Sternbild GROSSER BÄR

Sternbild GROSSER BÄR
(Ursa Maior – UMa)
Eigentlich sollt dieses nördliche Sternbild GROSSE BÄRIN heißen (Ursa= lat. „Bärin“). Es
ist das 3.größte Sternbild am Gesamthimmel und es kulminiert im März gegen 24 Uhr;
Dieses zum großen Teil zirkumpolare Sternbild ist vor allem durch die zum Bären
gehörende Figur „Großer Wagen“ oder auch „Schöpfkelle“ berühmt. Die 4 „Kastensterne“
Megrez, Dubhe (oben), Phad und Merak (unten) sowie die 3 Deichselsterne Alioth, Mizar
(mit Alkor) und Benetnasch (auch Alkaid) markieren diese wohl bekannteste Sternfigur,
markieren aber lediglich das „Hinterteil“ des Großen Bären. Der „Bärenkörper“ wird durch
die Sterne χ (Chi), θ (Theta), φ (Phi) und υ (Ypsilon) vervollständigt. Omikron „Muscida“
symbolisiert die Nasenspitze des Bären und die 3 Sternenpärchen Iota „Talitha“, Kappa
„Alkaphra“ , lambda „Tania Borealis“, My „Tania Australis“ und Ny „Alula Borealis“ sowie Xi
„Alula Australis“ bilden die vorderen, hinteren und nachgezogenen „Bärentatzen“.
Der GROßE Bär befindet sich innerhalb der Koordinaten RE 08h 09‘ bis 14h 29‘ und DE
+73° bis +28°; Die Nachbarsternbilder sind im Norden DRACHE und GIRAFFE, im Westen
GIRAFFE und LUCHS, im Süden KLEINER LÖWE und LÖWE und im Osten HAAR der
BERENIKE, JAGDHUNDE, BÄRENHÜTER und DRACHE.
Der GROßE BÄR ist nördlich von 62° geographischer Breite zirkumpolar und südlich von –
17° nicht mehr vollständig sichtbar.
Die Objekte:
1. Die Kasten- und die Deichselsterne Dubhe, Merak, Megrez, Phekda, Alioth, Mizar
mit Alkor
und Benetnasch
2. Die Bärentatzen Talitha und Alkaphra, Tania Borealis und Tania Australis
3. Die Bärennase Muscida
4. Die Doppelsterne Sigma1, Xi Alula Australis, Phi und 78
5. Die veränderlichen Sterne
6.. Die Galaxien M81, M82, M101 „Spinwheel“, M106 und M108
7. Der Planetarische Nebel M97 „Eulennebel“
Die Sterne des GROSSEN WAGEN:
Die 7 Sterne des Großen Wagens markieren die wohl volkstümlichste Figur am nächtlichen Himmel.
Sie ist bei den Indianern Nordamerikas bekannt als „Big Dipper“ oder Großer Schöpflöffel, während
wir in unserer Kultur uns zum Begriff Großer Wagen bekennen.
Die Sterne des GROßEN WAGENS ( bis auf Benetnasch und Dubhe) gehören zum Bewegungshaufen
„Bärenstrom“. Der GROßE WAGEN dient auch als „Himmelswegweiser“: Die Achse der beiden
hinteren Kastensterne „Merak“ und „Dubhe“ weisen bei 5facher Verlängerung direkt zum
„Polarstern“. Der Bogen der Deichselsterne „Alioth“, Mizar“ und Benetnasch“ führen uns zum hellen
Stern „Arcturus“ im Sternbild Bootes. Die Achse der vorderen Kastensterne „Megrez und „Phad
(Phekda)“ bei 7facher Verlängerung zeigt uns den Weg nach dem Löwenstern „Regulus“. Die 5fache
Verlängerung der Linie „Megrez“ – „Dubhe“ (obere Kastensterne) führt uns nach dem Ziegenstern
„Capella“ im Fuhrmann. Letztendlich befindet sich der Deichselstern Benetnasch etwa auf halben
Weg zwischen „Regulus“ im Löwen und „Wega“ in der Leier. Alles in allem markieren die Sterne des
GROßEN WAGENS lediglich das „Hinterteil“ des Bären.
Bemerkenswert ist noch die Tatsache, dass der „Große Wagen“ zirkumpolar ist und somit das ganze
Jahr über beobachtbar bleibt und sich im Laufe des Jahres um den Polarstern zu drehen scheint.
