Dezember 2011: NGC 869/884, der Doppelsternhaufen h/χ Persei

29. Dezember 2011 - g.grutzeck

Der Perseus ist ein beherrschendes Herbststernbild, das aber noch lange bis in die Wintermonate beobachtbar bleibt. Mehrere interessante Deep-Sky-Objekte sind im Perseus versammelt, eines davon ist der doppelte offene Sternhaufen NGC 869/884. Er ist auch als h/χ Persei bekannt (Perseus; Genitiv: Persei = “des Perseus”) und repräsentiert einen der wenigen physikalisch echten Doppelhaufen. Er gehört dem Perseus-Arm der Milchstraße an und liegt damit in der Assoziation Perseus OB1. Manchmal liest man, h/χ Persei sei das Zentrum dieser Assoziation.
Schon Hipparchus und Ptolemäus (150 v. Chr.) kannten h/χ Persei als nebliges Fleckchen am Himmel, wussten aber nichts von der stellaren Natur des Objekts [1]. Dies änderte sich erst nach der Erfindung des Teleskops. Merkwürdig ist, dass Charles Messier den Doppelsternhaufen, der schon mit bloßem Auge sichtbar ist, nicht in seinen “Messier-Katalog” aufnahm. Ähnlich helle Objekte wie die Praesepe oder auch die Plejaden dagegen sind mit Messier-Nummern vertreten.
In diesem AdM soll der aktuelle Forschungsstand zu h/χ Persei umrissen werden. Dazu beziehe ich mich auf eine neuere Arbeit, in der über Untersuchungen mit dem 90-cm-Teleskop des Kitt Peak National Observatory berichtet wird [2]. Als Detektor hatte man die “Mosaic Widefield Camera” ans Teleskop angeschlossen. Sie verfügt über acht in Reihen angeordnete CCD-Chips des Typs SITe 2048 x 4096. Die damit nutzbare Fläche entspricht einem Chip von insgesamt 8192 x 8192 Pixeln – wohlgemerkt, Technik aus dem Jahre 2002. Mit dieser Kamera wurden Bilder gemacht, natürlich keine LRGB-Bilder, sondern Einzelaufnahmen mit den wissenschaftlichen Filtern U, B und V. Der U-Filter hat sein Durchlassmaximum bei 360 nm, B bei 440 nm und V bei 550 nm. Selbstverständlich ergab das bei einem Seeing von 1,3" und einer Auflösung von 0,43" pro Pixel hervorragende Aufnahmen. Den Astronomen war aber die fotometrische Auswertung der Sterne wichtiger. Zur Eichung der Helligkeiten wurden zahlreiche Sterne aus dem Landolt-Katalog von 1992 benutzt [3]. Nachdem ein Farbenhelligkeitsdiagramm erstellt war (Abb. 1), ließen sich mehrere Schlussfolgerungen ziehen:
a) Beide Sternhaufen sind gleich weit entfernt: 2,344 kpc ≈ 7650 Lj (Hinweis: 1 pc = 3,262 Lj).
b) Das Alter ist für h (NGC 869) und χ (NGC 884) im Wesentlichen identisch, nämlich 12,8 und 12,9 Millionen Jahre. Das ist jung!
c) Es gibt keinerlei Hinweis darauf, dass die Einzelsterne in h/χ Persei in unterschiedlichen, aufeinanderfolgenden "Schüben" entstanden sind. Das bedeutet, dass der Doppelsternhaufen in einer Epoche entstand.
d) Für h Persei ergab sich eine Masse von 3.700 Sonnenmassen, für χ Persei ein Drittel weniger, nämlich 2.800 Sonnenmassen.
Damit zählen h und χ Persei zu den massereichsten offenen Sternhaufen! Zum Vergleich: Die Plejaden besitzen nur ca. 320 Sonnenmassen. Ein Supersternhaufen wie R 136 in der Großen Magellanschen Wolke allerdings kommt sogar auf 35.000 Sonnenmassen. Und darüber hinaus sind Kugelsternhaufen noch um einen Faktor 10 bis 20 massereicher.
Die Koordinaten der beiden Haufenzentren wurden auch noch einmal überprüft. Aus den Konturen gleicher Sterndichte ergaben sich exakte Werte. Für h Persei wurde bestimmt: α = 02h 19m 22s und δ = +57° 09′ 00", für χ Persei: α = 02h 22m 12s und δ = +57° 07′ 12".
