Schwan (Sternbild)

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Sternbild
Schwan
Legende
Cygnus constellation map.png
Karte des Sternbilds Schwan
Lateinischer Name Cygnus
Lateinischer Genitiv Cygni
Kürzel Cyg
Rektaszension 19073019h 07m 30s bis 22030322h 03m 03s
Deklination 2274357+27° 43′ 57″ bis 2612128+61° 21′ 28″
Fläche 804 deg²
Rang 16
Voll­stän­dig sicht­bar 90° Nord bis 29° Süd
Beob­achtungs­zeit für Mittel­europa Sommer
Anzahl der Sterne heller als 3 mag 5
Hellster Stern (Größe) Deneb (1,25)
Meteorströme
Nachbarsternbilder
(von Norden im
Uhrzeigersinn)
Quellen IAU,

Der Schwan (lateinisch / fachsprachlich Cygnus) ist ein Sternbild am Nordsternhimmel.

Beschreibung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das Sternbild Schwan, wie man es an sehr klaren Herbstabenden im Südwesten sieht

Der Schwan gehört mit Adler und Leier zu den markantesten Sommersternbildern, ist aber wegen seiner nördlichen Position auch noch im Herbst und an frühen Winterabenden zu sehen. Seine zwei hellen Sternreihen bilden ein markantes Kreuz am Himmel, weshalb er auch als Kreuz des Nordens oder Nördliches Kreuz (Gegenstück zum Kreuz des Südens) bezeichnet wird.

Das Sternbild soll einen fliegenden Schwan darstellen, wobei der hellste Stern α Cygni (Deneb) die breiten Schwanzfedern symbolisiert, während die Sterne η und β (Albireo) den langen, im Flug vorgestreckten Hals bilden. Im zentralen Stern γ Cygni (Sadr) setzen die weit ausgebreiteten Flügel an (deren Innenteile dem Querbalken des Kreuzes entsprechen). Beide Schwingen sind leicht nach hinten geknickt, wie es dem tatsächlichen Flugbild entspricht.

Deneb ist der nordöstliche Eckpunkt des großen Sommerdreiecks, das er mit den Sternen Wega in der Leier und Altair im Adler bildet.

Durch den Schwan zieht sich das helle Band der Milchstraße, weshalb das Sternbild reich an besonderen Sternen und nebligen Objekten ist. Wenn man freiäugig oder mit dem Feldstecher hin und her streift, erkennt man Strukturen der Milchstraße und südlich zum Adler hin ihre Teilung. Interessant ist der mehrfache Wechsel zwischen äußerst sternreichen und dunklen Gebieten sowie mehreren hellen Sternhaufen.

Im Sternbild befindet sich die zweitstärkste kosmische Radioquelle des Himmels. Die Radiostrahlung wird von einer aktiven Galaxie emittiert, die den Namen Cygnus A erhielt. Die Galaxie ist 650 Millionen Lichtjahre entfernt und wird optisch erst auf langbelichteten Teleskopaufnahmen sichtbar.

Ferner beherbergt der Schwan die kosmische Röntgenquelle Cygnus X-1. Ihre Röntgenstrahlung geht von einem 8200 Lichtjahre entfernten Doppelstern aus. Der Hauptstern hat einen kleinen, aber sehr massereichen Begleiter, der sich offenbar in ein Schwarzes Loch verwandelt hat. Gas aus der Hülle des Hauptsterns strömt mit hoher Geschwindigkeit auf dieses über, wobei durch Reibung extrem hohe Temperaturen auftreten und Röntgenstrahlen freigesetzt werden.

Geschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Schwan gehört zu den 48 Sternbildern der antiken griechischen Astronomie, die bereits von Claudius Ptolemäus beschrieben wurden.

An dem Stern 61 Cygni gelang dem Astronomen Friedrich Wilhelm Bessel im Jahre 1838 erstmals die genaue Messung der Entfernung eines Sterns anhand der Parallaxe. Mit nur 11,4 Lichtjahren Distanz ist 61 Cygni einer der nächsten Nachbarn unserer Sonne.

Mythologie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Aufnahme des Sternbildes Schwan

Der Schwan (lateinisch Cygnus) ist ein großes, auffälliges Sternbild nördlich des Himmelsäquators und ist am Sommer- und Herbsthimmel zu sehen. In der griechischen Mythologie verkörperte der Schwan den Gott Zeus, der in dieser Gestalt unerkannt jungen Frauen nachstellte.

Eine andere Deutung bringt ihn mit der Sage um den Halbgott Phaethon in Verbindung. Phaethon hatte sich den Sonnenwagen seines Vaters Helios geborgt. Bei der übermütigen Fahrt über den Himmel geriet der Wagen jedoch außer Kontrolle und richtete ein Chaos an, bei dem die Welt zu verbrennen drohte. Um eine gänzliche Vernichtung der Welt zu verhindern und um die Hybris des Phaeton zu strafen, wurde er von Zeus mit einem Blitz getötet und stürzte in den Fluss Eridanus. Phaetons Freund Kyknos, der König der Ligurer, war über dessen Tod untröstlich und wanderte unentwegt am Ufer des Eridanus entlang. Schließlich wurde er in Gestalt des Schwans an den Himmel versetzt.