Die Kastensterne:
DUBHE, α Ursae Maioris, 50 Uma; RE 11h 03' 44“ / DE +61° 45'
Dubhe, arab. „Bär“, ist der zweithellste Stern des Großen Bären und rechte
obere Kastenstern. Zusammen mit „Merak“ bildet er die Achse, dessen
5fache Verlängerung zum Polarstern weist.
Dubhe ist ein 4fach- System mit einer Gesamthelligkeit von 1,81mag in
einer Distanz von 123,6 LJ. Die RG= -8,9km/s, die EB= 0,137“/Jhr.
Die Hauptkomponente A ist ein orange rötlicher, 2,02mag heller K0IIIaRiesenstern mit einer Oberflächentemperatur von 4500K. Die Absolute
Helligkeit beträgt -1,1Mag. Der Stern hat 4fache Sonnenmasse, 30fachen
Radius und die 226fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Komponente B ist ein weißgelber F0- Hauptreihenstern. A+B benötigen
44 Jahre für einen Umlauf. B ist lediglich 22,9 AE (etwa die Entfernung
Uranus – Sonne) von A entfernt. Der Stern ist 4,73 mag hell, hat 1,8
Sonnenmassen, 1,3fachen Radius und 15fache Leuchtkraft. Die Absolute
Helligkeit beträgt 1,8Mag. Die Distanz A -B= 0,4“, der PW= 89° (2011).
Komponente C ist ein gelber F8- Hauptreihenstern und etwa 8000AE (0,12LJ) von seinen beiden Partnern
entfernt. Er ist 7,12 mag hell, hat 1,1fache Masse, 1,1fachen Radius und 1,5fache Leuchtkraft. Seine
Absolute Helligkeit beträgt 4,2Mag.
Außerdem hat C noch einen sehr nahen Begleiter, der nur 7 Tage Umlaufzeit benötigt. Die Distanz A-C=
381,1“, der PW 204° (2011).
Dubhe gehört nicht zum „Bärenstrom“.
MERAK, β Ursae Maioris, 48 UMa; RE 11h 01' 51“ / RE +53° 23'
Merak, arab. „Lende“, ist ein 2,34mag heller weißer A1V- Hauptreihenstern in 79,74 LJ Distanz. Er hat die
2,7fache Masse unserer Sonne, den 3fachen Radius und die 57fache Leuchtkraft. Die Abs. Helligkeit beträgt
0,41Mag. Die RG= -13,1km/s, die EB= 0,086“/Jhr. Meraks Oberflächentemperatur beträgt 9377K. Er ist der
5.hellste Stern im Großen Wagen und befindet sich rechts unten im „Bärenkasten“. Merak gehört zur SiriusGruppe im „Bärenstrom“.
PHECDA, auch PHAD; γ Ursae Maioris; 64 UMa; RE 11h 53' 50“ / DE +53° 41'
Phecda, arab. „Lende“, ist ein weißer A0Ve- Hauptreihenstern in 83,2 LJ Distanz. Die scheinbare Helligkeit
beträgt 2,41 mag, die Absolute Helligkeit 0,4Mag. Phecda hat die 59fache Leuchtkraft, die 2,6fache Masse
und 3fachen Radius unserer Sonne. Die EB= 0,093“/Jhr, die RG= -12,6km/s. Phecda ist an seiner
Oberflächen 9355K heiß. Phecda ist der 6.hellste Stern im Großen Wagen. Er befindet sich links unten im
„Bärenkasten“ und gehört ebenfalls zur Bärenstrom-Sirius-Gruppe. Nur etwa 1° südöstlich finden wir die
Spiralgalaxie M109.
MEGREZ, auch KAFFA; δ Ursae Maioris, 69 UMa; RE 12h 15' 26“ / DE +57° 02'
Megrez, arab. „Schwanzwurzel“, ist ebenfalls ein weißer Hauptreihenstern im Spektrum A3V; Die Distanz
beträgt, 81,4 LJ, die scheinbare Helligkeit 3,31 mag. Er hat 24fache Leuchtkraft und eine Absolute Helligkeit
von 1,3Mag. Die Masse beträgt das 1,6fache und der Radius das 1,4fache unsrer Sonne. Merak hat eine
Oberflächentemperatur von 9480K. Die RG= -13,4km/s, die EB 0,102“/Jhr; Er ist visuell der schwächste
Stern im Großen Wagen, links oben im „Bärenkasten“. Auch Megrez gehört zur Bärenstrom- Sirius-Gruppe.
