Sternbild Einhorn (lat. Monoceros)

Das Sternbild Monoceros liegt am Nordhimmel, am Himmelsäquator. Sein Name bedeutet im Lateinischen “das Einhorn”.

Monoceros wurde vom niederländischen Astronomen und Kartographen Petrus Plancius aus den Beobachtungen niederländischer Seeleute im 17. Jahrhundert eingeführt. Das Sternbild stellt das mythische einhornige, pferdeähnliche Wesen dar. Monoceros ist eine relativ schwache Konstellation, die nur wenige Sterne vierter Größenordnung enthält, aber dennoch mehrere bemerkenswerte Sterne beherbergt: die berühmten Variablen S Monocerotis, R Monocerotis und V838 Monocerotis, Plaskett’s Star, einer der massivsten Doppelsterne überhaupt, und der Dreifachstern Beta Monocerotis.

Monoceros enthält auch mehrere interessante Deep-Sky-Objekte: den offenen Cluster Messier 50 (NGC 2323), den Rosettennebel, den Weihnachtsbaumhaufen, den Kegelnebel und den variablen Nebel von Hubble, unter anderem.

Sternbild Einhorn / Monoceros: Fakten, Lage & Karte

Monoceros ist die 35. Konstellation von der Größe und nimmt eine Fläche von 482 Quadratgraden ein. Sie befindet sich im zweiten Quadranten der nördlichen Hemisphäre (NQ2) und ist in Breitengraden zwischen +75° und -90° zu sehen. Die benachbarten Sternbilder sind Canis Major, Canis Minor, Gemini, Hydra, Lepus, Orion und Puppis.

Monoceros gehört zusammen mit Canis Major, Canis Minor, Lepus und Orion zur Familie der Orion-Konstellationen.

Monoceros enthält ein Messier-Objekt – den offenen Cluster Messier 50 (NGC 2323) – und hat 16 Sterne mit bekannten Planeten. Der hellste Stern im Sternbild ist Beta Monocerotis mit einer Scheinhelligkeit von 3,76. Es gibt zwei Meteoritenschauer, die mit dem Sternbild verbunden sind: die Dezember-Monozeride und die Alpha-Monozeride.

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Monoceros Constellation Map, von IAU und Sky&Telescope Magazin

Die Geschichte des Sternbildes Einhorn

Monoceros erschien erstmals 1612 auf einer Kugel des niederländischen Kartographen und Geistlichen Petrus Plancius als Monoceros Unicornis. Die Konstellation wurde geschaffen, um den Bereich zwischen zwei großen Konstellationen, Orion und Hydra, zu füllen, wo es in der griechischen Zeit keine Konstellationen gab.

Plancius führte die Einhorn-Figur ein, weil das mythische Tier im Alten Testament der Bibel mehrmals vorkommt. Die Konstellation ist nicht mit einem bestimmten Mythos verbunden. Der deutsche Astronom Jakob Bartsch nahm das Sternbild als Unicornus in seine Sternkarte von 1624 auf.

Hauptsterne im Sternbild Einhorn

α Monocerotis (Alpha Monocerotis)

Alpha Monocerotis ist der hellste Stern in Monoceros. Es ist ein oranger Riese mit der Sternenklassifizierung von K0 III. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 3,94 und ist etwa 144 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Der Stern hat eine Masse von 2,02 mal der Sonne und einen Radius von 10,1 mal der Sonne.

γ Monocerotis (Gamma Monocerotis)

Gamma Monocerotis ist der zweithellste Stern im Sternbild. Es ist ein weiterer oranger Riese, der zur Sternenklasse K1.5III gehört. Der Stern hat eine scheinbare Helligkeit von 3,98 und ist etwa 645 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Er ist der Primärstern in einem Mehrsternsystem.

δ Monocerotis (Delta Monocerotis)

Delta Monocerotis ist ein weißer Hauptreihenstern mit der stellaren Klassifizierung von A2V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 4,15 und ist etwa 375 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Es ist der dritthöchste Stern in Monoceros.

