vor 100 Millionen Jahren den bekannten Strahlenkrater Tycho erzeugte. Der Gipfel seines Zentralberges ragt 2 Kilometer über Tychos Kraterboden.

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Die offenen Sternhaufen M35 und NGC 2158

Links oben befindet sich der offene Sternhaufen M35 mit vielen blauen Sternen. Rechts darunter ist der kompaktere, weiter entfernte und ältere Sternhaufen NGC 2158, beide befinden sich im Sternbild Zwillinge.

Bildcredit und Bildrechte: Dieter Willasch (Astro-Cabinet)

Offene Sternhaufen können nahe oder fern sein, jung oder alt, diffus oder kompakt. Sie befinden sich nahe der Ebene unserer Milchstraße und können 100 bis 10.000 Sterne enthalten, die allesamt fast zur gleichen Zeit entstanden sind. Helle, blaue Sterne markieren häufig jüngere offene Haufen.

Der Sternhaufen M35 links oben ist relativ nahe, er ist nur 2800 Lichtjahre entfernt. Außerdem ist er relativ jung, sein Alter beträgt 150 Millionen Jahre, und er ist relativ diffus. Er enthält etwa 2500 Sterne, die in einem 30 Lichtjahre breiten Raum verteilt sind.

Der ältere, kompaktere offene Haufen NGC 2158 befindet sich rechts unten. NGC 2158 ist viermal weiter entfernt als M35, mehr als 10 Mal so alt und viel kompakter, da wesentlich mehr Sterne in einem ungefähr gleich großen Raum verteilt sind. Die hellen blauen Sterne in NGC 2158 haben sich selbst zerstört. Daher wird das Licht des Haufens von älteren, gelblicheren Sternen bestimmt. Beide Haufen finden wir im Sternbild Zwillinge (Gemini).

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Die Einsteinkreuz-Gravitationslinse

Mitten im Bild ist eine sehr blasse Galaxie mit Spiralarmen. In der Mitte leuchten sehr helle Flecken in Form eines Kleeblattes, sie bilden ein Einsteinkreuz und stammen von einem dahinter liegenden Quasar.

Bildcredit und Bildrechte: J. Rhoads (Arizona State U.) et al., WIYN, AURA, NOAO, NSF

Die meisten Galaxien haben einen einzelnen Kern. Hat diese Galaxie vier? Die seltsame Antwort führt zu dem Schluss, dass der Kern der umgebenden Galaxie auf diesem Bild gar nicht zu sehen ist. Das Kleeblatt in der Mitte ist vielmehr Licht, das von einem dahinter liegenden Quasar abgestrahlt wird.

Das Gravitationsfeld der sichtbaren Vordergrundgalaxie bricht das Licht des fernen Quasars in vier Einzelbilder. Der Quasar muss genau hinter der Mitte einer massereichen Galaxie liegen, damit eine Fata Morgana wie diese entsteht. Der Effekt wird als Gravitationslinseneffekt bezeichnet. Dieser spezielle Fall wird Einsteinkreuz genannt.

Noch seltsamer ist jedoch, dass die relative Helligkeit der Bilder im Einsteinkreuz variiert. Das wird durch einen gelegentlichen zusätzlichen Mikrogravitationslinseneffekt einzelner Sterne in der Vordergrundgalaxie verursacht.

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Ein Doppelsternhaufen

Das Sichtfeld zeigt die offenen Sternhaufen h und χ Persei liegen nahe beisammen und sind etwa gleich alt. Wahrscheinlich sind sie gemeinsam entstanden.

Bildcredit und Bildrechte: F. Antonucci, M. Angelini und F. Tagliani, ADARA Astrobrallo

Nur wenige Sternhaufen stehen so eng beisammen. Dieses Paar offener oder galaktischer Sternhaufen ist etwa 7000 Lichtjahre entfernt. Das hübsche Sternenfeld im nördlichen Sternbild Perseus ist mit einem Fernglas leicht zu finden. In Regionen mit dunklem Himmel ist es auch mit bloßem Auge sichtbar. Der griechische Astronom Hipparch katalogisierte ihn 130 v. Chr.

Die Haufen sind heute als h und χ Persei bekannt. Die Komponenten sind als NGC 869 (rechts oben) und NGC 884 katalogisiert. Sie sind nur wenige Hundert Lichtjahre voneinander entfernt. Ihre Sterne sind viel jünger und heißer als die Sonne.

Die Haufen liegen nicht nur physisch nahe beisammen. Auch das Alter der Haufen, das anhand des Alters der Einzelsterne geschätzt wird, ist ähnlich. Das ist ein Hinweis, dass beide Haufen wahrscheinlich in derselben Sternbildungsregion entstanden sind.

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Die dunkle Seite der Saturnringe

Rechts oben ist der Planet Saturn (angeschnitten), die Ringe befinden sich links oben und werfen Schatten nach unten auf den Planetenkörper. Die Ringe sind von hinten beleuchtet, weil die Sonne höher steht.

Bildcredit: Cassini-Bildgebungsteam, SSI, JPL, ESA, NASA

Wie sieht die dunkle Seite der Saturnringe aus? Auf der Erde aus sehen wir immer die Seite der Saturnringebene, die von der Sonne beleuchtet wird. Man könnte sie als die helle Seite bezeichnen. Das Bild wurde im August von der Roboter-Raumsonde Cassini fotografiert, die derzeit Saturn umkreist.

Geometrisch gesehen steht die Sonne hinter der Kamera, aber auf der anderen Seite der Ringebene. Dieser Aussichtspunkt bietet eine atemberaubende Ansicht der prächtigsten Ringe im Sonnensystem.