Die Deichselsterne:
ALIOTH, Epsilon Ursae Maioris; 77 UMa; RE 12h 54' 01“ / DE +55° 57'
Alioth, arab. „Schwanz, Gesäß“, ist mit 1,76mag der hellste Stern im Großen Wagen. Er ist ein weißer A0pHauptreihenstern in 80,9 LJ Distanz. Er hat 101fache Sonnenleuchtkraft und eine Absolute Helligkeit von 0,2Mag. Seine Masse beträgt das 2,9fache und der Radius das 4fache unserer Sonne. Die EB= 0,109“/Jhr.,
die RG -9,3km/s. Alioth hat eine Oberflächentemperatur von 10800K. Er zeigt ein sehr starkes Magnetfeld
und zählt zu den sog. α2CV- Veränderlichen, benannt nach „Cor Caroli“, dem Hauptstern der Jagdhunde. Die
Helligkeitsschwankung beträgt 0,3mag innerhalb von 5,09 Tagen. Alioth ist der rechte Deichselstern und
gehört ebenfalls zur Bärenstrom- Sirius-Gruppe.
MIZAR, Zeta Ursae Maioris; 79 UMa; RE 13h 23' 55“ / DE +54° 55'
Mizar, arab. „Hüftgürtel“, ist ein komplexes Mehrfachsystem mit einer Gesamthelligkeit 2,22mag in einer
Distanz von 78,2 LJ. Die Komponenten Mizar A und Mizar B sind beide im Spektrum A2V und beide
spektrobinär, so dass wir es also mit einem 4fach-System zu tun haben. Auch Mizar gehört zur Bärenstrom Siriusgruppe
Mizar A: mv= 2,23mag, Leuchtkraft= 61,2fach, Absolute Helligkeit=
0,3Mag, Masse= 7,5fach, Radius= 4,2fach, EB= 0,121“/Jhr., RG= 9,6km/s, Oberflächentemperatur 9345K.
Spektrobinär: Aa – Ab= 0,29AE, Periode 20,45 Tage.
Mizar B: mv= 3,88mag, Leuchtkraft= 13fach, Absolute Helligkeit=
2,0Mag, Masse= 1,7fach, Radius= 1,8fach; Oberflächentemperatur
9275K.
Auch Mizar B ist spektroskopisch doppelt: Ba – Bb= 3,12AE, Periode
57 Jahre.
Der Abstand zwischen A und B beträgt 345 AE (51,75 Mrd. km), bzw.
15,6“; PW= 152° (2007);
ALCOR, 80 Ursae Maioris, RE 13h 25' 14“ / DE +54° 59'
Alcor, auch Reiterlein, oder Augenprüfer, arab.: „der Verworfene“, ist ein 3,99mag heller A5VHauptreihenstern in 81,72 LJ Distanz. Er hat 13fache Sonnenleuchtkraft, eine Absolute Helligkeit von 2Mag,
1,8fache Sonnenmasse, 1,7fachen Radius und eine Oberflächentemperatur von 8500K. Die EB= 0,116“/Jhr.,
die RG= -9km/s.
Alcor ist als sogenannter Augenprüfer lediglich 11'50“ vom Mizar – System entfernt, das entspricht etwa einer
Distanz von 74.000 bis 39.000 AE ( 1,5 bis 0,5LJ). Die Eigenbewegung verrät, dass sich das Reiterlein
langsam auf Mizar zubewegt. Falls Alcor gravitativ an Mizar gebunden ist, würde die Umlaufzeit etwa
800.000 Jahre betragen.
Außerdem ist Alcor δSct- veränderlich: Amplitude= 3.95 – 4,03mag.
Mizar und Alcor sind die mittleren Deichselsterne.
BENETNASCH, Eta Ursae Maioris, 85 UMa; RE 13h 47' 33“ / DE +49° 19'
Benetnasch, auch ALKAID, arab. „Anführer der Klageweiber“ ist ein 1,84mag heller bläulichweißer B3VHauptreihenstern in 100,7 LJ Distanz. Er hat 144fache Sonnenleuchtkraft, eine Absolute Helligkeit von 0,6Mag, 6fache Sonnenmasse, 3,4fachen Radius und eine Oberflächentemperatur von 16.823K. Die EB=
0.126“/Jhr., die RG= -13,4km/s. Benetnasch gehört zur Cas-Tau OB1 Assoziation.
Benetnasch ist der linke Deichselstern und die Schwanzspitze des Bären.
2. Die 4 „Bärentatzen“
2 Sternpärchen markieren die Tatzen des Bären. Sie befinden sich unter dem Wagenkasten. Das
westliche Pärchen Iota „Talitha“ und Kappa „Alkaphra“ stellen die „Vordertatze“, das Pärchen
Lambda und My „Tania Borealis“ und „Tania Australis“ markieren die Hintertatze.