ζ Monocerotis (Zeta Monocerotis)

Zeta Monocerotis ist ein massiver, leuchtender, gelber Überriesenstern in Monoceros. Es gehört zur Sternenklasse G2Ib. Er hat eine visuelle Größe von 4,37 und ist etwa 1.852 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Stern liegt etwa dreiviertel Grad von der Grenze zur Hydra-Konstellation entfernt. Sie ist 2.535 mal leuchtender als die Sonne und hat einen Radius von 62 mal Sonne.

ε Monocerotis (Epsilon Monocerotis)

Epsilon Monocerotis ist ein Doppelstern etwa 128 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 4,31. Die Hauptkomponente des Systems ist ein weißer, Klasse A5-Unterriesenstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,44, und der Begleiter ist ein gelb-weißer Hauptreihenzwerg vom Spektraltyp F5 mit einer visuellen Helligkeit von 6,72. Die beiden Komponenten sind durch 12,1 Bogensekunden getrennt. Sie haben eine 20- und 2,5-fache Lichtausbeute gegenüber der Sonne, Radien 2,2- und 1,2-fache Sonneneinstrahlung und Massen 1,9- und 1,25-fache der Sonne.

Die Hauptkomponente ist ein sehr schneller Rotator mit einer projizierten Drehgeschwindigkeit von 137 km/s. Die beiden Sterne haben eine Umlaufzeit von mindestens 6.000 Jahren und sind mindestens 500 astronomische Einheiten voneinander entfernt. Der hellere Stern hat einen schwachen, sichtbaren Begleiter.

Epsilon Monocerotis liegt westlich des berühmten Rosettennebels, einem der bekanntesten diffusen Nebel am Himmel.

13 Monozerotis

13 Monocerotis ist ein weißer Überriesenstern der Sternenklasse A0Ib. Er hat eine visuelle Größe von 4,47 und ist etwa 1.509 Lichtjahre von der Erde entfernt. Sie ist etwa 10.800 mal leuchtender als die Sonne, hat einen Radius von 37 mal Sonne und eine Masse von etwa 9 mal der Sonne. Wie Epsilon Monocerotis dient der Stern als Tor zum Rosettennebel, der sich einige Grad südlich befindet.

13 Monocerotis entstand aus dem Cluster NGC 2264, der 3,5 Grad nordöstlich des Sterns liegt. Der Stern scheint von einem schwachen Reflexionsnebel umgeben zu sein, da sein Licht vom interstellaren Staub in einem Bereich von über 10 Lichtjahren gestreut wird.

β Monocerotis (Beta Monocerotis)

Beta Monocerotis ist ein Drei-Sterne-System bei Monoceros. Ohne Fernglas kann es nicht in einzelne Sterne aufgelöst werden. Das System hat eine kombinierte Scheinleistung von 3,74 und ist etwa 700 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es ist der hellste sichtbare Stern in Monoceros. Alle drei Komponenten – Beta Monocerotis A, B und C – sind Be-Stars, d.h. B-Stars mit zirkumstellaren Scheiben, die sie umkreisen. Es gibt auch einen vierten Begleiter, einen Stern der 12. Größenordnung, der in der Nähe sichtbar ist, aber er ist ein Begleiter der Sichtlinie und nicht physisch mit dem Beta-Monocerotis-System verbunden.

Die drei Sterne im System sind bemerkenswert ähnlich. Sie alle gehören zur Spektralklasse B3 und haben Temperaturen um 18.500 K. Sie sind alle wasserstoffschmelzende Zwerge. Sie haben die Massen 7, 6,2 und 6 mal Sonne und scheinbare Größen von 4,6, 5,4 und 5,6. Beta Monocerotis A ist 3.200 mal leuchtender als die Sonne, während die Komponenten B und C 1.600 und 1.300 Solarleuchten aufweisen. Ihre projizierten Rotationsgeschwindigkeiten betragen 346, 123 und 331 km/s, weshalb sie alle zirkumstellare Scheiben haben.

S Monocerotis (15 Monocerotis)

S Monocerotis ist ein massives variables spektroskopisches Binärsystem bei Monoceros. Sie besteht aus zwei nicht auflösbaren Sternen, die sich mit einem Zeitraum von 25 Jahren umkreisen.

Das System hat die Sternenklassifizierung von O7Ve, die dem Spektrum eines O-Typs von Hauptreihenzwerg entspricht. Seine visuelle Größe variiert von 4,2 bis 4,6. Das System ist etwa 1.000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

S Monocerotis ist im Weihnachtsbaumcluster in NGC 2264 positioniert und wird von dem Nebel Sharpless 273 umgeben. Er fällt nördlich des Kegelnebels.

