Der Sternhimmel im August 2010

STERNBILD SCHWAN
(Cygnus – Cyg)
Der Schwan ist ein Sommersternbild des nördlichen Himmels. Laut Sage wurde
Orpheus in einen Schwan verwandelt und zusammen mit seiner Harfe (Lyra =
Leier) an den Himmel versetzt. Der Schwan befindet sich in einer äußerst
sternreichen Gegend innerhalb des Milchstraßenbandes. Deneb, der
Hauptstern, ist der linke obere Eckpunkt im Sommerdreieck. Wir finden im
Schwan entlang der Milchstraße viele Offene Sternhaufen und Galaktische
Nebel wie z.B. den „Nordamerikanebel“ NGC 7000 und den berühmten
Supernova-Überrest des Cyrrusnebels. Ebenfalls bekannt ist der farbige
Doppelstern „Albireo“. Der Schwan kulminiert im Juli/August gegen 24.00 Uhr.
Er befindet sich innerhalb der Koordinaten RE19h10m bis 22h02m und DE +28°
bis +62°. Die Nachbarsternbilder sind im Norden Kepheus und Drache, im
Westen Drache und Leier, im Süden Füchschen und Pegasus, und im Osten
Pegasus und EiIdechse. Der Schwan ist nördlich 62° geografischer Breite
zirkumpolar und südlich –29°nicht mehr vollständig sichtbar.
Die Objekte
1. Das „Kreuz des Nordens“
2. Die Doppelsterne
3. Die Veränderlichen
4. Die Deep Sky Objekte
5. Die Röntgenquelle X-1 Cygnus
1. Das „Kreuz des Nordens“
Vom nördlichen Sommerdreieckstern Deneb ausgehend sehen wir ein
auffälliges Kreuz aus Sternen der 1. bis 3. Größenklasse. Sie bilden das Gerüst
des Sternbildes und markieren einen mit dem Kopf voraus fliegenden Schwan.
Manchmal wird diese Formation auch das „Kreuz des Nordens“ genannt. Es
sind dies die Sterne Deneb (Schwanz), Sadir (Brust), Gienah und Delta (linker
und rechter Flügel), Eta (Hals) sowie Albireo (Kopf).
DENEB, Alpha (α) Cygni, 50 Cygni; RE 20h 41' 26“ / DE +45° 17'
arab.: „Schwanz“; mv= 1,21mag; Spektrum= A2Ia; Distanz= 3229LJ; LS= 260.000fach; Mv= -8,7Mag;
MS= 19fach; RS= 203fach; OT= 8525K; Rotationsdauer= 40 Tage; Rotationsgeschwindigkeit= 20km/s
(jeweils am Äquator); EB= 0.005“/Jhr.; RG= -4,5km/s; Alter ca. 11,6Mill. Jahre; zur Cyg OB7
Assoziation.
Deneb hat in 75,3“ Distanz (PW 106°) einen Begleiter mit 1,7mag und einer Mv von 1,9Mag.
Deneb gehört zu einer Gruppe von nicht radialen Pulsationsveränderlichen, deren Namengeber er
auch ist (α Cyg).
Deneb ist der 19. hellste und einer der leuchtkräftigsten Sterne am Himmel. In einem Abstand von 10
Parsec (32,6 LJ= Absolute Helligkeitsentfernung) wäre dieses Monster so hell wie unser Mond im
Ersten oder Letzten Viertel). Sternenwinde verursachen einen Masseverlust von 0,8 Millionstel
Sonnenmasse pro Jahr,das sind etwa 100.000al mehr als unsere Sonne! Deneb ist in ein paar
Millionen Jahren der Kandidat für eine Supernova vom Typ II).
