Perseus (Sternbild)

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Algol (aus dem Arabischen رأس الغول Ra’s al-Ghul, was so viel bedeutet wie Der Kopf des Dämons), auch bekannt unter seiner Bayer-Bezeichnung Beta Persei, ist der bekannteste Stern im Perseus. In der griechischen Mythologie stellt er den Kopf der Gorgone Medusa dar, in der ägyptischen Mythologie wurde er Horus genannt und im Hebräischen Rosh ha Satan („Kopf des Satans“). Er befindet sich 92,8 Lichtjahre von der Erde entfernt und variiert in seiner scheinbaren Helligkeit von einem Minimum von 3,5 bis zu einem Maximum von 2,3 über eine Periode von 2,867 Tagen.Das Sternsystem ist der Prototyp einer Gruppe von bedeckungsveränderlichen Doppelsternen, die Algol-Variablen genannt werden, obwohl es ein drittes Mitglied hat, das eigentlich ein Dreifach-Sternsystem ist. Die hellste Komponente ist ein blau-weißer Hauptreihenstern vom Spektraltyp B8V, der 3,5 mal so massereich und 180 mal so leuchtstark wie die Sonne ist. Die sekundäre Komponente ist ein orangefarbener Unterriese vom Typ K0IV, der begonnen hat, sich abzukühlen und auf den 3,5-fachen Radius der Sonne auszudehnen, und der die 4,5-fache Leuchtkraft und 80 % der Masse der Sonne besitzt. Diese beiden sind nur durch 0,05 Astronomische Einheiten (AE) getrennt – fünf Prozent der Entfernung zwischen Erde und Sonne; der Haupthelligkeitsabfall entsteht, wenn der größere schwächere Begleiter vor dem heißeren helleren Hauptstern vorbeizieht. Die tertiäre Komponente ist ein Hauptreihenstern vom Typ A7, der im Mittel 2,69 AE von den beiden anderen Sternen entfernt ist. AG Persei ist ein weiterer Algol-Veränderlicher im Perseus, dessen Hauptkomponente ein Hauptreihenstern vom Typ B mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,69 ist. Phi Persei ist ein Doppelstern, obwohl sich die beiden Komponenten nicht gegenseitig verfinstern. Der Primärstern ist ein Be-Stern vom Spektraltyp B0,5, möglicherweise ein Riesenstern, und der sekundäre Begleiter ist wahrscheinlich ein stellarer Überrest. Der Sekundärstern hat einen ähnlichen Spektraltyp wie ein Unterzwerg vom Typ O.

Mit dem historischen Namen Mirfak (arabisch für Ellenbogen) oder Algenib ist Alpha Persei mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,79 der hellste Stern dieses Sternbildes. Als Überriese des Spektraltyps F5Ib, der etwa 590 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, hat Mirfak die 5.000-fache Leuchtkraft und den 42-fachen Durchmesser unserer Sonne. Er ist das hellste Mitglied des Alpha-Persei-Haufens (auch bekannt als Melotte 20 und Collinder 39), eines offenen Haufens mit vielen leuchtkräftigen Sternen. Zu den benachbarten hellen Sternen, die Mitglieder sind, gehören die Be-Sterne Delta (Helligkeit 3,0), Psi (4,3) und 48 Persei (4,0); der Beta Cephei-Veränderliche Epsilon Persei (2,9); und die Sterne 29 (5,2), 30 (5,5), 31 (5,0) und 34 Persei (4,7). Der nahegelegene Stern Iota Persei mit einer Helligkeit von 4,05 wurde als Mitglied der Gruppe angesehen, ist aber tatsächlich nur 34 Lichtjahre von uns entfernt. Dieser Stern ist unserer Sonne sehr ähnlich und leuchtet mit dem 2,2-fachen ihrer Leuchtkraft. Er ist ein gelber Hauptreihenstern vom Spektraltyp G0V. Umfangreiche Suchaktionen haben keine Hinweise auf ein Planetensystem ergeben.