HD 49933 (H 2530)

HD 49933 ist ein gelb-weißer Zwerg der Sternenklasse F2 V. Er hat eine Scheinstärke von 5,781 und ist etwa 97 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Der Stern ist der Sonne sehr ähnlich. Sie hat die 1.079-fache Sonnenmasse, einen Radius, der 1.385-fache der der Sonne beträgt, und ist 3.47-fache leuchtender. Der Stern kann bei guten Sichtverhältnissen ohne Fernglas gesehen werden. Es hat einen Begleiter mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,3, der sich in einem Winkelabstand von 5,9 Sekunden Bogen befindet. Das geschätzte Alter des Sterns liegt bei 2,4 Milliarden Jahren.

Plaskett’s Stern (HR 2422)

Plaskett’s Star ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem, das nach dem kanadischen Astronomen John Stanley Plaskett benannt ist, der 1922 entdeckte, dass es ein Doppelstern war. Das System hat eine scheinbare Helligkeit von 6,06 und ist etwa 5.245 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es besteht aus zwei massiven, blauen O-Typ Überriesensternen. Die Primärkomponente gehört zur Sternenklasse O8 und der Begleiter hat die Klassifizierung O7,5.

Plaskett’s Star ist eines der massivsten binären Systeme, die bekannt sind, zusammen mit Eta Carinae in der Carina-Konstellation. Sie hat eine Gesamtmasse, die etwa 100 mal so groß ist wie die der Sonne. Die Komponenten haben eine Umlaufzeit von 14,39625 Tagen. Der Dimmerstern im System ist ein sehr schneller Spinner. Sie hat eine projizierte Rotationsgeschwindigkeit von 300 km/s und damit eine Ausbuchtung am Äquator.

HD 52265

HD 52265 ist ein gelber Hauptsequenzzwerg der Sternenklasse G0V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 6.301 und ist etwa 91,50 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Der Stern ist doppelt so hell wie die Sonne und hat 18 Prozent mehr Masse. Es hat ein geschätztes Alter von etwa 4.000 Millionen Jahren.

Ein extrasolarer Planet wurde im Jahr 2000 entdeckt, der den Stern umkreist. Der Planet hat die 1,09-fache Masse des Jupiters und eine Umlaufzeit von 119.290 Tagen.

Gliese 250 (88 G. Monocerotis)

Gliese 250 ist ein weiterer Doppelstern in Monoceros. Die Komponenten haben Scheingrößen von 6,57 und 10,08. Die Hauptkomponente ist ein Orangenzwerg mit der Sternenklassifizierung K3 V, und der Begleiter ist ein Roter Zwerg der Sternenklasse M2,5 V. Die Sterne werden durch 58 Bogensekunden oder etwa 500 astronomische Einheiten getrennt. Gliese 250 ist nur 28,4 Lichtjahre von der Erde entfernt.

HD 48099

HD 48099 ist ein weiterer massiver O-Stern im Sternbild. Sie hat eine visuelle Größe von 6,37 und ist etwa 40.750 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Das bedeutet, dass der Stern eine absolute Größe von -9,11 hat und mindestens 350.000 mal leuchtender ist als die Sonne.

HD 48099 ist wirklich ein geschlossenes Binärsystem mit einer Umlaufdauer von 3.078 Tagen. Die Komponenten gehören vermutlich zu den Spektralklassen O5,5 und O9.

HD 44219

HD 44219 ist ein gelber, Klasse G5 Hauptreihenzwerg mit einer scheinbaren Helligkeit von 7.705. Sie ist etwa 164 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Stern hat 99 Prozent der Sonnenmasse und den 1,39-fachen Radius. Sie ist 1.793 mal leuchtender als die Sonne.

Im Jahr 2009 wurde ein Gasriese entdeckt, der den Stern umkreist. Der Planet hat etwa 50 Prozent der Masse des Jupiters und absolviert alle 472,3 Tage eine Umlaufbahn um den Stern.