Bei Ovid wird Cygnus als Bundesgenosse der Trojaner im trojanischen Krieg erwähnt. Den Meeresgott Neptun zum Vater und eine Nereide (Wassergottheit, Tochter des Nereus) als Mutter, ist er durch Waffen unverwundbar. Erst als Achilles ihn mit den Händen erwürgt, stirbt er. Neptun verwandelt seinen toten Leib in einen Schwan.

Einer weiteren Deutung nach handelt es sich bei den Sternbildern des Sommerdreiecks (Adler, Leier und Schwan) um die Stymphalischen Vögel.

Meteorströme[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Vom 3. bis zum 25. August jeden Jahres können die Kappa-Cygniden beobachtet werden, deren Radiant beim Stern κ Cygni liegt.

Himmelsobjekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Sterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

B F Namen o. andere Bezeichnungen Größe Lj Spektralklasse
α 50 Deneb 1,25m (var) 2.000 A2 Iae
γ 37 Sadr, Schedir 2,23m 1.800 F8 Iab
ε 53 Gienah 2,48m 72,7 K0 III
δ 18 2,87m 165 B9 III + F1 V
β 6 Albireo 2,93m 430 K3 II + B8:p + B8 Ve
ζ 64 3,21m 143 G8 III–IIIaBa0,5 + D
ξ 62 3,73m 800 K5 Ib + A2 V
τ 65 3,73m (var) 66 F2 IV + G0 V + M2,5 Ve
ι2 10 3,76m 121 A5 V
κ 1 3,76m 124 G9 III
ο1 31 V695 3,80m (var) 900 K4 Ib + B4 V + B9
η 21 3,88m 135 K0 III
ν 58 3,94m 370 A1 Vne
ο2 32 V1488 3,98m (var) 1.100 K5 Iab + B7 V
41 4,01m 800 F5 Ib–II
ρ 73 4,02m 124 G8 IIIFe0,5
π2 81 4,18m (var) 1.100 B3 III
52 4,23m 200 K0 IIIa
σ 67 4,24m 3.000 B9 Iab
χ 4,24m (var) 600 S6–9/1–2e
33 4,27m 159 A3 IV–Vn
υ 66 4,42m (var) 600 B2 Vne
39 4,44m 250 K2,5 IIIFe0,5
θ 13 4,48m 59,8 F3 V + M3 V + M2–3
μ 78 4,50m 73 F7 V + F3 V
f2 63 4,51m 1.000 K4 Ib–IIa
λ 54 4,54m (var) 800 B5 V
47 V2125 4,64m (var) 900 K6: Ib + B2,5:
π1 80 Azelfafage 4,66m 1.700 B3 III
φ 12 4,67m 270 K0 III + K0 III
8 4,72m 900 B3 IV
f1 59 V832 4,75m (var) 1.400 B1,5 Vnne
57 4,77m 530 B5 V + B5 V
61 V1803 4,79m (var) 11,4 K5 V + K7 V
P 34 4,82m (var) 6.000 B1–2 Ia–0ep
30 4,82m 600 A5 IIIn
55 V1661 4,86m (var) 2.700 B4 Ia
15 4,89m 290 G8 III
72 4,91m 230 K0,5 IIIFe0,5 + M5
ψ 24 4,92m 280 A4 Vn + F4
b2 28 V1624 4,93m (var) 1.000 B2,5 Ve
T 4,93m (var) 440 K3 III
ω1 45 V2021 4,94m (var) 900 B2,5 IV
HR 7633 4,96m 900 K4,5 IIIa
22 4,97m 1.400 B5 IV
17 4,97m 69 F5,5 IV–V + K6 V: + K5 V + K5 V
2 4,98m 800 B3 IV
b3 29 V1644 4,99m (var) 139 A2 V
A 68 V1809 5,00m (var) 3.000 O7,5 IIIn((f))
d 20 5,03m 202 K3 IIICN2
74 5,04m 210 A3 Vn
e 26 5,05m 430 G8 III
56 5,05m 134 A6 V
HR 7495 5,06m 162 F5 II–III
75 5,09m 400 M1 IIIab
19 V1509 5,12m (var) 700 M2 III
23 5,13m 600 B5 V
4 V1741 5,15m (var) 700 B8pSi(FeII)
35 5,16m 3.000 F6 Ib + B6,5
HR 7468 5,17m 132 G8,5 IIIbFe0,5
25 V1746 5,19m (var) 1.300 B3 IVe
g 71 5,22m 220 K0 III
HR 7759 5,24m 1.500 K3 IIIaFe1
70 5,29m 1.300 B3 V
HR 8216 5,31m 410 A4 VpSiCrHg
c 16 5,32m 69 G1,5 Vb + G3 + M V
HR 7444 5,34m 580 A2 V
b1 27 V2008 5,36m (var) 78 G8,5 Va
W 5,38m (var) 600 M4–6 IIIe
14 5,40m 700 B9 III
51 5,40m 1.300 B2 V
9 5,41m 600 G8 III + A2 III:
60 V1931 5,43m (var) 1.500 B1 Ve