ALBIREO, Beta (β) Cygni; 6 Cyg; RE 19h 30‘ 43“ / DE +27° 58‘
arab.: „Schnabel der Henne“; mv= 3,06mag; Spektrum= K3II; Distanz= 386LJ; LS= 675fach; Mv= 2,3Mag; MS= 5fach; RS= 56fach; OT= 4300K; Rotationsdauer= 0,6Tage; Rotationsgeschwindigkeit=
250km/s (jeweils am Äquator); EB= 0,002“/Jhr.; RG= -18,0km/s; Alter ca. 40Mill. Jahre;
Albireo markiert den Schwanenkopf und ist ein bekanntes Mehrfachsystem mit schönem Farbkontrast:
ein orangeroter heller Riesenstern (K3II) und ein bläulicher Hauptreihenstern (B8Ve) sind schon in
kleinen Teleskopen trennbar. Zu diesem System gehört noch ein bläulicher HrSt (B8:p), der von dem
hellen Riesen nur etwa 40AE (6Mrd. km) entfernt ist. Siehe 2. Doppelsterne
SADIR, Gamma (γ) Cygni; RE 20h 22' 14“ / DE +40° 15
auch Sadr bzw. Sador; arab.: „Brust der Henne“'; mv= 2,23mag; Spektrum= F8Iab; Distanz= 1520 LJ;
LS=23.000 fach; Mv= -6,1Mag; MS= 12,1fach; RS= 150fach; OT= 6150K; Rotationsgeschwindigkeit=
20km/s (am Äquator); EB= 0,002“/Jhr.; RG= -7,5km/s; Alter ca. 17,6Mill. Jahre;
Sadir ist der Bruststern und ein Mitglied des Offenen Sternhaufens NGC 6910;
RUKH, Delta (δ) Cygni, 18 Cygni; RE 19h 44 '58“ / DE +45° 08
auch Al Fawaris (arab. „der Reiter“); mv= 2,86mag; Spektrum= B9.4IV; Distanz= 171 LJ; LS= 164fach;
Mv= -0,7Mag; MS= 4,7fach; RS= 3,3fach; OT= 10120K; Rotationsgeschwindigkeit= 135km/s (am
Äquator); EB= 0,069“/Jhr.; RG= -20,1km/s;
Rukh ist der westliche Schwanenflügel und ein Mehrfachsystem. Siehe 4. Doppelsterne.
GIENAH (ε) Cygni, 53 Cygni; RE 20h 46' 12“ / DE +33° 58'
Gienah, arab.: „der Flügel“; mv= 2,48mag; Spektrum= K0III; Distanz= 72,06LJ; LS= 41fach; Mv=
0,8Mag; MS= 2fach; RS= 10,8fach; OT= 4710K; Rotationsdauer= Tage; Rotationsgeschwindigkeit=
km/s (jeweils am Äquator); EB= 0,484“/Jhr.; RG= -12,4km/s; Alter ca. 1,5Mrd. Jahre;
Gienah ist der östliche Schwanenflügel und ein Doppelsternsystem. Komponente B ist ein roter M2V
Zwergstern in ca. 1700AE (255Mrd. km) mit einer Orbitdauer von etwa 50000 Jahren.
In 55“ bzw. 78“ befinden sich 2 Sternchen mit 9mag und 13mag, die allerdings nicht zu Gienah
gehören.
ist
Eta Cygni, 21Cygni; RE 19h 56' 18“ / DE +35° 05'
mv= 3,89mag; Spektrum= K0IIIvar; Distanz= 139,4 LJ; LS= 42fach; Mv= 0,7Mag; MS= 2,5fach; RS=
10,5fach; OT= 4775K; Rotationsdauer= Tage; Rotationsgeschwindigkeit= km/s (jeweils am Äquator);
EB= 0.042“/Jhr.; RG= -26,5km/s;
Eta markiert den Schwanenhals
Doppelstern; mv Komponente B= 12,0mag, Spektrum= M0V; Distanz A-B= 7,8“; PW= 208°; Das
Sternchen hat 0,5MS; die mittlere Bahnhalbachse= 325AE (48,75Mrd. km); Orbitdauer= ca. 3500
Jahre.
In 46“ bzw. 163“ Distanz befinden sich zwei weitere optische Begleiter 11. und 10. Größe.