Beide Sternhaufen haben ungefähr den gleichen scheinbaren Durchmesser von 30′. Rechnet man dies auf die Entfernung um, so beträgt ihr wahrer Durchmesser jeweils 67 Lj. Das ist halb so groß wie ein durchschnittlicher Kugelsternhaufen! NGC 869 ist visuell 4,3 mag hell, NGC 884 mit 4,4 mag fast gleich hell. Beide Haufen sind nur 78′ voneinander getrennt. Wenn sie von uns tatsächlich gleich weit entfernt sind, dann beträgt ihr wahrer Abstand etwa 180 Lj.
Wieviel Sterne stecken eigentlich in einem solchen offenen Sternhaufen? Schauen wir uns zunächst ein populärwissenschaftliches Buch an. Im Sky Catalogue 2000.0 [4] beispielsweise werden 200 Sterne für NGC 869 angegeben und 150 Sterne für NGC 884. Diese Werte beziehen sich auf eine Sternzählung von G. Lynga aus dem Jahre 1983, basierend auf den alten fotografischen Platten des POSS (Palomar Observatory Sky Survey). Sicherlich ist dies nicht genau genug, wenn man die Überlegenheit der heutigen CCD-Detektoren bedenkt. Die heutigen Sternzählungen erfolgen im Profi-Bereich über Bildauswertungssoftware. So haben die Autoren von [2] ihre Sternzählungen in einem Histogramm dargestellt (Abb. 2). Dieses Histogramm gibt Auskunft darüber, wieviel Sterne aller möglichen Helligkeiten vorkommen. Praktischerweise teilt man die Helligkeitsachse in Intervalle von 0,25 mag Breite ein. Für jeden Intervallbereich wird nun die Zahl der darin vorkommenden Sterne aufgetragen. Es ist ganz einfach, schauen wir uns das Histogramm genau an: Die hellsten Sterne sind nur in sehr kleiner Zahl vorhanden. Je schwächer die Sterne, desto mehr davon werden es im Sternhaufen. Lesen wir einen Wert im Histogramm ab: Im Helligkeitsintervall 11,00 bis 11,25 mag (grüne Säule) gibt es in h/χ Persei bereits 50 Sterne. Das heißt: 50 Sterne – egal wo sie im Haufen liegen – sind visuell zwischen 11 und 11,25 mag hell. Die Maximalzahl liegt im Helligkeitsintervall 15,00 bis 15,25 mag, hier sind 437 Sterne zu finden. Die Gesamtsternzahl ergibt sich schließlich durch Addition der Sternzahl aus sämtlichen Helligkeitsintervallen. Wer möchte, kann ja einmal die Gesamtsternzahl des Doppelsternhaufens ermitteln. Kommentar: Mit erdgebundenen Teleskopen sind die schwächsten Sterne auch für Profis schwierig nachzuweisen. Aber diese Sterne haben für die wesentliche Masse des Sternhaufens auch keine große Bedeutung mehr. Apropos schwächste Sterne: Wenn die Sonne zum Doppelsternhaufen h/χ Persei verschoben würde, so hätte sie unter Berücksichtigung der interstellaren Absorption (visuell 1,7 mag) eine scheinbare visuelle Helligkeit von 18,4 mag. Das macht sie ja doch zu einem sehr unbedeutenden Sternchen, wenn man Abb. 2 betrachtet …
Jetzt wieder Überlegungen für den Astrofotografen. Schauen wir uns in Abb. 1 das FHD von h/χ Persei an, so sehen wir, dass die hellsten Sterne im Bereich von 8 bis 13 mag durchweg Farbindizes B-V zwischen 0,25 und 0,4 mag aufweisen, und das ist bläulich bis weißblau. Das muss bei der Farbkalibration während der Bildbearbeitung berücksichtigt werden, auf dass wir keinen weißen Sternhaufen erzeugen. Ein weißer Farbton wäre völlig daneben, weil die astrophysikalische Wirklichkeit verletzt wird. Und nun viel Spaß beim Anschauen der Bilder (Abb. 3 – 7).