ω2 46 5,44m 400 M2 III
HR 7628 5,46m 1.100 B5 V
HR 8003 5,46m 1.000 K0 II
HR 8005 5,47m 600 K5 III
HR 7640 5,50m 470 B9 Vn
49 5,51m 800 G8 IIb
HR 8306 5,51m 600 M2 IIIbCa1
HR 7427 5,54m 460 K1 III
HR 8035 5,55m 260 K0 III:Fe0,5
HR 7969 5,56m 600 K5 III
HR 7798 5,57m 410 K0 IIIv
36 5,58m 200 A2 V
V1942 5,60m (var) 500 A0 IV
HR 8040 5,60m 1.100 B7 Vn + B7 V
HR 8208 5,60m 109 F0 V
40 5,62m 270 A3 V
HR 7589 5,63m 4.000 O9,5 Iab
V2140 5,64m (var) 6.000 B8 Iae
V1768 5,65m (var) 5.000 B1,5 Ia+
HR 7926 5,66m 1.100 B8 II–III
HR 7904 5,67m 350 K2 III
HR 8185 5,67m 330 K0 III
V380 5,68m (var) 3.200 B1,1 III + B2,5–3 V:
V389 5,69m (var) 380 B9 V
79 5,70m 270 A0 V
HR 7743 5,70m 320 G8 III
HR 7451 5,70m 82 F7 V
Gliese 777 5,71m 52 G7 IV–V + M4,5 V
43 V2121 5,72m (var) 123 F0 V:
77 5,73m 410 A0 V + A0 V + F2 V
HR 8161 5,74m 550 B6 V
HR 8220 5,74m 150 F0 V + M3,5
ι1 7 5,75m 350 A1 V
HR 8106 5,75m 440 B9 III
HR 7781 5,76m 300 A2 IV + F3 V
HR 8246 5,76m 490 A0 V
V2015 5,78m (var) 430 B8pSi
HR 7606 5,78m 1.200 G1 Ib–IICH2Fe1
HR 8403 5,78m 1.000 B5 III
DT 5,82m (var) 2.000 F7 II
HR 7543 5,82m 470 B8 Vn
HR 8025 5,82m 170 F0 III
HR 7767 5,84m 2.400 O8,5 III + B2,5 V + O9 Vnn + B1,5 V
HR 7514 5,84m 600 M0 III
V460 (DS Pegasi) 5,84m (var) 2.000 C6,3
HR 7697 5,85m 119 F5 V
HR 7756 5,86m 112 F5 V:
V1143 5,88m (var) 133 F5 V + F5 V
V1334 5,88m (var) 2.300 F1 II + B7,0 V
V1762 5,89m (var) 230 K1 IV
V2119 5,90m (var) 1.400 B2 Vne
42 5,90m 3.000 A2 Iab–Ib
HR 7591 5,90m 1.700 B2 III
HR 7843 5,91m 900 B8,5 V
HR 8026 5,91m 800 G8 II–III
HR 8078 5,92m 370 K0 III
HR 7646 5,93m 450 A5 III
HR 7502 5,93m 2.000 A5 III
HR 7800 5,93m 800 K7 III
69 V2157 5,94m (var) 8.000 B0 Ib
HR 8023 5,96m 4.000 O6,5 V((f)) + B1–2 V
V1743 5,96m (var) 1.300 M 4,5 III
HR 7919 5,97m 450 K2 III
HR 8218 5,99m 450 B7 III
HR 8051 6,00m 600 G5 III
HR 7322 6,00m 138 F6I V: + M2,5 V
11 6,03m 600 B8 Vne
76 6,08m 500 A2 V
44 6,18m 3.000 F5 Ib
48 6,30m 900 B8 IIIn
HD 197036 6,61m 1.200 B5 IV
HD 185269 6,67m 170 G2 V
HD 188753 7,43m 150 G9 V
HD 187123 7,83m 160 G5 V
Cygnus X-1 8,91m (var) 6.000 O9,7 Iabpvar
HAT-P-7 10,48m 1.100 F6 V
KY 11,14m (var) 5.000 M4 I
Kepler-22 11,7m 600 G5 V
KIC 8462852 (Boyajians Stern) 11,88m (var) 1.400 F3 V
Kepler-36 11,94m 1.500
V1331 11,99m (var) 2.000 F0/F4–G5
KIC 9832227 12,37m (var) 1.800 G5
Cyg OB2#12 12,54m 5.000 B3–4 Ia+
Kepler-452 13,5m 1.400 G2
Kepler-33 13,7m 3.800
Kepler-69 13,7m 2.700 G4 V
Kepler-6 13,8m 1.600
Kepler-11 14,2m 1.700 G
Kepler-70 (KOI-55) 14,9m 4.000 sdB
Kepler-34 15,0m (var) 4.900
Kepler-186 15,3m (var) 500 M1 V
Kepler-35 15,8m (var) 5.400
Kepler-47 15,8m 5.000
Kepler-42 16,1m 130 M4 V
Kepler-32 16,5m (var) 1.000 M1 V
NML 16,6m (var) 5.000 M6 I
V1974 (Nova Cygni 1992) 17m (var) 6.000
V476 (Nova Cygni 1920) 17,1m (var)
V1500 (Nova Cygni 1975) 18m (var) 5.000
V404 (Nova Cygni 1938 bzw. 1989) 19m (var) 8.000 K0 IV
V1668 (Nova Cygni 1978) 20m (var) 17.000
Cygnus X-3 23.000 WN4/5–6/7
Kepler-1625 7.000