Zeta Persei ist mit einer Helligkeit von 2,86 der dritthellste Stern in diesem Sternbild. Rund 750 Lichtjahre von der Erde entfernt, ist er ein blau-weißer Überriese mit dem 26-27-fachen Radius der Sonne und der 47.000-fachen Leuchtkraft. Er ist der hellste Stern (von der Erde aus gesehen) einer sich bewegenden Gruppe von hellen blau-weißen Riesen- und Überriesensternen, der Perseus-OB2-Assoziation oder Zeta-Persei-Assoziation. Zeta ist ein Dreifach-Sternsystem mit einem blau-weißen Hauptreihenstern vom Spektraltyp B8 und einer scheinbaren Helligkeit von 9,16 in etwa 3.900 AE Entfernung vom Hauptstern und einem weißen Hauptreihenstern mit einer Helligkeit von 9,90 und dem Spektraltyp A2 in etwa 50.000 AE Entfernung, der möglicherweise gravitativ an die beiden anderen Sterne gebunden ist oder nicht. X Persei ist ein Doppelsystem in dieser Assoziation; eine Komponente ist ein heißer, heller Stern und die andere ist ein Neutronenstern. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,72 ist er zu schwach, um selbst bei völliger Dunkelheit mit bloßem Auge gesehen zu werden. Das System ist eine Röntgenquelle und der Primärstern scheint einen erheblichen Massenverlust zu erleiden. Omicron Persei (Atik), einst für ein Mitglied der Perseus-OB2-Assoziation gehalten, ist ein Mehrfachsternsystem mit einer kombinierten visuellen Helligkeit von 3,85. Es besteht aus zwei blau-weißen Sternen – einem Riesen der Spektralklasse B1,5 und einem Hauptreihenstern der Klasse B3 -, die einander alle 4,5 Tage umkreisen und aufgrund ihres geringen Abstands zu einem Ovoid verzerrt sind. Das System hat noch einen dritten Stern, über den wenig bekannt ist. Mit einer geschätzten Entfernung von 1.475 Lichtjahren von der Erde liegt das System jetzt vermutlich zu weit vom Zentrum der Zeta-Persei-Gruppe entfernt, um zu ihr zu gehören.

GRO J0422+32 (V518 Persei) ist ein weiterer Röntgendoppelstern im Perseus. Eine Komponente ist ein roter Zwergstern vom Spektraltyp M4.5V, der alle 5,1 Stunden ein mysteriöses, dichtes und schweres Objekt – möglicherweise ein Schwarzes Loch – umkreist. Das System ist eine Röntgennova, was bedeutet, dass es periodische Ausbrüche im Röntgenbereich des elektromagnetischen Spektrums erlebt. Sollte das System tatsächlich ein Schwarzes Loch enthalten, wäre es das kleinste jemals aufgezeichnete. Weitere Analysen im Jahr 2012 errechneten eine Masse von 2,1 Sonnenmassen, was die Frage aufwirft, um was für ein Objekt es sich tatsächlich handelt, da es zu klein für ein Schwarzes Loch zu sein scheint.

GK Persei, auch bekannt als Nova Persei 1901, ist eine helle Nova, die auf halbem Weg zwischen Algol und Delta Persei erschien. Sie wurde am 21. Februar 1901 von dem schottischen Amateurastronomen Thomas David Anderson entdeckt und erreichte ihren Höhepunkt mit einer Helligkeit von 0,2 – fast so hell wie Capella und Vega. Etwa 30 Jahre nach seiner größten Helligkeit verblasste er auf Helligkeit 13. Xi Persei, traditionell bekannt als Menkhib, ein blauer Riese vom Spektraltyp O7III, ist einer der heißesten hellen Sterne am Himmel, mit einer Oberflächentemperatur von 37.500 K. Er gehört zu den massereicheren Sternen, mit einer Masse zwischen 26 und 32 Sonnenmassen, und leuchtet 330.000 Mal so hell wie unsere Sonne.

