Sternbild Jagdhunde (lat. Canes Venatici)

Das Sternbild Canes Venatici liegt auf der Nordhalbkugel. Der Name des Sternbildes bedeutet auf Lateinisch “Jagdhunde”.

Das Sternbild stellt die Jagdhunde von Boötes dem Hirten dar, einer benachbarten Konstellation. Die Hunde sind bekannt als Asterion und Chara.

Der griechische Astronom Ptolemäus nahm die Sterne von Canes Venatici als Informanten (ungeformt) in das Sternbild Ursa Major auf, aber das Sternbild wurde erst 1687 eingeführt, als der polnische Astronom Johannes Hevelius es aus den schwachen Sternen unter dem Schwanz des großen Bären schuf.

Sternbild Jagdhunde / Canes Venatici: Fakten, Lage und Karte

Canes Venatici ist das 38. größte Sternbild am Himmel und nimmt eine Fläche von 465 Quadratgraden ein.

Sie befindet sich im dritten Quadranten der nördlichen Hemisphäre (NQ3) und ist in Breitengraden zwischen +90° und -40° zu sehen. Die benachbarten Sternbilder sind Boötes, Coma Berenices und Ursa Major.

Canes Venatici hat nur einen helleren Stern als die Größe 3,00 und zwei Sterne, die sich innerhalb von 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) von der Erde befinden. Der hellste Stern in Canes Venatici ist Cor Caroli, Alpha Canum Venaticorum. Der nächste Stern, DG Canum Venaticorum (Spektralklasse M4.0Ve), ist nur 25,89 Lichtjahre von der Erde entfernt. Das Sternbild hat vier Sterne mit bekannten Planeten.

Canes Venatici enthält fünf Messier-Objekte: M3 (NGC 5272), die Whirlpool-Galaxie (M51, NGC 5194, NGC 5195), die Sonnenblumen-Galaxie (M63, NGC 5055), M94 (NGC 4736) und M106 (NGC 4258). Mit dem Sternbild, den Canes Venaticids, ist ein Meteoritenschauer verbunden, der im Januar stattfindet.

Canes Venatici gehört zur großen Familie der Sternbilder in Ursa, zusammen mit Boötes, Camelopardalis, Coma Berenices, Corona Borealis, Draco, Leo Minor, Lynx, Ursa Major und Ursa Minor.

Canes Venatici enthält die berühmten Sterne Cor Caroli und La Superba sowie eine Reihe interessanter Deep-Sky-Objekte, darunter die fünf Messier-Objekte, die Wal-Galaxie (NGC 4631), die Hockeyschläger-Galaxien (NGC 4656 und NGC 4657, auch bekannt als die Brechstange-Galaxie), die Kokon-Galaxie (NGC 4490), die Spiralgalaxien NGC 5033, NGC 5005, NGC 4151 und NGC 5371 sowie die Zwerggalaxie NGC 4618.

Die Geschichte des Sternbildes Canes Venatici / Jagdhunde

Im Mittelalter wurde Canes Venatici mit den beiden Hunden identifiziert, die Boötes, der Hirte, an der Leine hielt, weil es einen Fehler in der Übersetzung von Ptolemäus’ Almagest vom Griechischen ins Arabische gab. In Ptolemäus’ Text stellen einige der Stars in Boötes den Club des Herdsman’s dar. Der Übersetzer übersetzte das griechische Wort für “Club” (Κολλοροβος) lose als “die Speerwelle mit Haken” (“al-`aşā dhāt al-kullāb”). Als der von ihm verwendete arabische Satz später ins Lateinische übersetzt wurde, verwechselte der Übersetzer eines der Wörter mit kilāb, was “Hunde” bedeutet.

Boötes wurde 1533 mit zwei Hunden auf einer Karte des deutschen Astronomen Peter Apian dargestellt, und Hevelius beschloss, die Position der Hunde am Nachthimmel im 17. Jahrhundert zu definieren. Hevelius nannte den nördlichen Hund Asterion (“kleiner Stern” auf Griechisch) und den südlichen Chara (“Freude”). Der Name Chara wurde später speziell für den Stern Beta CVn verwendet.

Die wichtigsten Sterne im Sternbild Canes Venatici / Jagdhunde

Cor Caroli – α Canum Venaticorum (Alpha Canum Venaticorum, α CVn)

Cor Caroli ist der hellste Stern im Sternbild, mit einer scheinbaren Helligkeit zwischen 2,84 und 2,98. Sie ist etwa 110 Lichtjahre entfernt. Sein Name bedeutet “Charles’ Herz”.