2. Die Doppel- und Mehrfachsterne
ALBIREO, Beta (β) Cygni; RE 19h 30‘ 43“ / DE +27° 58‘; Gesamthelligkeit 3,05mag
mv Komponenten Aa + Ac= mv= 3,18mag + 5,82mag; Spektren= K3II +
B8:p; Distanz Aa-Ac= 0,536“ (40AE= 6Mrd. km); Orbitperiode= 213,859
Jahre;
Komponente Ac: LS= 109fach; Mv= -0,3Mag; MS= 3,2fach; RS= 3,5fach;
OT= 12100K;
mv Komponenten Aa + B= 3,18mag + 5,09mag; Spektren Aa + B= K3II +
B8Ve; Distanz Aa-B= 34“; PW= 54° (2015);
Komponente B: Distanz= 376 LJ; LS= 90fach; Mv= -0,2Mag; MS=
3,7fach; RS= 2,7fach; OT= 13200K; EB= 0,010“/Jhr.; Alter ca. 200Mill.
Jahre;
siehe 1. Schwansterne
Besselscher Stern, 61 Cygni; RE 21h 06‘ 56“ / DE +38° 45‘; Gesamthelligkeit 5,20mag
Komponente A: mv= 5,35mag; Spektrum= K5V; Distanz= 11,36LJ; LS=
0,084fach; Mv= 7,5Mag; MS= 0,75fach; RS= 0,7fach; OT= 4450K; EB=
5,164“/Jhr.; RG= -64,3km/s; Alter ca. 6,1Mrd. Jahre;
Komponente B: mv= 6,05mag; Spektrum= K7V; Distanz= 11,43LJ; LS=
0,039fach; Mv= 8,3Mag; MS= 0,65fach; RS= 0,7fach; OT= 4120K; EB=
5,154“/Jhr.; RG= -63,5km/s;
Distanz A – B= 31“; PW= 151° (2005);
61Cyg besteht aus zwei roten Zwergsternen, die rund 85AE ( 12,75Mrd.
km) von einander entfernt sind und sich in 659 Jahren einmal umrunden.
Die B- Komponente ist spektroskopisch doppelt und somit handelt es sich
sogar um ein 3fach- System.
Die Entfernungen ändern sich innerhalb der Umlaufperiode von 11“ bis 32“. Im Jahre 2010 ist die
größte Distanz erreicht worden, bevor etwa 2400 n. Chr. der kürzeste Abstand hergestellt sein wird.
Dieses uns mit 11,4 LJ relativ nahe System Ist deshalb so interessant, weil es an 61 Cyg Anno 1838
von F.W.BESSEL die erste sehr genaue Entfernungsbestimmung gemacht wurde.
Komponente A ist BY Dra- verändelich; Amplitude= 5,19mag – 5,27mag;
RUKH, Delta (δ) Cygni; RE 19h 44 '58“ / DE +45° 08; Gesamthelligkeit 2,86mag
mv Komponenten A + B= 2,89mag + 6,27mag; Spektren= B9,5V + F1V; Distanz A-B= 2,6“; PW= 222°
(2005); mittlere Bahnhalbachse= 162AE (24,3Mrd. km); Orbitdauer= 780 Jahre;
Komponente B: LS= 6,2fach; MS= 1,6fach; RS= 1,5fach; OT= 7300K;
mv Komponenten A + C= 2,89mag + 12,0mag; Spektren A + B= B9,5IV + K5V; Distanz AQ-C= 63,4“;
PW= 67° (1998); siehe 1. Schwansterne
Omikron 1 (31), 20h 13' 38“/ DE +46° 44'
Komponente Aa: mv= 3,80mag; Spektrum= K4Iab; Distanz= 1350LJ; LS=
4300fach; Mv= -4,3Mag; MS= 4-6fach; RS= 120fach; OT= 3900K; EB=
0.005“/Jhr.; RG= -6,9km/s;
spektrobinär; mv Aa+Ab= 4,30mag + 4,90mag; Spektren= K2II + B4IV-V; mittlere Bahnhalbachse=
11AE (165Mill. km); Orbitdauer= 3786,1 Tage; Komponente Ab: MS= 6-7fach; RS= 52fach;
Mehrfachstern; mv Komponenten Aa – B= 3,78mag + 13,0mag; Distanz Aa-B= 36,6“; PW= 331°
(1878);
mv Komponenten Aa + C= 3,78mag + 6,99mag; Spektren Aa + C= K4Iab + B9V; Distanz AaC=105,8“; PW= 174° (1998);