Deneb (α Cygni) ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,25m der hellste Stern im Schwan. Seine Entfernung ist nicht genau bekannt. Zwei unabhängige Entfernungsbestimmungen (beide aus dem Jahr 2008) ergaben Werte von 2.600 ± 200 sowie 1.550 ± 300 Lichtjahren.[1] Es handelt sich um einen sehr leuchtkräftigen, bläulich-weiß leuchtenden Überriesen vom Spektraltyp A2 mit der 20-fachen Sonnenmasse, dem 200-fachen Sonnendurchmesser sowie der 200.000-fachen Sonnenleuchtkraft. Seine Oberflächentemperatur beträgt 8.500 K. Der Name Deneb ist eine Verkürzung des arabischen Namens ḏanab al-daǧāǧa („Schwanz der Henne“).

ε Cygni (Gienah, aus arab. ǧanāḥ „Schwinge“) ist mit 73 Lichtjahren Entfernung wesentlich näher. Es ist ein gelblich leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0.

Dem Stern 61 Cygni kommt eine gewisse Bedeutung in der Geschichte der Astronomie zu, da dies der erste Stern war, bei dem eine Entfernungsmessung gelang. Sie wurde von Friedrich Wilhelm Bessel im Jahr 1838 zu 10,3 und ein Jahr später zu 9,3 Lichtjahren bestimmt (der moderne Wert beträgt 11,4 Lichtjahre).

Der Himmelsausschnitt, der für das Weltraumteleskop Kepler als Zielgebiet zur Suche nach extrasolaren Planeten ausgewählt wurde, liegt hauptsächlich im Sternbild Schwan (die zwei weiteren Sternbilder sind Leier und Drache). Folglich befinden sich viele der bisher entdeckten Exoplaneten in diesem Sternbild. Besonders interessant sind die Sterne Kepler-11, bei dem gleich sechs Planeten nachgewiesen wurden, und Kepler-22, dessen Planet in der habitablen Zone liegt und ein Ozeanplanet sein könnte.

Weitere für die Forschung interessante Sterne bzw. Sternsysteme im Schwan sind unter anderem die Röntgendoppelsterne Cygnus X-1 und Cygnus X-3, der Hyperriese und LBV-Stern P Cygni, der blaue Hyperriese Cyg OB2#12, der rote Hyperriese NML Cygni und der anomale veränderliche Stern KIC 8462852.

Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

System Größen Abstand
β 3,3m / 5,8m / 5,1m 0,4″ / 34,7″
δ 2,9m / 6,3m 2,7″
ε 2,5m / 12,0m / 14,7m 74,8″ / 93,4″
λ 4,7m / 6,3m 1,1″
μ 4,7m / 6,2m 1,5″
ο1 3,8m / 7,0m / 4,8m 108,6″ / 336,7″
τ 3,8m / 6,6m / 12,2m / 13,8m 89,5″ / 1,0″ / 0,4″
υ 4,4m / 10,8m / 10,0m 15,2″ / 22,1″
ψ 5,0m / 7,5m 2,8″
ω2 5,4m / 6,6m 257″
b3 5,0m / 6,6m 215,3″
e 5,2m / 8,0m 41,6″
16 6,0m / 13,0m / 6,2m 3,2″ / 40,0″
17 5,0m / 9,3m / 8,5m / 8,6m 792″ / 25,9″ / 3,0″
44 6,2m / 9,0m 2,5″
48 6,4m / 6,5m 182,7″
49 5,8m / 8,1m 2,7″
52 4,3m / 9,5m 6,6″
61 5,2m / 6,0m 31,4″
77 6,3m / 6,7m / 8,1m / 8,6m 159,1″ / 0,2″ / 0,4″
79 5,7m / 11,1m / 7,0m 1,8″ / 149,5″
Albireo