TALITHA, ι (Iota) Ursae Maioris, 9 Uma, RE 08h 59' 13“ / DE +48° 02'
Talitha Borealis, arab. „3. Sprung (der nördlichen) Gazelle“, ist ein 3,12mag heller A7IV- Unterriese in
47,74LJ Distanz. Talitha hat 10fache Sonnenleuchtkraft, eine Absolute Helligkeit von 2,3Mag, 1,7fache
Sonnenmasse, 1,7fachen Radius und eine Oberflächentemperatur von 8165K, Die EB= 0,501“/Jhr., die RG=
+9Km/s. Talitha ist spektrobinär, die Periode= 4028 Tage und etwa 620Mill. Jahre alt.
In 4,5“ bzw. 132AE Distanz (PW 24°/ Anno 2005) befindet sich ein Begleitstern 9. Größe, der wiederum ein
Doppelsternpärchen bildet. Dieses Pärchen zeigt sich im Spektrum M1V und benötigt etwa 39 Jahre für
einen Umlauf um Komponente A.
Talitha gehört zur „Hyadengruppe“ und ist der nördliche vordere Tatzenstern.
ALKAPHRA, auch Talitha Australis, κ (Kappa) Ursae Maioris, 12 UMa, RE 09h 03' 37“ / DE +47° 09'
der „3. Sprung (der südlichen) Gazelle“ ist in Doppelstern mit einer Gesamthelligkeit von 3,57mag im
Spektrum A1Vn. Tatsächlich besteht der 423 LJ entfernte Doppelstern aus einem 4,2mag hellen A0IV
Unterriesen mit 290facher LS und einem 4,4mag hellen A0V Hauptreihenstern mit 250facher Leuchtkraft.
Gemeinsam haben sie 540fache LS und eine Absolute Helligkeit von -2,0Mag. Die beiden Komponenten
haben 3,6fache und 3,4fache Sonnenmasse und eine Oberflächentemperatur von 9600K und 9200K. Sie
stehen lediglich 0,27“- das sind 24AE (3,6Mrd. km)- auseinander und benötigen 64,29 Jahre für den
gegenseitigen Umlauf. Das Alkaphra- System ist etwa 250Mill. Jahre alt.
TANIA BOREALIS, λ (Lambda) Ursae Maioris, 33 UMa, RE 10h 17' 06“ / DE +42° 54'
der arabisch/lateinische Name bedeutet „2. Sprung (der nördlichen) Gazelle, Tania Borealis ist ein weißer
A2IV Unterriese in 134,4 LJ Distanz. Er hat 59fache Leuchtkraft, eine Absolute Helligkeit von 0,4Mag,
2,4fache Sonnenmasse, 2,3fachen Radius und eine Oberflächentemperatur von 9280K. Die EB= 0,170“/Jhr,
die RG= +18,1Km/s. Das Alter beträgt etwa 410Mill. Jahre. Tania Borealis gehört zur Hyadengruppe.
TANIA AUSTRALIS, µ (My) Ursae Maioris, 34 UMa, RE 10h 23' 20“ / DE +41° 30'
der „2. Sprung (der südlichen) Gazelle ist ein 3,06mag heller Roter Riesenstern im Spektrum M0IIISB, Die
Distanz beträgt 249LJ. Der „südliche Sprung“ hat 289fache Leuchtkraft, eine Absolute Helligkeit von 1,35Mag, 2,3fache Sonnenmasse, 62fachen Radius und eine Oberflächentemperatur von 3950K. Die EB=
0,088“/Jhr., die RG= -20Km/s.
Tania Australis ist spektrobinär: sein Partner ist im Mittel 1,5AE (225Mill. km) von seinem Hauptstern entfernt
mit einer Periode von 230,09 Tagen. Dabei entsteht eine Bedeckungsveränderlichkeit mit einer Ampiltude
von 0,34mag.