HD 46375

Die HD 46375 befindet sich im Vordergrund des Clusters NGC 2244 im Rosettennebel. Es ist ein oranger Unterriesenstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,84. Sie hat die Sternenklassifizierung von K1 IV und ist etwa 114 Lichtjahre von der Sonne entfernt.

Ein Gasriese mit nur 0,226 mal der Masse des Jupiters wurde im Jahr 2000 entdeckt, der den Stern umkreiste. Der Planet hat eine Umlaufzeit von 3,023573 Tagen.

R Monocerotis

R Monocerotis ist eine Variable vom Typ T Tauri in Monoceros. T Tauri-Sterne sind junge, vor der Hauptsequenz liegende Sterne, die im Allgemeinen in der Nähe von Molekülwolken mit starken chromosphärischen Linien zu finden sind. Die scheinbare Helligkeit des Sterns variiert zwischen 10 und 12. Sie ist etwa 2.500 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und hat eine mittlere visuelle Größe von 10,4.

Der Stern liegt in Hubble’s Variable Nebel, einem diffusen Reflexionsnebel, der aus dem Gas und Staub gebildet wird, die vom Stern aufsteigen. R Monocerotis hat einen kleineren, schwachen Begleiter. Der größere Stern hat etwa 10 Sonnenmassen und ist etwa 43.000 mal leuchtender als die Sonne.

Ross 614 (V577 Monocerotis)

Ross 614 ein roter Zwergstern, der als UV Ceti Typ Variable klassifiziert ist, was bedeutet, dass es sich um eine Art Flare Star handelt. Der Stern ist die Hauptkomponente eines binären Systems, das sich nur 13,3 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet. Es hat eine visuelle Größe von 11,15.

Das binäre System besteht aus zwei roten Zwergen der Sternenklassen M4,5V und M8V in einer engen Umlaufbahn. Der Begleiterstern hat eine visuelle Größe von 14,23.

Der hellere Stern wurde 1927 vom amerikanischen Astronomen und Physiker Frank Elmore Ross mit einem 40 Zoll Refraktorteleskop entdeckt. Der niederländisch-amerikanische Physiker und Astronom Dirk Reuyl war derjenige, der 1936 das binäre System mit einem 26-Zoll-Refraktor entdeckte.

COROT-7

COROT-7 ist ein gelber Hauptreihenzwerg mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,668. Sie ist etwa 489 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Sie gehört zur Sternenklasse G9V. Der Stern hat etwa 82 Prozent des Sonnenradius und 91 Prozent der Sonnenmasse.

Zwei extrasolare Planeten, beide Super-Erde, wurden 2009 im Orbit des Sterns entdeckt. Es gibt vielleicht einen dritten Planeten im System, aber er ist unbestätigt.

COROT-7b, der innere Planet, hat zwischen dem 2,3- und 8,5-fachen der Erdmasse und absolviert in 0,853585 Tagen eine Umlaufbahn um den Stern. Der Planet COROT-7c hat zwischen dem 8,4- und 13,5-fachen der Sonnenmasse und einer Umlaufzeit von 3.698 Tagen.

COROT-1

COROT-1 ist ein gelber Hauptsequenzzwerg der Sternenklasse G0V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 13,6 und ist etwa 1.560 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Stern ist in einem mittelgroßen Teleskop zu sehen.

Ein transitierender Exoplanet, ein heißer Jupiter, wurde 2007 im Orbit des Sterns entdeckt. Es wird angenommen, dass der Planet tidally an den Stern gebunden ist, was bedeutet, dass eine Seite davon immer dem Stern zugewandt ist, so wie die gleiche Seite des Mondes immer der Erde zugewandt ist. Der Planet hat die 1,03-fache Masse des Jupiters und absolviert alle 1,5089557 Tage eine Umlaufbahn um den Stern.

V838 Monocerotis
Im Januar 2002 wurde ein stumpfer Stern in einer obskuren Konstellation plötzlich 600.000 mal leuchtender als unsere Sonne und ist damit vorübergehend der hellste Stern in unserer Milchstraßengalaxie. Der mysteriöse Stern, genannt V838 Monocerotis, ist längst wieder in Vergessenheit geraten. Aber Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops der NASA über ein Phänomen, das als “Lichtecho” um den Stern herum bezeichnet wird, haben bemerkenswerte neue Merkmale zutage gefördert. Diese Details versprechen, den Astronomen eine CAT-Scan-ähnliche Sonde der dreidimensionalen Struktur von Staubschalen um einen alternden Stern zur Verfügung zu stellen.