Albireo (β Cygni) ist wegen des deutlichen, orange-blauen Farbkontrastes, den die Einzelsterne zeigen, ein beliebtes Beobachtungsobjekt und gilt aufgrund dessen als einer der schönsten Doppelsterne des Sommerhimmels. Zur Trennung genügt ein Fernrohr mit 5 cm Öffnung. Bei genauer Betrachtung ist Albireo aber ein Dreifachstern, bestehend aus den Komponenten β1 Cygni mit 3,1m (Spektralklasse K2) und β2 Cygni mit 5,1m (Spektralklasse B8), welche 34,7″ auseinanderliegen. Hiervon ist nun β1 Cygni wiederum doppelt und setzt sich aus zwei Sternen mit 3,3m und 5,8m sowie nur 0,4″ Abstand zusammen. Die Umlaufperiode beträgt beim System β1 55 Jahre, während hingegen jene zwischen β1 und β2 auf 100.000 Jahre geschätzt wird (manche Autoren gehen hier überhaupt von einem optischen Doppelstern ohne gravitative Bindung aus). Der heute gebräuchliche Name Albireo geht auf einen Übertragungsfehler zurück. Der ursprüngliche arabische Name lautete al-minqar al-daǧāǧa („der Schnabel der Henne“).

Weitere visuell reizvolle „Farbkontrast-Doppelsterne“ mit oranger und bläulicher Komponente sind ο1 Cygni, ω2 Cygni und b3 (= 29) Cygni mit Abständen von jeweils 337″, 257″ und 215″. Alle drei sind jedoch eindeutig nur optische Doppelsterne.

δ Cygni ist ein 165 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem mit einer Umlaufperiode von 920 Jahren. Die Winkeldistanz beträgt 2,7″. Um δ Cygni in zwei Einzelsterne zu trennen, benötigt man ein Fernrohr mit 10 cm Öffnung, wobei die Trennung aufgrund des großen Helligkeitsunterschiedes der Komponenten nicht ganz einfach ist.

τ Cygni ist ein physisches Vierfachsystem (wahrscheinlich sogar Fünffachsystem) in 66 Lichtjahren Entfernung. Es besteht aus zwei Doppelsternpaaren mit 89,5″ Abstand, die wiederum ein System höherer Ordnung bilden. Die Komponenten des helleren Systems, ein Unterriese vom Spektraltyp F2 mit 3,8m und ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp G0 mit 6,6m, liegen 1,0″ auseinander und umkreisen einander in 49,6 Jahren; die Komponenten des lichtschwächeren Systems, zwei rote Zwerge, sind 12,2m und 13,8m hell und weisen einen Abstand von 0,4″ auf. Von diesem Vierfachsystem liegt weit entfernt (ca. 530″) ein nur 16m heller Stern, dessen Eigenbewegung eine Zugehörigkeit zum τ-Cygni-System sehr wahrscheinlich macht.

Ebenso ein Vierfachsystem, das sich aus zwei Doppelsternpaaren zusammensetzt, ist 17 Cygni, wobei die Hauptsysteme mit 792″ sehr weit auseinanderliegen. Abstand und Umlaufzeit betragen beim helleren System (5,0m und 9,3m) 25,9″ und 9.000 Jahre und beim lichtschwächeren System (8,5m und 8,6m) 3,0″ und 230 Jahre. Die Umlaufperiode beider Systeme zueinander ist mit schätzungsweise 1,1 Millionen Jahren extrem lang. Das 17-Cygni-System liegt 69 Lichtjahre entfernt.

Das 11,4 Lichtjahre entfernte System 61 Cygni besteht aus zwei orange leuchtenden Hauptreihensternen, welche sich einmal in 680 Jahren umkreisen. Mit 31,4″ Distanz kann es schon mit einem Fernrohr mit 5 cm Öffnung getrennt werden.

Spektroskopische Doppelsterne im Schwan sind (in Klammer die Umlaufperiode): ε Cygni (55 Jahre), ζ Cygni (17,8 Jahre, der Begleiter ist ein weißer Zwerg), λ Cygni (11,7 Jahre), ξ Cygni (18,5 Jahre), ο1 Cygni (10,37 Jahre), ο2 Cygni (3,14 Jahre), π1 Cygni (26,33 Tage), π2 Cygni (72,02 Tage), φ Cygni (434,17 Tage), 4 Cygni (35,02 Tage), 9 Cygni (4,56 Jahre), 22 Cygni (78,2 Tage), 35 Cygni (6,68 Jahre), 39 Cygni (mit 86 Jahren eine der längsten Perioden unter den spektroskopischen Doppelsternen), 57 Cygni (2,85 Tage) und 60 Cygni (147 Tage).