3. Die „Bärennase Muscida“
MUSCIDA, Omikron (o) Ursae Maioris, 1UMa; RE 08h 30' 16“ / DE +60° 43'
arab. „Hundeschnauze“; mv= 3,35mag; Spektrum= G4II-III; Distanz= 183,6LJ; LS= 121fach; Mv= -0,4Mag;
MS= 3fach; RS= 14fach; OT= 5242K; Alter ca. 360Mill. Jahre; zur Hyadengruppe;
Doppelstern; mv Komponente B= 15,2mag; Distanz A-B= 7,2“; PW= 192° (1899);
Muscida wird von einem jupiterähnlichen Exoplaneten begleitet: Omikron b= 4,1Jupitermassen, Distanz=
3,9AE (585Mill. km); Periode= 1630 Tage;
Muscida markiert die Bärenschnauze;
Srd- veränderlich; siehe 7. Die Veränderlichen
4. Doppelsterne:
DUBHE, Alpha Ursae Maioris, RE 11h 03' 44“ / DE +61°45'; Gesamthelligkeit 2,02mag
mv Komponenten A + B= 2,10 mag + 4,73mag; Spektren A +
B= K0III + F0V; Distanz A-B= 0,4“; PW= 89° (2011); wahre
mittlere Distanz= 22,9AE (3,44Mrd. Km); Orbitdauer= 44,4
Jahre;
mv Komponenten A + C= 2,10mag + 7,12mag; Spektren A + C=
K0III + F8V; Distanz A-C= 381,1“; PW= 204° (2011);
Komponente C hat einen nahen Begleiter mit einer Orbitdauer
von 7 Tagen;
MIZAR, Zeta Ursae Maioris, RE 13h23'55“, DE +54°55'; Gesamthelligkeit 2,21mag
mv Komponenten A + B= 22,23mag + 3,88mag; Spektren A + B= A2V + A5V;
Distanz= A-B= 15,6“; PW= 152° (2007); Orbitdauer ca. 5000 Jahre; Der
Abstand zwischen A und B beträgt 345 AE (51,75 Mrd. km);
Mizar ist ein Vierfachsystem. Die beiden Komponenten A + B sind jeweils
spektrobinär:
Komponenten Aa + Ab: wahre mittlere Distanz= 0,29AE (43,5Mill.km);
Orbitdauer= 20,45Tage
Komponenten Ba + Bb: wahre mittlere Distanz= 3,12AE ( 486Mill. km);
Orbitdauer= 57 Jahre;
Siehe 2. Deichselsterne: ALCOR
Siehe 2. Deichselsterne: MIZAR
ALULA AUSTRALIS, XI Ursae Maioris; RE 11h 18' 11“ / DE+31°31'; Gesamthelligkeit 4,23mag
mv Komponenten A + B= 4,29mag + 4,71mag; Spektren A + B=
G0V + G0V; Distanz A-B= 1,6“; PW= 208° (2010); wahre mittlere
Distanz= 21,2 AE (3,18Mrd. km); Orbitdauer= 59,878 Jahre;
Die Komponenten A + B sind spektrobinär:
Spektrum Ab= M3V; wahre mittlere Distanz Aa-Ab= 2,8AE
(420Mill. km); Orbitdauer Aa-Ab= 1,833 Jahre
Spektrum Bb= brauner Zwerg (40 Jupitermassen); wahre
mittlere Distanz Ba-Bb= 0,06AE (9Mill. km); Orbitdauer= 3,98
Tage.
Wahrscheinlich gehört noch ein M8V- Stern 15. Größe zum XiSystem: Distanz AB-C= 2,7°; wahre Distanz= 450AE (67,5Mrd.
km); Orbitdauer ca. 5600 Jahre;
Sigma2 Ursae Maioris; RE 09h10'24“ / DE+67°08'; Gesamthelligkeit 4,80mag
mv Komponenten A + B= 4,87mag + 8,85mag; Spektren A + B= F4V + K2V; Distanz A-B= 2,4“; PW= 20°
(2010); mittlere Distanz= 6,2“; Orbitdauer= 1067 Jahre;
mv Komponente C: 9,3mag; Distanz A-C= 204,6“; PW= 148° (1919)
Sigma2: Distanz= 66,74LJ; LS= 4,2fach; Mv= 3,2Mag; EB= o,o79“/Jhr.; RG= -2,2km/s;
Sigma2 ist optisch doppelt mit Sigma1, RE 09h 08' 24“ / DE +66° 52'; mv= 5,15mag; Spektrum= K5III;
Distanz= 499LJ; LYS= 169fach; Mv= -0,8Mag; EB= 0,044“/Jhr.; RG= +15,0km/s; Distanz Sigma2 - Sigma1