V838 Monocerotis

V838 Monocerotis ist ein roter Überriese und ein berühmter variabler Stern in Monoceros.

Es hat die Sternenklassifizierung von M6.3I.

Der Stern hat eine scheinbare Helligkeit von 15,74 und ist etwa 20.000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Stern wurde entdeckt, als er einen Ausbruch erfuhr, und er erhellte sich 2002 plötzlich für einige Wochen und galt als einer der größten entdeckten Sterne.

Die Ursache der Explosion ist noch ungewiss, führte aber zu einem Lichtecho, bei dem der umgebende Staub durch das Licht des Sterns beleuchtet wurde.

Der Stern wuchs enorm an Größe, verdrängte aber seine äußeren Schichten nicht, was normalerweise bei Nova-Explosionen der Fall wäre.

Der Stern hat auch an Temperatur und Leuchtkraft zugenommen, aber an Radius abgenommen.

Sie ist heute 15.000 mal leuchtender als die Sonne und hat einen Radius von 380 mal Sonne.

Deep-Sky-Objekte im Sternbild Einhorn / Monoceros

Messier 50 (NGC 2323)

Messier 50 ist ein offener Cluster in der Monoceros-Konstellation.

Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 5,9 und ist etwa 3.200 Lichtjahre von der Sonne entfernt.

Der Cluster, der sich durch seine herzförmige Gestalt auszeichnet, wurde 1772 von Charles Messier entdeckt und später in seinen Katalog aufgenommen.

Rosettennebel (NGC 2237, NGC 2238, NGC 2239, NGC 2244, NGC 2246; Caldwell 49)

Der Rosettennebel ist ein großer Emissionsnebel bei Monoceros.

Es handelt sich um eine H II-Region, die in der Nähe einer großen Molekülwolke liegt.

Der offene Cluster NGC 2244 ist dem Nebel zugeordnet, da seine Sterne aus der Materie im Nebel gebildet wurden.

Der Rosettennebel hat eine visuelle Größe von 9,0 und ist etwa 5.200 Lichtjahre entfernt.

Es ist etwa 65 Lichtjahre im Radius.

Der Komplex Rosettennebel hat mehrere NGC-Bezeichnungen: NGC 2237, NGC 2238, NGC 2239, NGC 2244 und NGC 2246.

Alle mit Ausnahme von NGC 2244 bezeichnen Teile des Nebelbereichs, und NGC 2237 wird auch zur Kennzeichnung des gesamten Nebels verwendet.

NGC 2244 (Caldwell 50)

NGC 2244 ist ein offener Cluster innerhalb des Rosettennebels.

Es wurde 1690 vom englischen Astronomen John Flamsteed entdeckt.

Der Cluster enthält mehrere extrem heiße, O-artige Sterne, die große Mengen an Strahlung abgeben und Sternwind erzeugen.

Die beiden hellsten Sterne im Cluster gehören zu den Sternenklassen O4V und O5V, haben eine 50- und 60-fache Masse an Sonne und sind 400.000 und 450.000 mal leuchtender als die Sonne.

Christbaumschmuck, Kegelnebel
Dieses Farbbild der Region, die als NGC 2264 bekannt ist – ein Himmelsbereich, der die funkelnden blauen Kugeln des Christbaumsternhaufens und des Kegelnebels umfasst – wurde aus Daten erstellt, die durch vier verschiedene Filter (B, V, R und H-alpha) mit dem Wide Field Imager am ESO-Observatorium La Silla aufgenommen wurden, 2400 m hoch in der Atacama-Wüste Chiles in den Ausläufern der Anden. Das Bild zeigt einen Raumbereich von etwa 30 Lichtjahren Breite.

Der Cluster ist etwa 5.200 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 4,8.

Das geschätzte Alter des Clusters liegt bei weniger als 5 Milliarden Jahren.

Weihnachtsbaumgruppe und Kegelnebel (NGC 2264)

NGC 2264 ist ein neuer Gesamtkatalog für zwei Deep-Sky-Objekte – den Weihnachtsbaumhaufen und den Kegelnebel – und es gibt zwei weitere Objekte, die unter diese Bezeichnung fallen, aber nicht offiziell enthalten sind: den Schneeflockenhaufen und den Fuchsfellnebel.