Der Stern wurde von Sir Charles Scarborough, Mathematiker und Arzt von Charles II., zu Ehren von Charles I., dem König, der nach dem englischen Bürgerkrieg hingerichtet wurde, benannt, dessen Sohn kurz nach seinem Tod wieder auf den Thron gebracht wurde. Alpha CVn wurde ursprünglich Col Caroli Regis Martyris genannt.

Cor Caroli ist ein Doppelstern, der aus zwei Sternen besteht, die durch 19,6 Bogensekunden am Himmel getrennt sind. Die hellere Komponente Alpha-2 CVn ist ein chemisch eigenartiger Stern, der zur Spektralklasse A0 gehört und als Ap/Bp-Stern klassifiziert ist (einer mit einem Überfluss an bestimmten Metallen). Der Stern hat ein ungewöhnlich starkes Magnetfeld, ein 5.000 mal so stark wie die Erde, und seine Atmosphäre weist Überflüsse von Europium, Quecksilber und Silizium auf.

Cor Caroli’s hellere Komponente ist ein Prototyp einer Klasse von variablen Sternen, den Alpha-2 Canum Venaticorum Variablen. Diese Sterne zeichnen sich durch starke Magnetfelder aus, von denen angenommen wird, dass sie enorme Sternflecken erzeugen, die wiederum dazu führen, dass die Helligkeit während der Sternenrotation stark variiert.

Der Begleitstern, Alpha-1 CVn, ist ein F-Typ Hauptreihenstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 5,60.

Alpha CVn ist Teil des Sternsystems des Großen Diamanten (oder Diamanten der Jungfrau) und markiert seinen nördlichen Scheitelpunkt. Andere Sterne, die den Sterngruppe bilden, sind Denebola (Beta Leonis) in Löwe, Spica (Alpha Virginis) in Jungfrau und Arcturus (Alpha Boötis) in Boötes.

Chara – β Canum Venaticorum (Beta Canum Venaticorum, β CVn)

Beta CVn ist der zweithellste Stern in Canes Venatici. Es handelt sich um einen G-artigen Hauptreihenzwerg etwa 27,4 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Name Chara, der ursprünglich für den südlichen Hund verwendet wurde, bedeutet im Griechischen “Freude”. Der Stern hat eine scheinbare Helligkeit von 4,26. Sie ist der Sonne in Bezug auf Alter, Masse und Entwicklungsstufe ähnlich, und sie wurde als Solaranalog oder Solarzwilling bezeichnet.

La Superba – Y Canum Venaticorum (Gamma Canum Venaticorum, Y CVn)

La Superba ist ein bekannter Stern auf den Canes Venatici und einer der rötesten Sterne am Himmel. Der italienische Astronom Angelo Secchi aus dem 19. Jahrhundert nannte es La Superba wegen seiner markanten Erscheinung.

Es wird angenommen, dass sich der Stern in den letzten Phasen der Verschmelzung seines Sekundärbrennstoffs Helium zu Kohlenstoff befindet. Es verliert relativ schnell an Masse und ist von einer Scheibe mit ausgeworfenem Material umgeben. Sehr wahrscheinlich wird Y CVn seine äußeren Schichten (relativ) bald auswerfen, um einen Nebel zu bilden und ein Weißer Zwerg zu werden.

La Superba ist ein halbstämmiger variabler Stern, dessen scheinbare Helligkeit über einen Zeitraum von 160 Tagen zwischen 4,8 und 6,3 variiert. Es ist der hellste J-Stern, den es gibt. (J-Sterne sind die seltenen Kohlenstoffsterne, die eine Fülle von Kohlenstoff enthalten-13.) Der Stern liegt etwa 711 Lichtjahre von der Erde entfernt.

AM Canum Venaticorum (AM CVn)

AM CVn wird als katastrophaler variabler Stern eingestuft, der unregelmäßig dramatisch an Helligkeit zunimmt und dann wieder in den Ruhezustand zurückfällt. Kataklysmische Variablen sind typischerweise Binärsterne, die aus einem Weißen Zwerg und einem massenübertragenden Sekundärstern bestehen. Die Schwerkraft des Weißen Zwerges verzerrt den anderen Stern und der Weiße Zwerg nimmt Materie aus ihm auf. Das vom Spenderstern fallende Material bildet in der Regel eine Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg.

