Der Brocchi-Sternhaufen (auch bekannt als Collinder 399 , Cr 399 oder Al-Sufi-Sternhaufen ) ist ein Asterismus aus zehn Sternen. Sechs der Sterne liegen in einer Reihe und erstrecken sich über 1,3° des Nachthimmels. Der Haufen befindet sich im Süden des Sternbilds Fuchs (Vulpecula) , nahe der Grenze zum Schützen (Sagitta) . Sein Spitzname ist „ Kleiderbügel“ . Keiner dieser zehn Sterne ist vermutlich gravitativ aneinander gebunden; daher handelt es sich nicht um einen Sternhaufen. Dies wurde 1997 durch Messungen des Hipparcos- Satelliten bestätigt. Einige Astronomen zählen zusätzlich etwa 30 deutlich lichtschwächere Sterne zu diesem Asterismus.
Geschichte
Erstmals beschrieben wurde es vom persischen Astronomen Al Sufi in seinem Buch der Fixsterne im Jahr 964.
Im 17. Jahrhundert wurde es unabhängig davon vom italienischen Astronomen GB Hodierna wiederentdeckt .
In den 1920er Jahren erstellte Dalmero Francis Brocchi , ein Amateurastronom und Kartenersteller für die American Association of Variable Star Observers (AAVSO), eine Sternenkarte zur Kalibrierung von Photometern.
Im Jahr 1931 nahm der schwedische Astronom Per Collinder ihn in seinen Katalog offener Sternhaufen auf . [ 1 ]
Status
Der Status dieser Gruppe als Sternhaufen hat sich in den letzten Jahren geändert. Sie galt den Großteil des 20. Jahrhunderts als solcher. Eine Studie aus dem Jahr 1970, die zwar präzisere, aber dennoch genaue Messmethoden verwendete, kam zu dem Schluss, dass sechs der hellsten Sterne einen Haufen bildeten; die vier lichtschwächeren nicht. Mehrere unabhängige Studien seit 1998 haben jedoch gezeigt, dass es sich bei den Sternen gar nicht um einen echten Haufen handelt, sondern um relativ nahe Sterne der Milchstraße mit enger Winkelausrichtung. Diese neueren Studien basieren auf verbesserten Messungen der Parallaxe und der Eigenbewegung der Sterne, die vom Hipparcos- Satelliten durchgeführt wurden. Hipparcos erfasste selbst kleinste Parallaxenänderungen relativ zu anderen Sternen. Diese Daten wurden erstmals 1997 veröffentlicht und durch weitere Umlaufbahnen und den Abgleich mit anderen Messungen ergänzt. [ 2 ]
Der "Kleiderfänger"
Das Sternbild besteht aus zehn Sternen der 5. bis 7. Größenklasse , die den markanten „Kleiderbügel“ bilden: eine gerade Linie aus sechs Sternen mit einem hakenförmigen Abschnitt aus vier Sternen an der Südseite. Manchmal werden zusätzlich etwa 30 weitere, für irdische Beobachter deutlich lichtschwächere Sterne als dazugehörig betrachtet.
Unter dunklem Himmel ist der Kleiderbügel mit bloßem Auge als undeutlicher Lichtfleck erkennbar. Um dieses Sternbild zu sehen, benötigt man in der Regel ein Fernglas, eine Zoomkamera oder ein Teleskop mit sehr geringer Vergrößerung. Man findet ihn, indem man langsam entlang einer gedachten Linie vom hellen Stern Altair zum noch helleren Stern Wega über die Milchstraße schwenkt . Nach etwa einem Drittel der Strecke sollte der Kleiderbügel deutlich vor einem dunkleren Bereich der Milchstraße zu erkennen sein. Das Sternbild ist am besten im Juli und August nördlich des 20. Breitengrades zu sehen. Im Vergleich zum Horizont steht es auf dem Kopf (wie im Bild oben rechts auf dieser Seite), wenn es seinen höchsten Punkt erreicht. Südlich dieses Breitengrades steht es aufrecht, da sich der Kleiderbügel südlich der Linie der sechs Sterne befindet.
Das Sternmuster und seine unmittelbare Umgebung sind ein nützliches Hilfsmittel, um die lichtschwächsten Sterne zu bestimmen, die mit einem kleinen Teleskop sichtbar sind, da innerhalb des Sternhaufens eine große Bandbreite an Helligkeiten vorhanden ist, die in einem kleinen Himmelsausschnitt gut zu beobachten sind.
Es folgt eine Tabelle der 10 Sterne, die gemeinhin als Mitglieder des Kleiderbügels wahrgenommen werden, geordnet nach Rektaszension. Ihre Entfernungen weichen voneinander ab; HD 182955 und HD 182620 sind sich zwar beträchtlich [ 3 ] am nächsten, aber sicherlich nicht gravitativ gebunden. Ersterer hat eine Eigenbewegung um die zweite Achse des−47,5 mas pro Jahr; letzteres von+9,8 mas/Jahr . [ 3 ] In ihrer Entfernung von der Sonne ergibt sich aus der Eigenbewegungsdifferenz eine transversale Geschwindigkeitsdifferenz von 54 km/s, die höher ist als die relative Geschwindigkeit der meisten Sterne in der Sonnenumgebung. Dieses Paar befindet sich quer über den Haken, wobei HD 182620 die Spitze des Hakens bildet.