Komponente C (31 Cyg) ist optisch doppelt mit Omikron1; Distanz= 1720LJ; LS= 360fach; Mv= 1,6Mag; EB= 0,006“/Jhr.; RG= +7,0km/s;
mv Komponenten Aa – D= 3,78mag + 4,81mag; Spektren Aa + D= K4Iab + A5IIIn; Distanz Aa-D=
337,5“; PW= 323° (1835);
Komponente D (30 Cyg); Distanz= 717LJ; LS= 480fach; Mv= -1,9Mag; EB= 0,008“/Jhr.; RG= 26,0km/s; ebenfalls optisch doppelt mit Omikron1;
siehe 2. Alphabethsterne
My (µ) Cygni, RE 21h 44' 08“ / DE +28° 44'; Gesamthelligkeit 4,49mag
mv Komponenten A + B= 4.75mag + 6.18mag; Spektren= F6V + G2V; Distanz A-B= 1,8“; PW= 311°;
(2005); mittlere Bahnhalbachse= 118AE (17,7Mrd. km); Orbitdauer= 789 Jahre;
Komponente B: LS= 1,4fach; Mv= 3,9Mag; MS= 1,1fach; RS= 1,2fach; OT= 5780K;
mv Komponente C= 11,5mag; Distanz A-C= 72,6“; PW= 290° (1999);
mv Komponente D= 6,89mag; Distanz A-D= 197,5“; PW= 45° (2001);
Komponente D: Spektrum= A5V; Distanz= 251LJ; LS= 9fach; Mv= 2,5Mag; MS= 1,7fach; EB=
0,047“/Jhr.; RG= +4,7km/s; in ca. 1000AE (150Mrd. km) Distanz befindet sich ein M2V Zwergstern als
Partner;
Komponenten C+D sind optisch doppelt;
siehe 2. Alphabethsterne
Psi (ψ) Cygni, RE 19h 55' 37“ / DE +52° 26'; Gesamthelligkeit 4,91mag
spektrobinär; mv Komponente Aa + Ab= 5,60mag + 6,10mag; Spektren Aa + Ab= A4V + A7V; mittlere
Distanz= 0,1“; mittlere Bahnhalbachse= 12AE (180Mill. km); Orbitdauer= 21 Jahre;
Komponente Ab: MS= 2fach; RS= 2,5fach; OT= 7650K;
mv Komponente Aa/Ab + B= 5,03mag + 7,52mag; Spektrum B= F4V; Distanz Aa/Ab-B= 2,4“; PW=
178° (2003); mittlere Halbachse= 650AE (97,5Mrd. km); Orbitdauer etwa 700 Jahre;
Komponentre B: MS= 1,5fach; RS= 1,5fach; OT= 7200K;
mv Komponente C= 13,6mag; Distanz A-B= 23,3“; PW= 54° (2000);
mv Komponente D= 11,3mag; Distanz A-D= 109,3“; PW= 60° (2000);
siehe 2. Alphabethsterne
29 Cygni, RE 20h 14' 32“ / DE +36° 48'
optischer Doppelstern; mv Komponenten A + B= 4,96mag + 6,71mag; Spektren A + B= A2V + K5III;
Distanz A-B= 215,2“; PW= 155° (1991);
Komponente B= HD 192661; mv= 6,53mag; Distanz= 3399LJ; LS= 1988fach; Mv= -3,5Mag; EB=
0,006“/Jhr.; siehe 3. Sterne bis 5,5mag
5. Die Veränderlichen
P Cygni, 34 Cyg; RE 20h17’47“ / DE +38°03’; mittlere Helligkeit 4,78mag
S Dor- veränderlich: Amplitude= 3,00mag – 6,00mag; Periode irregulär;
Spektrum= B2Iape; Distanz= 6150LJ; LS= 650000fach; Mv= -8,6Mag; MS= 50-60fach; RS= 76fach;
OT= 18500K; Rotationsgeschwindigkeit= 35km/s; Rotationsdauer= 50Tage (jeweils am Äquator); EB=
0,008“/Jhr; RG= -8,9km/s;
-4
P Cygni hat einen jährlichen Masseverlust von ca 10 MS; Sein Spektrallinienprofil erhält der Stern
durch eine zeitlich gleichbleibend abströmende Gashülle. Die Veränderlichkeit ist irregulär. Momentan
ist P Cyg 4,8mag hell, kann aber bis zu 3,0mag ansteigen (1597 / 1602); P Cyg befindet sich
unterhalb γ Cyg „Sadir“. P Cygni ist einer der leuchtkräftigsten Sterne unserer Milchstraße und gehört
zur Cyg OB1 Assoziation.