AM CVn ist ein Prototyp einer Klasse von Variablen, die als AM CVn-Sterne bekannt sind. Diese Sterne sind kataklysmische Variablen, die aus zwei Weißen Zwergen bestehen, wobei die Akkretionsscheibe hauptsächlich aus Helium besteht. Die Sterne sind auch als Quelle von Gravitationswellen interessant.

AM Canum Venaticorum hat eine scheinbare Helligkeit von 14,18 und ist etwa 2.000 Lichtjahre entfernt.

RS Canum Venaticorum (RS CVn)

RS Canum Venaticorum ist ein weiterer Stern in Canes Venatici, der als Prototyp für eine Klasse von variablen Sternen dient.

Die Variablen RS Canum Venaticorum sind nahe beieinander liegende Binärsterne mit Variationen in der Helligkeit, die durch die aktiven Chromosphären der Sterne verursacht werden.

Die Variationsperiode spiegelt typischerweise die Umlaufdauer des Sternensystems wider. Die Leuchtkraft der Sterne schwankt typischerweise um 0,2 Größenordnungen.

Deep-Sky-Objekte im Sternbild Jagdhunde

Messier 3 (NGC 5272)

Messier 3 ist ein Kugelhaufen etwa 33.900 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Es ist einer der größten, hellsten kugelförmigen Cluster überhaupt und enthält etwa 500.000 Sterne. Sie wurde 1784 von William Herschel entdeckt.

Der Cluster hat eine scheinbare Helligkeit von 6,2. Sein geschätztes Alter beträgt 8 Milliarden Jahre.

Whirlpool Galaxie – Messier 51 (NGC 5194)

Die Whirlpool-Galaxie ist eine der bekanntesten Galaxien am Nachthimmel. Es ist eine großzügige Spiralgalaxie, die etwa 31 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt liegt.

Die Galaxie, die auch als Messier 51a bekannt ist, interagiert mit NGC 5195 (Messier 51b), einer Zwerggalaxie, ebenfalls in Canes Venatici. Die Galaxien sind durch eine Gezeitenbrücke verbunden, die voll von interstellarem Staub ist. Der Staub ist silhouettiert gegen das Zentrum der Zwerggalaxie zu sehen. NGC 5195 ist aufgrund seiner Wechselwirkung mit der Whirlpool-Galaxie stark verzerrt.

Die Whirlpool-Galaxie hat eine scheinbare Helligkeit von 8,4 und ist sogar mit einem Fernglas zusammen mit ihrer Begleitgalaxie zu sehen. M51 hat eine helle kreisförmige Scheibe mit einem Radius von 38.000 Lichtjahren.

Die Galaxie wurde erstmals 1774 von Charles Messier entdeckt, während die Zwerggalaxie NGC 5195 1781 vom französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckt wurde. Im Jahr 2005 erreichte eine Supernova (SN 2005cs) mit der scheinbaren Stärke 14 in Richtung der Whirlpool-Galaxie ihren Höhepunkt.

M51 setzt nie auf Beobachter nördlich von 43°. Er kann leicht gefunden werden, indem man sich 3,5° nach Südosten von Alkaid (Eta Ursae Majoris), dem östlichsten Stern im Stern des Big Dipper und der Spitze des Schwanzes des Ursa Major bewegt.

Whirlpool ist die hellste Galaxie in der M51 Group, einer Gruppe von Galaxien in Canes Venatici, zu der auch die Sonnenblumen-Galaxie (M63), M51’s Begleitgalaxie NGC 5195 und auch NGC 5023, NGC 5229, UGC 8313 und UGC 8331 gehören.

Sonnenblumen-Galaxie – Messier 63 (NGC 5055)

Die Sonnenblumen-Galaxie ist das zweithellste Mitglied der M51-Gruppe, nach der Whirlpool-Galaxie. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 9,3. Es ist eine Spiralgalaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 9,3, etwa 37 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.

Sonnenblumen-Galaxie (Messier 63), Bild: Jschulman555 bei wikipedia.org

Die Galaxie wurde 1779 von Pierre Méchain entdeckt und dann als M63 in den Messier-Katalog von Charles Messier aufgenommen. Eine Supernova wurde 1971 in der Galaxie beobachtet.

Messier 94 (NGC 4736)

Messier 94 (NGC 4736) – Basierend auf Beobachtungen mit dem NASA/ESA Hubble-Weltraumteleskop und aus dem Hubble Legacy Archive, das eine Zusammenarbeit zwischen dem Space Telescope Science Institute (STScI, NASA), der Space Telescope European Coordinating Facility (ST-ECF, ESA) und dem Canadian Astronomy Data Centre (CADC, NRC, CSA) ist.