Der lichtschwächste der drei hellen Sterne in diesem Sternbild, dem Flamsteed-Zahlen zugeordnet sind, ist etwas schwächer als ein Stern ohne diese Bezeichnung und teilt sich mit den sechs anderen Sternen eine relativ ähnliche Henry-Draper-Katalognummer , da sie sich am Nachthimmel befinden und über eine ausreichende scheinbare Helligkeit (Helligkeit im sichtbaren Wellenlängenbereich) verfügen, um in den Katalog aufgenommen zu werden.
| Name | Scheinbare Größe (V) | Spektraltyp | Entfernung ( Ly ) |
|---|---|---|---|
| HD 182293 | 7.11 | K3IVp | 353 ± 0,85 [ 3 ] |
| HD 182422 | 6,39 | B9,5V | 1124 ± 14,6 [ 3 ] |
| HD 182620 | 7.16 | A2V | 584 ± 2 [ 3 ] |
| HD 182761 | 6.29 | A0V | 413 ± 2 [ 3 ] |
| HD 182762 ( 4 Vul ) | 5.16 | K0III | 255,8 ± 1,3 [ 3 ] |
| HD 182919 ( 5 Vul ) | 5,60 | A0V | 235,3 ± 0,8 [ 3 ] |
| HD 182955 | 5,87 | M0III | 577 ± 5,4 [ 3 ] |
| HD 182972 | 6,63 | A1V | 793 ± 9 [ 3 ] |
| HD 183261 | 6,88 | B3II | 1735 ± 116 [ 3 ] |
| HD 183537 ( 7 Vul ) | 6.33 | B5Vn | 910 ± 10 [ 3 ] |
NGC 6802
Die „Schiene“ des Kleiderbügels führt nach Osten zu einem offenen Sternhaufen mit Dutzenden deutlich weiter entfernter Sterne, bei dem es sich wahrscheinlich größtenteils um einen echten Sternhaufen handelt (da die Sterne gravitativ gebunden oder assoziiert sind). Messungen ergaben zunächst eine Entfernung von etwa 4.580 Lichtjahren [ 4 ] . Dieselben Autoren haben ihre Ansicht jedoch verfeinert und geben in einem Bericht, der sich auf Early Gaia Data Release 3 und 6. interne Messungen der Gaia-ESO-Durchmusterung stützt, eine weitere Entfernung von 4.420 Lichtjahren an [ 5 ] .
Referenzen
- ^ Collinder, Per (1931). „Über die Struktureigenschaften offener Galaxienhaufen und ihre räumliche Verteilung. Katalog offener Galaxienhaufen“ . Annalen der Sternwarte Lund . 2 : B1– B46. Bibcode : 1931AnLun...2....1C .
- ^ Baumgardt, H. (1998). „Die Natur einiger zweifelhafter offener Sternhaufen, wie sie von HIPPARCOS enthüllt wurde“ . Astronomy and Astrophysics . 340 : 402–414 . Bibcode : 1998A&A...340..402B .
- Vallenari , A .; et al . (Gaia-Kollaboration) (2023). „ Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“ . Astronomy and Astrophysics . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A& A ...674A...1G . doi : 10.1051 /0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . Gaia DR3-Eintrag für diese Quelle bei VizieR .
- ^ 'Aktualisierte Version des 'homogenen Katalogs von Parametern offener Sternhaufen'.' LOKTIN AV und POPOVA ME Astrophysics Bulletin , 72, 257-265 (2017)
- ^ „Die Gaia-ESO-Durchmusterung: Mischungsprozesse in massearmen Sternen, verfolgt durch die Lithiumhäufigkeit in Cluster- und Feldsternen“. LOKTIN AV und POPOVA ME Astronomy and Astrophysics , Band 651A, 84-84 (2021/7-1)
- Cragin, Murray; Lucyk, James; & Rappaport, Barry (1993). The Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0 (1. Aufl.). Richmond, VA: Willmann-Bell. ISBN 0-943396-38-7
- Dias, W. S.; Lépine, J. R. D.; & Alessi, B. S. (2001). „Eigenbewegungen offener Sternhaufen innerhalb von 1 kpc basierend auf dem TYCHO2-Katalog“ . Astronomy and Astrophysics 376 , 441–447.
- Hall, DS & VanLandingham, FG (1970). „Der nahegelegene arme Sternhaufen Collider 399“ . Pub. of the Astronomical Society of the Pacific 82 (487), S. 640–652.
- Skiff, Brian (Januar 1998). „Brocchis Sternhaufen enthüllt“. Sky and Telescope , S. 65–67.