etwa 0,3°;
78 Ursae Maioris, RE 13h 00' 44“ / DE +56°22'; Gesamthelligkeit 4,93mag
mv Komponenten A + B= 5,02mag + 7,88mag; Spektren A + B=
F2V + G6V; mittlere Halbachse= 1,25“; wahre mittlere Distanz=
31,24AE (4,686Mill. km); Orbitdauer= 106,4 Jahre;
Leuchtkraft A+B= 4,9fach+0,9fach; Mv A+B= 3,1Mag+4,9Mag;
Masse A+B= 1,5fach+1fach; Radius A+B= 1,5fach+0,9fach;
Oberflächentemperatur A+B= 7000K+5500K; EB= 0,11“/Jhr;
RG= -9,8km/s;
23 Ursae Maioris, RE 09h 31' 32“ / DE +63° 03'; Gesamthelligkeit 3,65mag
mv Komponenten A + B= 3,65mag + 9,19mag; Spektren= F0IV + K7V; Distanz A-B= 23,2“; PW= 269° (2003);
mv Komponente C (optisch doppelt mit 23): 10,5mag; Distanz AB-C= 105,4“; PW= 231° (1999);
23A: mv= 3,65mag; Spektrum= F0IV; Distanz= 75,5LJ; LS= 15fach; Mv= 1,8Mag; Masse= 1,5fach; Radius=
2,5fach; OT= 7080K; EB= 0,112“/Jhr.; RG= -10,4km/s;
Winnecke 4, Messier 40; RE 12h 22' 12“ / DE +58° 05'; Gesamthelligkeit 9,65mag
mv Komponenten A + B= 9,74mag + 10,18mag; Spektren= F8V + G0V;
Distanz A-B= 53,2“; PW= 76° (1991);
Distanz= 510LJ; offensichtlich nur optisch doppelt; EB Komp. A= 0,072“; EB
Komp. B= 0,052“; Masse Komp. A= 1,2fach; Masse Komp. B= 1,1fach;
Messier 40 bzw. Winnecke setzt sich aus den beiden Sternen HD 238107
und HD 238108 zusammen;
5. Die veränderlichen Sterne
ALIOTH, Epsilon Ursae Maioris; RE 12h 54' 02“ / DE+55°57'; mittere Helligkeit 1,76mag;
Typ α2CV (Rotationsveränderlich); Amplitude= 1,76mag – 1,79mag; Periode= 5,089 Tage;
siehe 2. Deichselsterne
MUSCIDA, Omikron Ursae Maioris, RE 08h 30' 16“ / DE +51° 40'; mitlere Helligkeit 3,35mag
Typ SRd (halbregelm. Veränderl. „gelbe“ Riesen und Überriesen); Amplitude= 3,30mag – 3,80mag; Periode=
183,6 Tage;
siehe 3. Die „Bärennase“
IQ Ursae Maioris, 83 Uma; RE 3h 40' 44“ / DE +54° 40'; 4,63mag
TYP SRb (halbregelm. Veränderl. RRCrb); Amplitude= 4.69mag-4.75mag; Periode= ?
Distanz= 549LJ; LS= 331fach; Mv= -1,5Mag; RS= 59fach; OT= 3600K; EB= 0,029“/Jhr.; RG= -18,6km/s;
VY Ursae Maioris, RE 10h 45' 04“ / DE ++67° 24'; mittlere Helligkeit 5,92mag
Typ Lb (langsam irregulär veränderlich); Kohlenstoffstern; Amplitude= 5,87mag – 5,95mag; Periode=
irregulär;
Spektrum= C5II; Distanz= 1130LJ; LS= 420fach; Mv= -1,8Mag; EB= 0,005“/Jhr.; RG= -6,3km/s;
CG Ursae Maioris, RE 09h 21' 43“ / +56° 42'; mittlere Helligkeit
Typ Lb (langsam irregulär veränderlich); Amplitude= 5.87 – 5.95; Periode= irregulär
Spektrum= M4IIIa; Distanz= 477LJ; LS= 86fach Mv= -0,0Mag; EB= 0,014“/Jhr.; RG= +20,6km/s;
WW Ursae Maioris, RE 09h 43' 45“ / DE +55° 57'; mittlere Helligkeit 8,0mag;
Typ EW (bedeckungsveränderl. Kontaktsystem); Amplitude= 7,75mag – 8,48mag; Periode= 0,334 Tage;
W UMa ist Prototyp der bedeckungsveränderlichen Kontaktsysteme. Beide Sterne füllen ihr Rochevolumen
aus und sind mit einer gemeinsamen Hülle umgeben.