Messier 94 ist eine weitere Spiralgalaxie in Canes Venatici, die ebenfalls von Pierre Méchain entdeckt und von Messier katalogisiert wurde. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 8,99 und ist etwa 16 Millionen Lichtjahre entfernt.

Die Galaxie zeichnet sich durch ihre beiden Ringstrukturen aus. Der Innenring wird manchmal auch als Sternburstring bezeichnet. Es hat einen Durchmesser von 70” und ist ein Ort mit starker Sternentstehungsaktivität. Der Außenring hat einen Durchmesser von 600” und ist kein geschlossener Sternring, sondern hat eine komplexe Struktur von Spiralarmen.

M94 ist eine der hellsten Galaxien in der M94-Gruppe (Canes Venatici I Group), die zwischen 16 und 24 Galaxien enthält, die alle innerhalb des Virgo-Superclusters in den Sternbildern Canes Venatici und Coma Berenices liegen.

Die M94-Gruppe umfasst die vergitterte irreguläre Galaxie NGC 4214, die Rand-Spiralgalaxie NGC 4244 (Caldwell 26) neben dem Stern Beta CVn, die Spiralgalaxie mit geringer Oberflächenhelligkeit NGC 4395, die irreguläre Galaxie NGC 4449 (Caldwell 21) und die irreguläre Zwerggalaxie UGC 8320.

Die schöne Spiralgalaxie M94 (Messier 94) liegt nur 15 Millionen Lichtjahre entfernt im nördlichen Sternbild der Jagdhunde, Canes Venatici. Der hellere innere Teil der frontalen Galaxie ist ein beliebtes Ziel für Astronomen und umfasst etwa 30.000 Lichtjahre. Traditionell wurden tiefe Bilder so interpretiert, dass sie die innere Spiralregion von M94 zeigen, die von einem schwachen, breiten Sternenring umgeben ist. Aber eine neue Multiwellenlängenuntersuchung hat ergeben, dass bisher unentdeckte Spiralarme über den Rand der Scheibe der Galaxie schwingen, einer äußeren Scheibe, die aktiv an der Sternentstehung beteiligt ist. Bei optischen Wellenlängen werden die äußeren Spiralarme von M94 in diesem bemerkenswerten Entdeckungsbild verfolgt und verarbeitet, um die äußere Plattenstruktur zu verbessern. Hintergrundgalaxien sind durch die schwachen äußeren Arme sichtbar, während sich die drei stacheligen Vordergrundsterne in unserer eigenen Milchstraße befinden. Bild: R Jay Gabany (Blackbird Obs.)

Messier 106 (NGC 4258)

Messier 106 ist auch eine Spiralgalaxie, die 1781 von Pierre Méchain entdeckt wurde. Seine geschätzte Entfernung von der Erde beträgt zwischen 22 und 25 Millionen Lichtjahre.

M106 wird als Seyfert II-Galaxie eingestuft, eine Galaxie mit ungewöhnlichen Emissionslinien und Röntgenstrahlung, weshalb der Verdacht besteht, dass ein Teil davon in ein supermassives Schwarzes Loch im Kern fällt. M106 hat eine Scheinleistung von 9,1.

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Messier 106, Bild: NASA, ESA, das Hubble Heritage Team (STScI/AURA) und R. Gendler (für das Hubble Heritage Team). Bestätigung: J. GaBany

M51 GROUP

Die M51-Gruppe umfasst mehrere bemerkenswerte Galaxien, mit Ausnahme der Whirlpool- und Sonnenblumengalaxien.

NGC 5023 ist relativ isoliert von der Gruppe, wird aber dennoch als Mitglied betrachtet. Es ist eine spiralförmige Galaxie, 49.000 Lichtjahre breit, die man von oben gesehen hat. Mehr als 200 Sterne in der Galaxie haben eine scheinbare Helligkeit von mehr als 23,5. NGC 5023 ist zwischen 17,6 und 26,1 Millionen Lichtjahre entfernt. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 12,82.

UGC 8331 ist eine irreguläre Galaxie zwischen 19,7 und 26,8 Millionen Lichtjahren entfernt. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 14,61.