Unter dem Namen Gorgonea Tertia variiert Rho Persei in der Helligkeit wie Algol, ist aber ein pulsierender und kein verfinsternder Stern. Er befindet sich in einem fortgeschrittenen Stadium der Sternentwicklung und ist ein Roter Riese, der sich zum zweiten Mal ausgedehnt hat, um einen Radius zu haben, der etwa 150-mal so groß ist wie der unserer Sonne. Sein Helium ist zu schwereren Elementen fusioniert und sein Kern besteht aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Er ist ein halbmondförmig veränderlicher Stern vom Typ Mu Cephei, dessen scheinbare Helligkeit zwischen 3,3 und 4,0 schwankt, mit Perioden von 50, 120 und 250 Tagen. Der Doppelhaufen enthält drei noch größere Sterne, die jeweils über 700 Sonnenradien groß sind: S, RS und SU Persei sind alle halbmondförmige, pulsierende Überriesen vom Typ M. Die Sterne sind mit bloßem Auge nicht sichtbar; SU Persei, der hellste der drei, hat eine scheinbare Helligkeit von 7,9 und ist somit durch ein Fernglas sichtbar. AX Persei ist ein weiterer Doppelstern, die Primärkomponente ist ein Roter Riese in einer fortgeschrittenen Phase der Sternentwicklung, der Material auf eine Akkretionsscheibe um einen kleineren Stern überträgt. Das Sternsystem ist eines der wenigen verfinsternden symbiotischen Doppelsterne, ist aber ungewöhnlich, weil der Sekundärstern kein Weißer Zwerg, sondern ein Stern vom A-Typ ist. DY Persei ist ein variabler Stern, der der Prototyp der DY-Persei-Variablen ist, die kohlenstoffreiche R Coronae Borealis-Variable sind und die Variabilität von asymptotischen Riesenaststernen aufweisen. DY Persei selbst ist ein Kohlenstoffstern, der mit einer scheinbaren Helligkeit von 10,6 zu schwach ist, um ihn mit einem Fernglas zu sehen.

Sieben Sterne im Perseus wurden mit Planetensystemen ausgestattet. V718 Persei ist ein Stern im jungen offenen Sternhaufen IC 348, der anscheinend periodisch alle 4,7 Jahre von einem Riesenplaneten verfinstert wird. Dabei handelt es sich um ein Objekt mit einer maximalen Masse des 6-fachen des Jupiters und einem Bahnradius von 3,3 AE.

Deep-Sky-ObjekteBearbeiten

Die galaktische Ebene der Milchstraße verläuft durch Perseus, ist aber viel weniger offensichtlich als anderswo am Himmel, da sie größtenteils von Molekülwolken verdeckt ist. Der Perseusarm ist ein Spiralarm der Milchstraßengalaxie und erstreckt sich über den Himmel vom Sternbild Kassiopeia durch Perseus und Auriga bis zu Zwillinge und Monoceros. Dieses Segment befindet sich in Richtung des Randes der Galaxie.

Innerhalb des Perseusarms liegen zwei offene Sternhaufen (NGC 869 und NGC 884), die als Doppelhaufen bekannt sind. Manchmal auch als h und Chi (χ) Persei bezeichnet, sind sie mit Ferngläsern und kleinen Teleskopen gut sichtbar. Beide liegen mehr als 7.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und sind mehrere hundert Lichtjahre voneinander entfernt. Beide Haufen haben eine Helligkeit von etwa 4 und einen Durchmesser von 0,5 Grad. Beide sind Trumpler-Haufen der Klasse I 3 r, obwohl NGC 869 ein Haufen der Shapley-Klasse f und NGC 884 ein Haufen der Shapley-Klasse e ist. Diese Klassifizierungen deuten darauf hin, dass beide recht reich (dicht) sind; NGC 869 ist der reichere der beiden. Die Haufen heben sich beide deutlich vom umgebenden Sternfeld ab und sind in ihren Zentren deutlich konzentriert. Die einzelnen Sterne, die in jedem Haufen über 100 sind, variieren stark in ihrer Helligkeit.