Die W UMA-Sterne finden sich zumeist im Spektrum F bis K;
W UMa A und B: mv= 7,75mag + 8,48mag; Spektren= F8Vp + F8Vp; Distanz= 174LJ; LS= 1,5fach + 1fach;
Mv= 4,4Mag; RG= -46,0km/s; MS= 0,99fach + 0,62fach; RS= 1,14fach + 0,83fach;
Die große mittlere Halbachse beträgt 2,4 Sonnenradien (1,728Mill. km);
6. Die Messier - Galaxien im Großen Bären
M81, NGC 3031; Spiralgalaxie Typ Sb; RE 09h 55“ 34“ / DE +69° 04‘;
mv= 7,8mag; D= 24,9‘ X 11,5‘; PW= 157°; Mv= -21M6; LS= 65Mrd.fach= 2,8X Milchstraße; M= 250Mrd.fach;
Distanz ca. 12 Mill. LJ; RG= -44 Km/s; FH= 1; NzB= 2; M81 – Gruppe, Virgo - Superhaufen
M81 befindet sich etwa 9° in Richtung 2h vom Stern α UMa DUBHE (1m8) oder einfacher etwas oberhalb
der Verlängerung von PHEKDA – DUBHE um den gleichen Betrag. M81 ist schon einfach im Fernglas zu
finden, da sie am Nordhimmel nach der Andromedagalaxie und der Dreiecksspirale uns am größten und
hellsten erscheint. Wir blicken von uns aus gesehen schräg auf diese lockere Spirale Im Teleskop weist sie
ein helles Zentralgebiet mit punktförmigen Kern und länglichem Halo auf. Ab 8“ Öffnung ist schon bei 60fach
ansatzweise die Spiralform zu erkennen. M81 bildet einen schönen Anblick, wenn im gleichen Gesichtsfeld in
einem Weitwinkel - Okular die Galaxie M82 zu sehen ist (siehe Abb. unten)
M81 ist wohl eine der leichtesten und für den Amateurastronomen wertvollsten Galaxien auf der
Nordhalbkugel, insbesondere da sie mit ihrem Nachbarn M82 ein höchst eindrucksvolles, physikalisches
Paar bildet. Sie ist die hellste und vielleicht auch beherrschende Galaxie der nahegelegenen M81- Gruppe.
Messier 81 (rechts) und Messier 82 (links)
M82, NGC 3034; Balkenspiralgalaxie; RE 09h55‘ 54“ / DE +69° 41‘
Typ SBc; mv= 8,6mag; D= 11,2‘ X 4,4‘; PW= 65°; Mv= -18M6; LS= 4Mrd.fach= 0,2X Milchstraße); Distanz
ca. 12 Mill. LJ; RG= +203 Km/s; FH= 1; NzB= 4; M81 – Gruppe, Virgo – Superhaufen.
M82 befindet sich etwa 0,8° nördlich von M81 im gleichen Gesichtsfeld und kann bei guter Durchsicht schon
im 8 Zöller die Begleitgalaxien NGC 3077 und NGC 2976 mit einbringen. M82 ist physikalisch gebunden mit
M81 und musste vor ca. 500 Mill. Jahren einen sehr nahen Vorbeiflug ihrer großen Schwester über sich
ergehen lassen. Durch diese Wechselwirkung hatte sie sich dramatisch verändert. Im 12 Zöller ist ein durch
Staubstrukturen 3geteiltes Zentralgebiet sowie die Spindelstruktur erkennbar. M82 wird als „pekuliar“
eingestuft und ist eine intensive Röntgenquelle. Außerdem besitzt sie ein starkes Magnetfeld und hat eine
hohe Sterngeburtsrate (STARBURST- GALAXIE),
Früher wurde M82 als „Irregulär“ eingestuft, neue Aufnahmen, insbesondere im Infrarotbereich, zeigt
Spiralstruktur am Ende eines kurzen Balkens.
M101, NGC 5457; SPIRALRAD (PINWHEEL)- GALAXIE; Spiralgalaxie; RE 14h 03‘ 12“ / DE +54° 21‘
Typ Sc; mv= 7,5mag; D= 28,8‘ X 26,9‘; Mv= -20M8; LS= 32Mrd.fach=
1,4X Milchstraße); Distanz ca. 27 Mill. LJ; RG= +241 Km/s; FH= 2;
NzB= 1 „Face on“;
M 101 ist die hellste einer Gruppe von mindestens neun Galaxien; Die
Entfernung von 27 Millionen Lichtjahren wurde bestimmt durch die
Vermessung von Cepheiden. Die lineare Ausdehnung dieser Galaxie
beträgt 170000 Lichtjahre und damit gehört sie zu den größten
Scheibengalaxien.
M101 befindet sich etwa 6° in Richtung 1h von BENETNASCH
(1,9mag) und 6° in Richtung 11h von MIZAR (2,0mag). Die Galaxie ist
die obere Spitze eines fast gleichschenkligen Dreiecks. Sie ist trotz geringer Flächen= helligkeit ein Erlebnis.