Seltsamerweise ähneln die Ringe einem Negativbild der Vorderansicht. Das dunkle Band in der Mitte zum Beispiel ist eigentlich der normalerweise helle B-Ring. Die Ringhelligkeit wurde aus verschiedenen Blickwinkeln gemessen. Sie bietet Rückschlüsse auf die Ringdicke und Partikeldichte der Ringteilchen.

Links oben befindet sich der Saturnmond Tethys. Obwohl er schwieriger zu erkennen ist, enthält er mehr Masse als das gesamte Ringsystem.

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Der Stern Eta Carinae ist dem Untergang geweiht

Der Stern Eta Carinae im Sternbild Schiffskiel ist von bipolaren keulenförmigen Lappen umgeben. Diese Lappen sind von dunklen Staubfasern überzogen.

Bildcredit: J. Morse (Arizona State U.), K. Davidson (U. Minnesota) et al., WFPC2, HST, NASA

Eta Carinae steht vielleicht knapp vor einer Explosion. Doch niemand weiß, wann es so weit ist. Es könnte nächstes Jahr passieren oder auch erst in einer Million Jahren. Die Masse von Eta Carinae ist etwa 100-mal größer als die unserer Sonne. Sie macht ihn zu einem hervorragenden Kandidaten für eine vollständig gesprengte Supernova.

Historische Aufzeichnungen zeigen, dass Eta Carinae vor etwa 150 Jahren einen ungewöhnlichen Ausbruch erlitt. Damals wurde er einer der hellsten Sterne am Südhimmel. Eta Carinae befindet sich im Schlüssellochnebel. Er ist der einzige Stern, von dem man derzeit vermutet, dass er natürliches Laserlicht abstrahlt.

Dieses Bild wurde 1996 fotografiert. Es zeigt neue Details des ungewöhnlichen Nebels um den gewaltigen Stern. Die beiden ausgeprägten Lappen, eine heiße Zentralregion und seltsame strahlenförmige Streifen sind nun deutlich erkennbar. Die Lappen sind voller Bahnen aus Gas und Staub, welche das blaue und ultraviolette Licht nahe der Mitte des Nebels absorbieren. Für die Streifen gibt es noch keine Erklärung.

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Zeta Oph, ein Ausreißerstern

Der bläuliche Stern in der Bildmitte schiebt eine rote, gefaserte Stooßwelle nach links.

Bildcredit: NASA, JPL-Caltech, Weltraumteleskop Spitzer

Wie ein Schiff pflügt dieser Stern durch das kosmische Meer. Der Ausreißerstern Zeta Ophiuchi bildet eine gewölbte interstellare Stoßfront. Sie ist auf diesem atemberaubenden Infrarotporträt abgebildet.

Der bläuliche Stern Zeta Oph ist ein Stern mit etwa 20 Sonnenmassen. Auf dieser Falschfarbenansicht liegt er in der Nähe der Bildmitte und bewegt sich mit etwa 24 Kilometern pro Sekunde nach links. Sein starker Sternwind eilt ihm voraus. Dabei komprimiert er die staubhaltige interstellare Materie und heizt sie auf. So formt er die gekrümmte Stoßfront. Außen herum befinden sich Wolken aus relativ unbeteiligter Materie.

Was versetzte diesen Stern in Bewegung? Zeta Oph gehörte wahrscheinlich einst zu einem Doppelsternsystem mit einem massereicheren und daher kurzlebigeren Begleitstern. Als der Begleiter als Supernova explodierte und unfassbar viel Masse verlor, wurde Zeta Oph aus dem System hinausgeschleudert.

Zeta Oph ist etwa 460 Lichtjahre entfernt und 65.000 Mal leuchtstärker als die Sonne. Er wäre einer der hellsten Sterne am Himmel, wenn er nicht von undurchsichtigem Staub umgeben wäre. Das Bild ist etwa 1,5 Grad breit. In der geschätzten Entfernung von Zeta Ophiuchi entspricht das 12 Lichtjahren.

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NGC 6188 und NGC 6164

Ein roter, stark strukturierter Nebel mit Fasern von dunklem Staub, die nach oben hin ausladender werden. Ganz oben leuchtet ein blauer Nebel hinter breiten Staubranken. Rechts unten ist ein kleiner, sehr symmetrischer hellerer Nebel.

Bildcredit und Bildrechte: Kfir Simon

In den leuchtenden Wasserstoffwolken von NGC 6188 lauern fantastische Formen. Der Emissionsnebel NGC 6188 ist etwa 4000 Lichtjahre entfernt und befindet sich im südlichen Sternbild Altar. Er liegt am Rand einer großen Molekülwolke, die im sichtbaren Licht unsichtbar ist.

In dieser Region sind vor wenigen Millionen Jahren die massereichen jungen Sterne der eingebetteten Ara-OB1-Assoziation entstanden. Sie gaben den dunklen Gestalten ihre Form und brachten mit Sternwinden und intensiver Ultraviolettstrahlung den Nebel zum Leuchten.

Die aktuelle Sternbildung wurde wahrscheinlich von Winden und Supernovaexplosionen früherer Generationen massereicher Sterne ausgelöst. Diese Explosionen fegten das molekulare Gas auf und komprimierten es.

Diese kosmische Leinwand zeigt den Emissionsnebel NGC 6141 zusammen mit NGC 6188. NGC 6188 wurde ebenfalls von einem der massereichen O-Sterne in der Region gebildet. Die Erscheinung von NGC 6141 ähnelt vielen planetarischen Nebeln. Seine auffallend symmetrische Gashülle und der blasse Hof umgeben den hellen Zentralstern rechts unten.

Das Sichtfeld ist etwa zwei Vollmonde breit. In der Entfernung von NGC 6188 entspricht das 70 Lichtjahren.

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