Der Weihnachtsbaum-Cluster ist ein offener Cluster mit einer visuellen Gesamtgröße von 3,9.

Sie ist etwa 2.400 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Der Stern S Monocerotis markiert den Stamm des Weihnachtsbaums, und ein weiterer variabler Stern, V429 Monocerotis, stellt seine Spitze dar.

Der Kegelnebel ist eine H II-Region im südlichen Teil von NGC 2264, etwa 2.700 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Sie wurde am 26. Dezember 1785 von William Herschel entdeckt.

Es ist Teil der nebulösen Region um den Weihnachtsbaumcluster.

Der Nebel ist 7 Lichtjahre lang.

Der Schneeflocken-Cluster ist ein Cluster, der dem Muster einer Schneeflocke ähnelt. Sie ist etwa 2.400 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Fuchspelznebel ist ein diffuser dunkler Nebel in NGC 2264, etwa 2.700 Lichtjahre entfernt. Es erhielt seinen Spitznamen, weil es dem Kopf eines Steins aus dem Fell eines Fuchses ähnelt.

Hubble’s Variabler Nebel (NGC 2261, Caldwell 46)

Hubble’s Variabler Nebel ist ein variabler Nebel, der durch das Licht des Sterns R Monocerotis beleuchtet wird.

Der Nebel wurde am 26. Januar 1949 vom amerikanischen Astronomen Edwin Hubble aufgenommen.

Eine der Erklärungen für die Variabilität des Nebels ist, dass seine dichten Staubwolken das Licht des Zentralsterns periodisch blockieren, der vollständig vom Nebel umgeben und selbst nicht sichtbar ist.

Der variable Nebel von Hubble hat eine scheinbare Helligkeit von 9,0 und ist etwa 2.500 Lichtjahre von der Erde entfernt.

NGC 2254

NGC 2254 ist ein offener Cluster in Monoceros.

Es enthält weniger als 50 Sterne, scheint aber ziemlich reich zu sein, und es wird als Shapley Klasse f und Trumpler Klasse I 2 p Cluster eingestuft.

Er hat eine visuelle Größe von 9,7 und ist etwa 7.100 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Der Stern HD 44179 ist von einer außergewöhnlichen Struktur umgeben, die als Rotes Rechteck bekannt ist. Er erhielt seinen Namen wegen seiner Form und seiner scheinbaren Farbe, wenn man ihn in frühen Bildern von der Erde sieht. Dieses auffallend detaillierte neue Hubble-Bild zeigt, wie der Nebel, wenn er aus dem Weltraum betrachtet wird, nicht rechteckig, sondern wie ein X geformt ist, mit zusätzlichen komplexen Strukturen von beabstandeten Linien aus leuchtendem Gas, ein wenig wie die Sprossen einer Leiter. Der hochauflösende Kanal der Advanced Camera for Surveys des NASA/ESA Hubble Weltraumteleskops nahm diese Ansicht der HD 44179 und des umgebenden roten Rechtecknebels auf – die bisher schärfste Ansicht. Rotes Licht von glühendem Wasserstoff wurde durch den Filter F658N aufgefangen und rot gefärbt. Orange-rotes Licht über einen größeren Wellenlängenbereich durch einen F625W-Filter wurde blau gefärbt.

Roter Rechtecknebel (HD 44179)

Der Rote-Rechteck-Nebel ist ein protoplanetischer Nebel bei Monoceros. Es wurde 1973 entdeckt.

Das Doppelsternsystem im Zentrum des Nebels wurde 1915 erstmals vom amerikanischen Astronomen Robert Grant Aitken beobachtet.

Der Nebel hat eine scheinbare Helligkeit von 9,02 und ist etwa 2.300 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Es ist ein kompakter bipolarer Nebel, der den Doppelstern vollständig umhüllt und sein Licht verdeckt.

Wenn sich der kühle Stern in der Mitte in den nächsten paar tausend Jahren zu einem heißen Weißen Zwerg entwickelt, wird HD 44179 zu einem planetarischen Nebel.