Chi (χ) Cygni; RE 19h 50' 33“ / DE +32° 54'; mittlere Helligkeit 7,05mag
LP-Mira veränderlich (langperiodisch); Amplitude= 3,30mag -14,30mag; Periode= 408 Tage;
Chi: Spektrum= S7.1e (variiert zwischen S6,2e und S10,4e); Distanz= 346LJ; LS= 6,4fach; Mv=
3,8Mag; RS= 312fach; OT= 2490K; EB= 0.048“/Jhr.; RG= -1,9km/s;
zum Schwanenhals;
Ypsilon (υ) Cygni, 66 Cyg; RE 21h 17' 55“ / DE +34° 53'; mittlere Helligkeit 4,51mag
γC- veränderlich; Amplitude= 4,28mag – 4,50mag; Periode= irregulär;
Upsilon: Spektrum= B2.5Vne; Distanz= 900LJ; LS= 1090fach; Mv= -2,8Mag; MS= fach; RS= fach;
OT= K; EB= 0.011“/Jhr.; RG= km/s; zur Cyg OB4 Assoziation;
Mehrfachstern; mv Komponente B= 10,0mag; Spektrum= GF8,5V; Distanz A-B= 15,1“; PW= 220°
(2003);
mv Komponente C= 10,0mag; Spektrum= K2V; Distanz A-C= 21,2“; PW= 183° (1982);
mv Komponente D= 12,0mag; Spektrum= M2V; Distanz A-D= 57,3“; PW= 308° (1982);
T Cygni; T Cygni, RE 20h 47' 11“ / DE +34° 22'; mittlere Helligkeit 4,93mag
Lb- veränderlich (langperiodisch irregulär); Amplitude= 4,91mag – 4,96mag; Periode= irregulär;
T: Spektrum= K3III; Distanz= 399LJ; LS= 133fach; Mv= -0,5Mag; EB= 0,045“/Jhr.; RG= -22,8km/s;
DT Cygni, RE 21h 06' 30“ / DE +31° 11'; mittlere Helligkeit 5,77mag;
Cδ- veränderlich (Delta-Cepheide); Amplitude= 5,57mag – 5,96mag; Periode= 2,499 Tage;
DT Cygni: mv= 5,77mag; Spektrum= F7,5Ib-II; Distanz= 1896LJ; LS= 1380fach; Mv= -3,1Mag; EB=
0,003“/Jhr.;
W Cygni; RE 21h 36' 02“ / DE +45° 22'; mittlere Helligkeit 5,96mag
SRa veränderlich (halbregelmäßig, Typ RRCrb); Amplitude= 5,12mag – 6,83mag; Periode= 131,1
Tage;
W Cygni: mv= 5,96mag; Spektrum= M4IIe – M6IIIe; Distanz= 618LJ; LS= 123fach; Mv= -0,4; EB=
0,049“/Jhr;
6. Deep Sky Objekte
M29, NGC 6913; RE 20h 23‘ 54“ / DE +38° 32‘;
Offener Sternhaufen Typ III3pn; mv= 6,6mag; D= 7‘; Distanz ca. 4.000 LJ;
RG= -21,0km/s; Alter etwa 10 Mill. Jahre; hellster Stern hat 8,59mag;
M 29 ist ein sehr grobkörnig erscheinender und wenig beeindruckender
Sternhaufen. Er liegt in der sternreichen Gegend der Milchstraße etwa 2°
südlich vom Stern Gamma Cygni Sadir (2,2mag);
M29 ist in diesem Sterngewimmel ein eher unauffälliger Haufen mit etwa 20
Sternen ab 9mag; man sollte nicht allzu hoch vergrößern.
M39, NGC 7092; RE 21h 31‘ 42“ / DE +48° 26;
Offener Sternhaufen Typ III2p; mv= 4,6mag; Mv= -2,5Mag;D= 32‘; wahrer
D= 7LJ; Distanz 825LJ; RG= -2,8km/s; etwa 30 Sterne ab 7mag; hellster
Stern= 6,83mag; Alter von M39 etwa 250 Mill. Jahre.