Veränderliche Sterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Stern Größe Periode Typ
α 1,21m bis 1,29m α-Cygni-Stern
λ 4,47m bis 4,54m Be-Stern
ο1 3,7m bis 3,9m 3.784 Tage ζ-Aurigae-Stern
ο2 3,9m bis 4,1m 1.147 Tage ζ-Aurigae-Stern
τ 3,65m bis 3,75m δ-Scuti-Stern
υ 4,3m bis 4,5m γ-Cassiopeiae-Stern
χ 3,3m bis 14,2m 409 Tage Mira-Stern
A 4,98m bis 5,09m ellipsoid Veränderlicher
P 3m bis 6m leuchtkräftiger blauer Veränderlicher
b1 Amplitude = 0,05m RS-Canum-Venaticorum-Stern
b2 4,9m bis 5,0m 0,7 Tage SX-Arietis-Stern
b3 4,94m bis 4,97m 0,031 Tage δ-Scuti-Stern
4 Amplitude = 0,02m α2-Canum-Venaticorum-Stern
19 5,1m bis 5,4m langsam unregelmäßig Veränderlicher
47 4,7m bis 4,8m langsam unregelmäßig Veränderlicher
55 4,8m bis 4,9m α-Cygni-Stern
60 5,3m bis 5,5m Bedeckungsveränderlicher und Be-Stern
61 4,8m bis 4,9m BY-Draconis-Stern / Flarestern
DT 5,6m bis 6,0m 2,50 Tage klassische Cepheiden
KIC 8462852 11,88m (max.) aperiodische Helligkeitseinbrüche

Deneb (α Cygni) ist der Namensgeber der α-Cygni-Sterne, einer Untergruppe der pulsationsveränderlichen Sterne. Die scheinbare Helligkeit von Deneb schwankt zwischen 1,21m und 1,29m und weist keine klare Periodizität auf.

Der 600 Lichtjahre entfernte Stern χ Cygni ist ein veränderlicher Stern vom Typ Mira. Sterne dieses Typs zeigen starke Helligkeitsschwankungen, wobei sie hier selbst für einen Mira-Stern außergewöhnlich groß ausfallen. Im Maximum weist χ Cygni eine Helligkeit von 3,2m auf und ist mit bloßem Auge deutlich sichtbar. Im Minimum sinkt sie auf 14,2m ab; um ihn dann zu beobachten, benötigt man ein größeres Teleskop. Die Helligkeitsschwankungen vollziehen sich mit einer Periode von 409 Tagen. χ Cygni leuchtet gelb-orange und gehört der Spektralklasse S an.

Der Hyperriese P Cygni (34 Cygni) gehört zur seltenen Gruppe der leuchtkräftigen blauen veränderlichen Sterne (auch S-Doradus-Sterne genannt). Der extrem massereiche und leuchtkräftige Stern (ca. 30 Sonnenmassen und 600.000-fache Leuchtkraft der Sonne) ändert seine Helligkeit ohne erkennbare Regelmäßigkeit zwischen 3m und 6m. Seine Entfernung beträgt 5.000 bis 6.000 Lichtjahre.

Beim Doppelstern 61 Cygni sind beide Komponenten veränderlich. Der Hauptstern ist ein BY-Draconis-Stern mit 5,19m im Maximum und 5,27m im Minimum; beim Begleiter, einem Flarestern, schwankt die Helligkeit zwischen 6,02m und 6,09m.

Besonderes Interesse gilt dem 1.400 Lichtjahre entfernt liegenden Stern KIC 8462852 – an und für sich ein gewöhnlicher Hauptreihenstern vom Spektraltyp F3, dessen unregelmäßige Helligkeitseinbrüche jedoch Astronomen vor Rätsel stellen. Der Stern erhielt auch mediale Aufmerksamkeit, als über einen Dyson-Schwarm einer außerirdischen Zivilisation als Ursache spekuliert wurde. Als plausibelster Grund für die Helligkeitsschwankungen gilt ein ungleichmäßiger Staubring, der den Stern umgibt und das Licht blockiert, aber auch dieser Erklärungsansatz lässt Fragen offen.