NGC 2349

NGC 2349 ist ein weiterer offener Cluster in Monoceros.

Sie wurde am 4. März 1783 von der deutsch-britischen Astronomin Caroline Herschel entdeckt.

Schmetterlingsnebel – Er stellt den spektakulären “letzten Atemzug” eines Doppelsternsystems im Zentrum des Nebels dar. In der Mitte des Nebels befindet sich ein Sternenpaar, das so nah beieinander liegt, dass es alle 16 Tage umeinander kreist. Das ist so nah, dass selbst bei Hubble das Sternenpaar nicht in seine beiden Komponenten aufgelöst werden kann. Eine Komponente dieser Binärdatei ist der heiße Kern eines Sterns, der die meisten seiner äußeren Schichten ausgestoßen hat und den umgebenden Nebel erzeugt. Astronomen glauben, dass dieser Stern, als er sich zu einem roten Riesen entwickelte und erweiterte, tatsächlich seinen Begleiterstern in einem Akt des stellaren Kannibalismus verschluckt hat. Die daraus resultierende Interaktion führte zu einem spiralförmigen Zusammenwachsen der beiden Sterne, das in der Ausstoßung der äußeren Schichten des roten Riesen gipfelte. Die meisten der äußeren Schichten wurden in eine dichte Scheibe ausgestoßen, die im Hubble-Bild, das den Zentralstern umgibt, noch zu sehen ist. Später entwickelte der heiße Stern einen schnellen Sternenwind. Dieser Wind, der in die umgebende Scheibe ausbläst, hat die großen, wispigen, sanduhrförmigen Flügel senkrecht zur Scheibe aufgeblasen. Diese Flügel erzeugen das Aussehen des Schmetterlings, wenn sie in der Projektion gesehen werden. Der Gesamtdurchmesser des Nebels beträgt etwa ein Drittel eines Lichtjahres oder 2 Billionen Meilen.

Schmetterlingsnebel (NGC 2346)

Der Schmetterlingsnebel ist ein planetarischer Nebel mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,6. Sie ist etwa 2.000 Lichtjahre entfernt.

Der Zentralstern ist ein spektroskopisches Binärsystem mit einem Zeitraum von etwa 16 Tagen. Es ist ein variabler Stern, wahrscheinlich als Folge von Staub in der Umlaufbahn um ihn herum.

NGC 2170

NGC 2170 ist ein Reflexionsnebel bei Monoceros. Sie wurde am 16. Oktober 1784 von William Herschel entdeckt.

NGC 2232

NGC 2232 ist ein offener Cluster mit etwa 20 Sternen. Es handelt sich um einen relativ hellen Cluster mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,9.

NGC 2232 ist etwa 1.305 Lichtjahre von der Erde entfernt.

NGC 2506

NGC 2506 ist ein weiterer offener Cluster. Sie wurde 1791 von William Herschel entdeckt. Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 7,6 und ist etwa 11.300 Lichtjahre von der Sonne entfernt.

Dreyer’s Nebel – IC 447

IC 447 ist ein großer Reflexionsnebel bei Monoceros mit einem Durchmesser von etwa 25 Bogenminuten.

Möwennebel – IC 2177 (GUM 1)

Emissionsnebel, Monoceros-Konstellation
Dieses Bild zeigt die komplizierte Struktur eines Teils des Seagull-Nebels, der formal eher als IC 2177 bekannt ist. Diese Gas- und Staubfahnen sind als Sharpless 2-296 (offiziell Sh 2-296) bekannt und gehören zu den “Flügeln” des Himmelsvogels. Diese Region des Himmels ist ein faszinierendes Durcheinander von faszinierenden astronomischen Objekten – eine Mischung aus dunklen und leuchtenden roten Wolken, die sich zwischen hellen Sternen verflechten. Bild: ESO

IC 2177 ist ein Emissionsnebel bei Monoceros.

Sie ist etwa 3.650 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Nebel befindet sich an der Grenze zwischen dem Sternbild Monoceros und Canis Major.

Es handelt sich um eine H2-Region, die sich auf den Stern HD 53367 konzentriert.

IC 2177 wurde vom walisischen Amateurastronom Isaac Roberts entdeckt.

Der Nebel wird manchmal auch als Möwennebel bezeichnet.

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