UGC 8313 ist eine weitere Rand-Spiralgalaxie mit einem Durchmesser von etwa 19.000 Lichtjahren. Es wird angenommen, dass es ein Begleiter der Sonnenblumen-Galaxie ist. UGC hat eine scheinbare Helligkeit von 14,4.

NGC 5229 ist eine weitere Rand-Spirale, die ebenfalls ziemlich isoliert vom Rest der Gruppe ist. Sein geschätztes Alter beträgt 13,7 Milliarden Jahre. Die Galaxie hat einen Durchmesser von etwa 23.000 Lichtjahren und eine scheinbare Helligkeit von 14,3.

Wal-Galaxie (NGC 4631, Caldwell 32, Arp 281, PGC 42637)

Die Wal-Galaxie ist eine Rand-Spiralgalaxie, die etwa 30 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Es hat eine scheinbare Helligkeit von 9,8. Man nannte ihn den Wal, weil er eine leicht verzerrte Form hat, die einem Wal oder einem Hering ähnelt. Die Galaxie zeichnet sich auch durch ihren zentralen Sternburstbereich und die intensive Sternenbildung aus, was zu Röntgen- und Spektrallinienemissionen führt. Es gibt eine riesige diffuse Korona aus Röntgenstrahlgas, die die gesamte Galaxie umgibt.

NGC 5033

NGC 5033 ist eine weitere Spiralgalaxie in Canes Venatici. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 10,8. Sie erscheint geneigt und hat einen hellen Kern und eine relativ schwache Scheibe. Die Galaxie hat einen Seyfert Kern (eine Art aktiven galaktischen Kern), von dem angenommen wird, dass er ein supermassives Schwarzes Loch enthält.

Der Kern der Galaxie liegt nicht im kinematischen Zentrum der Galaxie (das Zentrum, um das sich die Sterne drehen), was darauf hindeuten könnte, dass NGC 5033 eine Fusion mit einer anderen Galaxie durchlaufen hat.

NGC 5033 befindet sich relativ nah an einer anderen Spiralgalaxie, NGC 5005. Die beiden bestehen aus einem physikalischen Paar und beeinflussen sich gegenseitig gravitativ etwas, sind aber noch weit genug entfernt, um nicht durch die Gezeitenkräfte der Interaktion verzerrt zu werden.

NGC 5005 (Caldwell 29)

NGC 5005 ist ebenfalls eine geneigte Spiralgalaxie mit einer visuellen Größe von 10,6. Es hat einen hellen Kern und eine helle Scheibe und kann auch bei großen Amateurteleskopen beobachtet werden. Der Kern der Galaxie enthält eine Röntgenquelle.

NGC 5005 liegt etwa 65 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.

NGC 4151

NGC 4151 ist eine Zwischenspirale Seyfert Galaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,5. Es ist eine bekannte Röntgenquelle.

NGC 4618

NGC 4618 ist eine Zwerggalaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,2. Er hat eine verzerrte Form und einen einzigen Spiralarm. Sie wird als Sm-Galaxie eingestuft und manchmal auch als Magellansche Spirale bezeichnet.

NGC 4625

NGC 4625 ist eine Zwerggalaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 13,2. Die Galaxie hat eine asymmetrische Form und einen einzigen Spiralarm. Sie wird als Sm-Galaxie eingestuft, weil ihre Struktur der einer Spiralgalaxie ähnelt. NGC 4625 wird gelegentlich als magellansche Spiralgalaxie bezeichnet, da ihr Aussehen dem der magellanschen Wolken ähnelt (unregelmäßige Zwerggalaxien auf der Südhalbkugel, die die Milchstraße umkreisen).

NGC 5371

NGC 5371 ist eine Spiralgalaxie, die frontal gesehen wird. Sie ist als Sbc-gesperrte Spiralgalaxie klassifiziert und liegt etwa 100 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Zusammen mit der Hickson Galaxy Group 68 bildet NGC 5371 die Big Lick Galaxy Group.

Hockey Stick Galaxien – NGC 4656 & NGC 4657 (Brechstange Galaxie, UGC 7907, PGC 42863)

NGC 4656 und NGC 4657 sind interagierende Galaxien mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,0. Beide gehören zur NGC 4631 Gruppe, einer Gruppe von Galaxien, die etwa 25 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt in den Sternbildern Canes Venatici und Coma Berenices liegen. Neben den Wal- (NGC 4631) und Hockey Stick Galaxien gehört auch die elliptische Zwerggalaxie NGC 4627 zur Gruppe.