Messier- und NGC-Objekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Messier (M) NGC sonstige Größe Typ Name
29 6913 6,6m offener Sternhaufen
39 7092 4,6m offener Sternhaufen
6811 6,8m offener Sternhaufen
6819 7,3m offener Sternhaufen
6826 8,8m planetarischer Nebel
6833 12,1m planetarischer Nebel
6834 7,8m offener Sternhaufen
6856 offener Sternhaufen
6857 11m Emissionsnebel
6866 7,6m offener Sternhaufen
6871 5,2m offener Sternhaufen
6883 8,0m offener Sternhaufen
6884 (= 6766) 10,9m planetarischer Nebel
6888 7,4m Wolf-Rayet-Ringnebel
(Emissionsnebel)
Sichelnebel
6894 12,3m planetarischer Nebel
6910 7,4m offener Sternhaufen
6914 Reflexionsnebel
6960 7m Supernovaüberrest Cirrusnebel
6970
6974
6979
6992
6995
IC 1340
6991 8,0m offener Sternhaufen
6997 10,0m offener Sternhaufen
7000 5m Emissionsnebel Nordamerikanebel
7008 10,7m planetarischer Nebel
7013 11,3m linsenförmige Galaxie
7026 10,9m planetarischer Nebel
7027 8,5m planetarischer Nebel
7031 9,1m offener Sternhaufen
7039 7,6m offener Sternhaufen
7044 12,0m offener Sternhaufen
7048 12,1m planetarischer Nebel
7058 Bewegungshaufen
7062 8,3m offener Sternhaufen
7063 7,0m offener Sternhaufen
7067 9,7m offener Sternhaufen
7082 7,2m offener Sternhaufen
7086 8,4m offener Sternhaufen
7127 offener Sternhaufen
7128 9,7m offener Sternhaufen
IC 1310 offener Sternhaufen
IC 1318 Emissionsnebel γ-Cygni-Nebel
IC 1369 8,8m offener Sternhaufen
IC 4996 7,3m offener Sternhaufen
IC 5067 8m Emissionsnebel Pelikannebel
IC 5070
IC 5068 Emissionsnebel
IC 5076 Reflexionsnebel
IC 5117 11,5m planetarischer Nebel
IC 5146 7,2m Reflexions- und Emissionsnebel Kokonnebel
Sh2-101 Emissionsnebel Tulpennebel
Sh2-106 Emissionsnebel
PN G75.5+1.7 planetarischer Nebel Seifenblasennebel
Kohoutek 4-55 16,5m planetarischer Nebel
M 1-92 11,7m protoplanetarischer Nebel Minkowskis Fußabdruck
CRL 2688 13,5m protoplanetarischer Nebel Eiernebel
IRAS 19475+3119 protoplanetarischer Nebel
IRAS 20068+4051 protoplanetarischer Nebel
Barnard 168 Dunkelwolke Dunkelzigarre
Le Gentil 3 Dunkelwolke
LND 906 Dunkelwolke Nördlicher Kohlensack
PGC 63932 15,1m Radiogalaxie Cygnus A
Sternbild Schwan vor dem Band der Milchstraße.

Durch den Schwan zieht sich die Milchstraße. Parallel dazu verläuft südlich versetzt der „Great Rift“ (wörtlich „großer Riss“), ein Band aus Staub- bzw. Dunkelwolken. Im Schwan erscheint die Milchstraße besonders hell und sternenreich. Dies begründet sich durch die Lage des Sonnensystems in der Milchstraße. Es befindet sich an der Innenseite des Orionarms, einem Spiralarm der Milchstraße. In Blickrichtung Schwan verläuft unsere Sichtlinie in etwa der Längsrichtung dieses Arms; wir schauen also in ihn „hinein“. Dadurch ist diese Himmelsgegend reichhaltig an Objekten, die sowohl für die Forschung als auch für die Amateurastronomie interessant sind.

Der 3.500 Lichtjahre entfernte offene Sternhaufen M 29 steht südlich des hellen Sterns γ Cygni und kann leicht gefunden werden. Im Fernglas und im kleinen Teleskop wird eine Gruppe von 20 bis 30 Einzelsternen sichtbar.

Der offene Sternhaufen M 39 ist etwa 1.100 Lichtjahre entfernt. Im Fernglas und im kleinen Teleskop wird eine lockere Ansammlung von 10 bis 15 Sternen sichtbar.

Der 3.600 Lichtjahre entfernte planetarische Nebel NGC 6826 wurde 1773 von Wilhelm Herschel entdeckt. Im Teleskop sieht man ein rundes nebliges Fleckchen. Der Zentralstern, ein weißer Zwerg, ist mit 10,6m einer der scheinbar hellsten Zentralsterne eines planetarischen Nebels am Nachthimmel.

NGC 6914 ist eine Gruppe von drei Reflexionsnebeln mit einer Nord-Süd-Ausdehnung von etwa 15 Bogenminuten. Der südliche Nebel wird als NGC 6914a (auch vdB 131), der mittlere Nebel als NGC 6914b (auch vdB 132) und der nördliche Nebel als NGC 6914c bezeichnet. Auf fotografischen Aufnahmen zeigen sich die blauen Reflexionsnebel inmitten von rot leuchtenden, umliegenden H-II-Regionen.

Der Cygnusbogen bzw. Cirrusnebel ist der Überrest einer Supernovaexplosion, die sich vor schätzungsweise 8.000 Jahren ereignet hat. Als Cygnusbogen wird der gesamte Supernovaüberrest bezeichnet, während mit Cirrusnebel nur der visuell sichtbare Teil gemeint ist. Dieser gliedert sich in mehrere Teile. NGC 6960, auch Sturmvogelnebel genannt, bezeichnet das etwa 1° lange Nebelfilament im Westteil des Nebels, das knapp am Stern 52 Cygni vorbeiläuft. NGC 6974 und NGC 6979 sind zwei helle Knoten im Nordteil. Im Ostteil liegt die „Knochenhand“, ein 1° langes, bogenförmiges Filament, bestehend aus NGC 6992 (nördlicher Teil), NGC 6995 und IC 1340 (beide südlicher Teil). Bei sehr dunklem Himmel kann der ausgedehnte Cirrusnebel bereits mit einem Fernglas ausgemacht werden. Mit einem Teleskop werden interessante Strukturen und Filamente sichtbar. Am besten verwendet man zur Beobachtung einen Interferenzfilter, wie einen UHC- oder O-III-Filter.