M39 befindet sich etwa 9° östlich vom Stern α Cyg DENEB. Er Ist leichter zu
finden, wenn man von Gamma Cygni Sadir (2,2mag) aus über den „Nord=
amerikanebel diese Linie nochmal verlängert Bei klarem Himmel ist er schon
mit bloßen Augen zu erkennen. Es ist ein mäßig konzentrierter Haufen mit
wenigen aber hellen Sternen. M39 ist ein typisches Fernglasobjekt: etwa 30
Sterne ab 7mag. Im Teleskop läuft man Gefahr, den Sternhaufen zu
übersehen.
NORDAMERIKANEBEL, NGC 7000;
RE 20h 59' 00" / DE +44° 31';
Emissionsnebel Typ E; mv= 4,8mag; D= 120'X
100'; Distanz ca. 1960LJ; wahrer D= 45 LJ;
Die Hauptstrahlungsquelle ist neben weiteren
schwächeren Sternen Deneb. Bei äußerst guten
Sichtbedingungen ist er schon mit freiem Auge
sichtbar. Mit einem lichtstarken Fernglas sollte man
schon die Umrisse "Nordamerikas" erkennen,
zumindest aber den hellsten Teil des Nebels: die
"Bucht von Mexico". Der nördliche Teil geht allmählich in helle Regionen der Milchstraße über.
Westlich vom NGC 7000 schließt sich IC 5070 an, bekannt als „Pelikannebel“. Mit einem Teleskop
incl. Weitwinkelokular (50mm) und einem Nebelfilter UHC erkennt man den Kontinent sowie den
Offenen Sternhaufen NGC 6997.
Nordamerikanebel (links) und Pelikannebel (rechts)
PELIKANNEBEL, IC 5067-70; RE 20 48’ 21“ ; DE +44° 22’;
Emissionsnebel; D= 85’ X 75’; Distanz= 1800LJ;
Der Pelikannebel befindet sich westlich vom „Golf von Mexiko“ des benachbarten Nordamerikanebels
NGC 7000: Er ist nur durch eine dunkle Brücke vom bekannteren Nebel getrennt. und wird ebenfalls
vom heißen Überriesen „Deneb“ zum Leuchten angeregt.
Der Pelikannebel ist eine klassische H-IIRegion. Besonders schön sind die feinen Strukturen in der
Nebelmasse. Die Form des Pelikan ist oft nicht leicht zu erkennen, man kann versuchen, sich den
Vogel von der Seite vorzustellen. Die hellen Nebelmassen bilden den Kopf und der Schnabel geht in
die linke Richtung Zur Beobachtung des Pelikannebels empfiehlt sich mit Sicherheit ein OIIINebelfilter.und eine kleine Vergrößerung. Er ist ein Testobjekt für klaren dunklen Himmel.
Cirrusnebel, NGC 6979, NGC 6992 – 6995 und NGC 6960
ist ein nur teilweise erhaltener ringförmiger Nebel
im Sternbild Schwan mit den Katalognummern
6960, 6979 + 6992 unterhalb des hellen Stern
Epsilon Cygni GIENAH, dem linken Flügelstern.
Bei dem CIirrusnebel handelt es sich um einen
etwa 30.000 Jahre alten Supernovaüberrest vom
Typ II. Es ist auch eine Radio- und Röntgenquelle
(Cygnus X-5). Die Expansionsgeschwindigkeit
beträgt etwa 100Km/s.
Der Cirrusnebel ist ungefähr 1.500 LJ entfernt. Der
Bereich NGC 6960 um den Stern 52 Cygni
(4,2mag) ist als „Sturmvogel“ und die hellste
Region NGC 6992 „Hexenfinger“ bekannt.
Den Cirrusnebel als Gesamtkomplex nennt man
auch Schleiernebel oder Cygnusbogen.
Der gesamte Cirrusbogen hat einen scheinbaren
Durchmesser von etwa 2°, das entspricht ungefähr
einem wahren Durchmesser von 70 LJ.