Sie hat ein helleres Kerngebiet und bei guten Sichtbedingungen und schwacher Vergrößerung einen sehr
großen Halo. Selbst die Spiralarme sind schon im 8 Zöller andeutungsweise erkennbar - besonders im
südwestlichen Randbezirk;
M108, NGC 3556; Spiralalaxie, Typ Sc; RE 11h 11‘ 29“ / DE +55° 40‘;
mv= 9,9mag; D= 8,6‘ X 2,4‘; PW= 80°; Mv= -21M0; LS= 38 Mrd.fach=
1,7X Milchstraße); RG= +697 Km/s; Distanz ca. 46 Mill. LJ; FH= 1;
NzB= 4;
M108 präsentiert sich fast genau von der Kante und zeigt dabei fast
keine zentrale Ausbuchtung (fast überhaupt kein betontes Zentrum);
es handelt sich lediglich um eine mit vielen Details gesprenkelte
Scheibe, die entlang ihrer Hauptachse deutliche Verdunkelungen, ein
paar H II Regionen und junge Sternhaufen, die sich gegen den
chaotisch anmutenden Hintergrund abheben, aufweist- um es mit
einem Wort auszudrücken, sie wirkt „sehr staubig". Es gibt nur wenig
Hinweise auf eine wohldefinierte Spiralstruktur in dieser Sc Galaxie,
die sich mit fast 700 km/s von uns entfernt. M108 befindet sich in einer Entfernung von 46 Millionen
Lichtjahren und ist ein Mitglied der Ursa Major Wolke, einer losen Ansammlung von Galaxien.
M108 befindet sich 1,5° in Richtung 9h von MERAK (2,3mag), direkt vor M97 EULENNEBEL.
Im Teleskop ist eine deutliche Kantenlage, ein längliches Zentralgebiet und Staubstrukturen
andeutungsweise zu erkennen.
M109,NGC 3992; Balkenspiralgalaxie, Typ Sbc; RE 11h 57‘ 35“ / DE +53° 22‘;
mv= 9,8mag; D= 7,5‘ X 4,4‘; PW= 68°; Mv= -21M2; LS= 43Mrd.fach=
1,9X Milchstraße; RG= +1.046 Km/s; Distanz ca. 55 Mill. LJ; FH= 2;
NzB= 2;
M109 befindet sich in einer Entfernung von 55 Millionen Lichtjahren
und entfernt sich von uns mit einer Geschwindigkeit von 1046 km/sec;
sie ist ein Mitglied der Ursa Maior Wolke, einer riesigen, aber losen
Ansammlung von Galaxien. M109 befindet sich etwa 0,8° östlich von
PHEKDA (2,3mag) im gleichen Gesichtsfeld. Der Stern überstrahlt
dieses Messier- Objekt fast, von daher ist die Galaxie schwer zu
beobachten. Im Teleskop ist ein hellerer Kern zu erkennen.
7. Der Planetarische „Eulennebel“
M97, NGC 3587; EULENNEBEL; Planetarischer Nebel, Typ 3a; RE 11h 14‘ 48“ / DE +55° 01‘;
mv= 9,9mag; D= 3,4‘X3,3'; wahrer D= 2LJ; Distanz ca. 2.600 LJ; ZS= 15,9mag, Oberflächentemperatur=
85.000 K; RG= 8 Km/s
Der Eulennebel M 97 ist eines der schwächsten Objekte im MessierKatalog; M97 ist einer der etwas komplexeren planetarischen Nebel.
Sein Erscheinungsbild wurde als eine Kugel ohne Pole, schräg
betrachtet, interpretiert, so dass die projezierten materiearmen Enden
des Zylinders den Eulenaugen entsprechen. Diese Schale ist von
einem schwächeren Nebel niedrigerer Ionisation eingehüllt.
Die Masse des Nebels wurde auf einen Wert vin 0.15 Sonnenmassen
geschätzt, während man von dem Zentralstern mit 16 Magnituden
Helligkeit eine Masse von um die 0.7 Sonnenmassen annimmt. Sein
dynamisches Alter beträgt um die 6000 Jahre
M97 befindet sich etwa 2,1° in Richtung MERAK (2,3mag). Im gleichen Gesichtsfeld, 0,8° in Richtung
MERAK, befindet sich die Galaxie M108; M97 ist ein großer kreisförmiger Nebel, in der Mitte etwas heller.
Die beiden dunklen Flecke sind die Augen der „Eule“.