M34 ist ein offener Haufen, der bei einer Helligkeit von 5,5 erscheint und etwa 1.500 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Er enthält etwa 100 Sterne, die über ein Gesichtsfeld verstreut sind, das größer ist als das des Vollmondes. M34 kann mit gutem Sehvermögen aufgelöst werden, ist aber am besten mit einem Teleskop bei geringer Vergrößerung zu sehen. IC 348 ist ein recht junger offener Sternhaufen, der sich noch innerhalb des Nebels befindet, aus dem seine Sterne entstanden sind. Er befindet sich etwa 1.027 Lichtjahre von der Erde entfernt, ist etwa 2 Millionen Jahre alt und enthält viele Sterne mit zirkumstellaren Scheiben. Aufgrund seines Alters wurden viele braune Zwerge in diesem Haufen entdeckt; da braune Zwerge mit zunehmendem Alter abkühlen, ist es einfacher, sie in jüngeren Haufen zu finden.

Es gibt viele Nebel im Perseus. M76 ist ein planetarischer Nebel, auch Kleiner Hantelnebel genannt. Er hat eine Ausdehnung von zwei Bogenminuten mal einer Bogenminute und eine scheinbare Helligkeit von 10,1 Magnituden. NGC 1499, auch bekannt als Kaliforniennebel, ist ein Emissionsnebel, der 1884-85 vom amerikanischen Astronomen Edward E. Barnard entdeckt wurde. Er ist visuell sehr schwer zu beobachten, da er aufgrund seiner geringen Oberflächenhelligkeit dunkler erscheint als die meisten anderen Emissionsnebel. NGC 1333 ist ein Reflexionsnebel und ein Sternentstehungsgebiet. Perseus enthält auch eine riesige Molekülwolke, die Perseus-Molekülwolke; sie gehört zum Orionsporn und ist bekannt für ihre geringe Sternentstehungsrate im Vergleich zu ähnlichen Wolken.

Perseus enthält einige bemerkenswerte Galaxien. NGC 1023 ist eine Balkenspiralgalaxie der Größenklasse 10,35, etwa 30 Millionen Lichtjahre (9,2 Millionen Parsec) von der Erde entfernt. Sie ist das Hauptmitglied der Galaxiengruppe NGC 1023 und steht möglicherweise mit einer anderen Galaxie in Wechselwirkung. NGC 1260 ist entweder eine linsenförmige oder eine eng gewundene Spiralgalaxie etwa 76,7 Millionen ly (23,5 Millionen pc) von der Erde entfernt. Sie war die Wirtsgalaxie der Supernova SN 2006gy, eine der hellsten jemals aufgezeichneten. Sie ist Mitglied des Perseus-Haufens (Abell 426), einem massereichen Galaxienhaufen, der 76,6 Mio. ly (23,5 Mio. pc) von der Erde entfernt ist. Mit einer Rotverschiebung von 0,0179 ist Abell 426 der erdnächste große Haufen. NGC 1275, eine Komponente des Haufens, ist eine Seyfert-Galaxie, die einen aktiven Kern enthält, der Jets von Material produziert, die die Galaxie mit massiven Blasen umgeben. Diese Blasen erzeugen Schallwellen, die sich durch den Perseus-Haufen ausbreiten und ein B in 57 Oktaven unter dem mittleren C erklingen lassen. Diese Galaxie ist eine cD-Galaxie, die im Laufe ihrer Existenz viele galaktische Verschmelzungen durchgemacht hat, was durch das „Hochgeschwindigkeitssystem“ – die Überreste einer kleineren Galaxie – um sie herum belegt wird. Ihr aktiver Kern ist eine starke Quelle für Radiowellen. 3C 31 ist eine aktive Galaxie und Radioquelle im Perseus 237 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt (Rotverschiebung 0,0173). Ihre Jets, die durch das supermassive Schwarze Loch in ihrem Zentrum verursacht werden, erstrecken sich mehrere Millionen Lichtjahre in entgegengesetzte Richtungen und gehören damit zu den größten Objekten im Universum.

MeteoritenschauerBearbeiten

Die Perseiden sind ein prominenter jährlicher Meteorschauer, der ab Mitte Juli vom Perseus auszustrahlen scheint und dessen Aktivität zwischen dem 9. und 14. August jeden Jahres seinen Höhepunkt erreicht. Sie stehen in Verbindung mit dem Kometen Swift-Tuttle und werden seit etwa 2.000 Jahren beobachtet. Die 2012 entdeckten September-Epsilon-Perseiden sind ein Meteorschauer mit einem unbekannten Mutterkörper in der Oortschen Wolke.