Östlich von Deneb liegen der Nordamerikanebel (NGC 7000), der Pelikannebel (IC 5067 und IC 5070) und die Dunkelwolke LND 935. Alle drei Objekte gehören auch physikalisch zusammen und sind Teil der Molekülwolke W 80, wobei LND 935 den Nordamerikanebel vom Pelikannebel visuell abgrenzt. Der Nordamerikanebel erhielt den Namen von seiner Form, die an eine Landkarte des nordamerikanischen Kontinents erinnert. Trotz seiner scheinbaren Helligkeit von 5m ist er aufgrund der geringen Flächenhelligkeit nicht leicht zu beobachten. Bei der Beobachtung mit Amateurinstrumenten ist vor allem ein dunkler Himmel ohne Lichtverschmutzung ausschlaggebend, wobei ein UHC- oder O-III-Filter die Sichtbarkeit deutlich erleichtert. Auch von der Sichtung im Fernglas unter exzellenten Himmelsbedingungen wird berichtet. Der Teil „Mexiko“ ist dabei etwas heller als der restliche Nebel und einfacher zu sehen. Im Bereich des Nordamerikanebels befindet sich der offene Sternhaufen NGC 6997 (oft fälschlich mit NGC 6996 gleichgesetzt). Dieser enthält 40 bis 50 Sterne und liegt rund 2.500 Lichtjahren entfernt. Ob er auch räumlich zum Nebel gehört, ist fraglich, zumal dessen Entfernung nur ungenau bekannt ist. Der „Mexiko-Teil“ und LND 935 stellen mit 2.000 Lichtjahren Entfernung den sonnennächsten Teil von W 80 dar, wobei dieser Wert einigermaßen gesichert ist. Im Gegensatz dazu ist die Distanz des „USA-Teils“, in dem NGC 6997 verortet ist, nur grob bekannt und weitaus größer – Entfernungsschätzungen liegen zwischen 3.500 und 6.000 Lichtjahre. Somit scheint NGC 6997 ein Vordergrundobjekt ohne Bezug zum Nebel zu sein.

NGC 7027 ist ein etwa 3.000 Lichtjahre entfernter planetarischer Nebel, der 1879 entdeckt wurde. Mit einem Alter von nur 600 Jahren ist es ein sehr junger planetarischer Nebel. Im Fernglas hat er die Form eines Sterns. Bei höherer Vergrößerung im Teleskop wird ein länglicher Nebel sichtbar, der eine dunkle Einkerbung aufweist.

Im Sternbild Schwan befinden sich zwei größere Dunkelwolkenregionen, nämlich LND 906 („Nördlicher Kohlensack“) südlich von Deneb und Le Gentil 3 auf halber Strecke zwischen der Verbindungslinie Deneb – Elefantenrüsselnebel. Beide Regionen besitzen einen Durchmesser von 5° bis 6° und sind bei nicht lichtverschmutztem Himmel mit freiem Auge als „Löcher“ im hellen Milchstraßenband erkennbar.

Der Schwan beherbergt insgesamt neun OB-Assoziationen. Diese Sternassoziationen nehmen in der Regel einen Himmelsausschnitt von mehreren Winkelgrad ein, was einer wahren Größe von oft vielen hunderten Lichtjahren entspricht. Die Mitgliedssterne sind aus derselben Riesenmolekülwolke entstanden und untereinander gravitativ nicht gebunden. Hiervon ist die 4.500 Lichtjahren entfernte Assoziation Cygnus OB2 mit 30.000 Sonnenmassen die massereichste OB-Assoziation im Schwan und gleichzeitig eine der massereichsten der ganzen Milchstraße. Sie umfasst 60 bis 120 O-Sterne, etwa 2.600 B-Sterne sowie mehrere tausende leichtere Sterne. Viele davon kommen in engen Doppelsternsystemen vor. Auch Cyg OB2#12 und NML Cygni, zwei der zurzeit größten und massereichsten bekannten Sterne, sind ebenso Teil der Assoziation.

Im Bereich des Schwan-Kreuzes liegt die Region Cygnus X (nicht zu verwechseln mit Cygnus X-1), ein zusammengehörender Komplex aus Sternen und Molekülwolken mit einer Winkelausdehnung von ca. 7° mal 7°. Die 4.500 bis 5.500 Lichtjahre entfernte Region ist mit einer Gesamtmasse von rund 4 Millionen Sonnenmassen eine der größten, massereichsten und aktivsten Sternentstehungsregionen der Milchstraße. Die Beobachtung ist nur im Radio- und Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums möglich, da Cygnus X im sichtbaren Licht hauptsächlich von den vorgelagerten Dunkelwolken des Great Rifts verdeckt wird.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Sternbild Schwan – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Gerundete Werte. Die genauen Entfernungsangaben lauten 802 ± 66 pc (Schiller, Przybilla, 2008, bibcode:2008A&A...479..849S) und 475 +90−75 pc (Apellániz, Alfaro, Sota, 2008, bibcode:2008arXiv0804.2553M).