Die Suche nach diesem eindrucksvollen Objekt
lohnt sich schon mit Ferngläsern ab 50mm
Öffnung. Besonders schön wirkt er auch in einem 11X80 oder 20X100- Glas. Für Teleskope empfiehlt
sich ein Nebelfilter (0 III oder mindestens ein UHC). Auch sollte die Vergrößerung nicht allzu hoch
sein.
CIRRUSNEBEL:
NGC 6969 „Sturmvogel“, RE 20h45‘42“/ DE+30°43’; (bei 52 Cygni); D= 70‘X6‘ (rechts im Bild)
NGC 6979 (mittl. rechter Teil); RE 20h50‘55“/DE+32°07‘ D= 72‘X6‘;
NGC 6992-6995, auch „Hexenfinger“ (links im Bild), RE 20h56‘25“/DE+31°41‘ D= 78X8‘;
Der Gesamtkomplex hat einen Durchmesser von etwa 2° oder 120‘; Der wahre Durchmesser
entspricht etwa 70 LJ;
NGC 6888, „Crescentnebel, Sichelnebel, Donutnebel“; RE 20h 12‘ 06“ / DE +38° 21‘;
Galaktischer Nebel; Typ EN; mv= 10,0mag; D= 18‘ X 13‘; wahrer D=
25LJ; Distanz ca. 4700LJ;
NGC 6888 befindet sich etwa 3,8° von Gamma Cygni Sadir in
Richtung Beta Cygni Albireo. Seine Form erinnert etwas an einen
„angebissenen Donut“. In der Mitte des Nebels befindet sich der EAVeränderliche V 1770 (7,2mag). Der Nebel ist groß und flächen=
schwach. Ein UHC- Filter hilft, ein OIII- Filter zeigt dagegen schon ab 10“ Öffnung Strukturen.
NGC 6826, „Blinking Nebular“; RE 19h 44‘ 48“ / DE +50° 31‘;
Planetarischer Nebel; Typ 3a/2 (unregelmäßig, heller im Zentrum /
oval); mv= 8,8mag; D= 27“ X 24“; RG= -6,2km/s; Distanz ca. 2.200
LJ; ZS= 10,4mag;
NGC 6826 befindet sich etwa 3° in Richtung 8:00Uhr von Iota2 Cyg
(3,7mag). Er wird auch „Blinkebel“ genannt.
Das Blinken wird von unseren Augen verursacht. Wenn man direkt
auf den Zentralstern schaut, überblendet er den Nebel. Schaut man
jedoch etwas daran vorbei, kommt der Nebel wieder zum Vorschein.
Im 8“- Teleskop ist der Effekt bei 200fach zu sehen.
7. CYGNUS X-1, RE 19h 58' 22“ / DE +35° 12'
Cygnus X-1 ist ein Röntgen – Doppelstern nahe Eta Cygni.
Der Hauptstern HD 226868 ist ein 8,7mag heller heißer blauer Riesenstern im Spektrum 09,7Iab in
etwa 6100LJ Entfernung; Der Stern hat etwa 350000fache Sonnenleuchtkraft, 33fachen Radius,
40fache Sonnenmasse und eine Oberflächentemperatur von 31100K; Die RG beträgt -13,0km/s;
Der Riesenstern hat einen kompakten Begleiter: ein Schwarzes Loch mit etwa 15 Sonnenmassen und
einem Ereignishorizont mit ca. 50km Durchmesser. DasSystem ist etwa 5Mill. Jahre alt.
Die Orbiperiode der beiden beträgt 5,560 Tage.
Der Abstand zwischen Riesenstern und Schwarzes Loch beträgt lediglich nur etwa doppeltsoviel wie
der Radius des Hauptsterns. Es wird vermutet, dass der Blaue Riese durch einen kontinuierlichen
Sonnenwind in 400.000 Jahren etwa Masse in der Größenordnung der Sonne verliert.
Es wird Masse vom Hauptstern zu dem Schwarzen Loch transferiert, um das sich eine
Akkretionsscheibe gebildet hat, die aufgrund des Massenaufpralls und der Reibung, die sich ergibt,
auf einige Millionen Grad erhitzt wird und dadurch die Röntgenstrahlung abgegeben wird.