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Abb. 1: Im Farbenhelligkeitsdiagramm wird erkennbar, wie die visuellen Sternhelligkeiten von h/χ Persei über die Farben verteilt sind. Man erkennt, dass die Sterne im Wesentlichen entlang einer Kurve angeordnet sind, die der Astronom “Hauptreihe” nennt. Hauptreihensterne fusionieren in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium. Die Sterne von h Persei sind blaue Punkte, die von χ Persei sind rot. Abb. 2: Das Histogramm zeigt, wie sich die Sterne des Doppelhaufens h/χ Persei in ihrer Anzahl über die visuellen Helligkeiten verteilen. Beispiel: Von den Sternen zwischen 11,00 und 11,25 mag (grüne Säule) gibt es in h/χ Persei 50 Stück (man verfolge die punktierte Linie).
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Abb. 3: Oliver Schneider arbeitet mit einer Alccd6c Pro (QHY8pro) und einem Refraktor Pentax 75 SDHF. Die Nachführung geschah am Off-Axis-Guider mit einer Mintron MTV-12V6HC-EX und Guidemaster. Belichtet wurde 7 x 5 min auf der Balkonsternwarte in Leopoldshöhe. Es handelt sich um die Erstaufnahme mit dem Pentax-Refraktor. Abb. 4: Eine Aufnahme aus dem Jahre 2005 von Gerald Willems, entstanden an einem 10"-Newton f/5,7 und einer Canon EOS 300da mit 6 x 6 min Belichtungszeit bei ISO 800.
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Abb. 5: Einen 10"-Newton (1200 mm Brennweite) mit Koma-Korrektor auf EQ6 setzte Mark Achterberg am 18.09.2009 zur Fotografie von NGC 869/884 ein. Ort war Berlin-Heiligensee, daher wurde zur Streulichtreduktion ein Filter des Typs IDAS LPS-P1 2" verwendet. Nachgeführt wurde über ein GA-4 einschließlich 2x-Barlowlinse an einem 4"-Leitrohr (f = 1000 mm). Mit einer Canon EOS 10D wurde 8 x 5 min bei ISO 1600 belichtet, dazu 4 Darkframes. Die visuelle Grenzgröße betrug 5,5 mag, das Seeing wurde auf 4" geschätzt. Abb. 6: Jörg Henkel hat NGC 869/884 in der Eifel aufgenommen, in der Nähe von Berndorf. Benutzt wurde ein Genesis-Refraktor von 102 mm Öffnung und 500 mm Brennweite. Die Belichtung betrug 9 x 10 Minuten mit einer modifizierten Canon 350D bei ISO 800. Die Farben wurden mittels Regim (von Andreas Rörig) kalibriert.
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Abb. 7: Mark Hellweg richtete einen Refraktor Takahashi FS60CB mit Flattener f/6,2 auf h/χ Persei und belichtete mit einer Canon EOS 20Da 11 x 5 min bei ISO 800. Alles befindet sich auf einer Montierung vom Typ Losmandy G11 mit Littlefoot-Steuerung. Das Autoguiding läuft über eine Webcam am Refraktor Vixen ED 81 mit 2x-Barlowlinse. Abb. 8: Zentralteil von h Persei. Harald Tomsik und Peter Riepe setzten im September 2008 den Reflektor 1120 mm/5000 mm der Sternwarte Melle ein, dazu eine CCD-Kamera SBIG STL-6303. Die Belichtung betrug jeweils 12 x 2 min in den Filterungen R, G und B. Die Sternfarben wurden über das von H. Tomsik selbst entwickelte Programm Noligcra umgesetzt, wobei die Farben auch in den stark belichteten Sternen nicht ausbrennen, sondern beibehalten werde. Die Kalibrierung der Farben selbst erfolgte durch einen Abgleich mit den B-, V- und R-Helligkeiten nach Johnson. Im Anschluss wurden mit dem ebenfalls selbst entwickelten Programm Dyraex die gebloomten Sterne angepasst, über Kurzzeitbelichtungen.
Bild 9  
Abb. 9: Ein sehr tiefes H-Alpha-LRGB von Fabian Neyer zeigt h/χ Persei mit umgebenden rot leuchtenden Wasserstoffnebeln. Die sagenhafte Aufnahme entstand im Oktober 2011. Instrument war ein Refraktor NP101is f/5,4. Als Kamera wurde eine SBIG STL-11000M verwendet. Mit Baader-Filtern H-Alpha, L, R, G und B wurde eine Belichtungszeit von insgesamt 26,3 Stunden erreicht! Allein die Belichtung in H-Alpha betrug 22 Stunden, dazu kamen 1,15 Stunden in L, je 1 Stunde in R und G sowie 1,15 Stunden in B. Aufnahmeort: Antares-Sternwarte in Gossau/Schweiz.