NGC 4183

NGC 4183 ist eine Spiralgalaxie, die sich in einem Abstand von etwa 55 Millionen Lichtjahren von der Erde befindet. Sie umfasst etwa 80.000 Lichtjahre. Die Galaxie wurde am 14. Januar 1788 von William Herschel entdeckt.

NGC 4183 ist eine Spiralgalaxie mit einem schwachen Kern und einer offenen Spiralstruktur. Leider wird diese Galaxie von der Erde aus betrachtet, und wir können ihre Spiralarme nicht vollständig verstehen. Aber wir können seine galaktische Scheibe bewundern. Die Scheiben der Galaxien bestehen hauptsächlich aus Gas, Staub und Sternen. Es gibt Anzeichen von Staub über der galaktischen Ebene, sichtbar als dunkle, komplizierte Filamente, die das sichtbare Licht vom Kern der Galaxie blockieren. Darüber hinaus deuten aktuelle Studien darauf hin, dass diese Galaxie eine Balkenstruktur aufweisen könnte. Galaktische Stäbe sollen als ein Mechanismus fungieren, der Gas von den Spiralarmen in das Zentrum leitet und die Sternenbildung verstärkt, die in den Spiralarmen typischerweise stärker ausgeprägt ist als in der Ausbuchtung der Galaxie. Dieses Bild wurde aus sichtbaren und Infrarotbildern erstellt, die mit dem Weitwinkelkanal der Advanced Camera for Surveys aufgenommen wurden. Das Sichtfeld ist ca. 3,4 Bogenminuten breit.

NGC 4214

NGC 4214 ist eine irreguläre Zwergengalaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 10,2. Sie liegt etwa 10 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt und nimmt eine Fläche von 8.4′ bis 6.6′ ein. Es handelt sich um eine Sternburstgalaxie mit zwei riesigen sternbildenden Regionen (NGC 4214-I und NGC 4214-II), die sich im Zentrum der Galaxie befinden.

Die Galaxie enthält auch zwei Supersternhaufen, die beide etwa 200 Millionen Jahre alt sind. NGC 4214 ist heller und größer als die Kleine Magellansche Wolke (SMC), die berühmtere unregelmäßige Zwerggalaxie in den Sternbildern Tucana und Hydrus.

Zwerg verbarrikadierte irreguläre Galaxie
Galaxy NGC 4214, hier in einem Bild von der neuesten Kamera des NASA/ESA Hubble-Weltraumteleskops, ist ein idealer Ort, um die Sternentstehung und -entwicklung zu untersuchen. Einen Großteil der Galaxie dominiert eine riesige leuchtende Wolke aus Wasserstoffgas, in der neue Sterne geboren werden. In der Mitte ist eine herzförmige Mulde zu sehen – möglicherweise das auffälligste Merkmal des Galaxy NGC 4214 -. In diesem Hohlraum befindet sich eine große Ansammlung von massiven, jungen Sternen mit einer Temperatur von 10 000 bis 50 000 Grad Celsius. Ihre starken Sternwinde sind für die Entstehung dieser Blase verantwortlich. Diese Eigenschaften wirken sich darauf aus, dass eine weitere Sternentstehung aufgrund des nachfolgenden Gasmangels eingedämmt wird.

Kokon-Galaxie (NGC 4490)

Die Kokon-Galaxie ist eine vergitterte Spiralgalaxie, die mit einem kleineren unregelmäßigen Begleiter, NGC 4485, interagiert und somit eine Sternenbruchs-Galaxie ist. Beide Galaxien wurden durch die Interaktion verzerrt.

Die Kokon-Galaxie befindet sich in einer Entfernung von 25,1 Millionen Lichtjahren von der Erde und hat eine Scheinhelligkeit von 9,8. Sie wurde 1788 von William Herschel entdeckt. Zwei Supernovae wurden in der Galaxie nachgewiesen, SN 1982F im Jahr 1982 und SN 2008ax im Jahr 2008.

IC 883

IC 883 (Arp 193) ist eine unregelmäßige Galaxie, die sich in einem Abstand von etwa 321 Millionen Lichtjahren von der Erde befindet. Die Galaxie hat eine visuelle Größe von 13,8 und eine scheinbare Größe von 2,4′ x 0,7′. Sie wurde am 1. Mai 1891 vom österreichischen Astronomen Rudolf Ferdinand Spitaler entdeckt.

IC 883 hat zwei Gezeitenschweife, was die Astronomen zu der Annahme veranlasst hat, dass es der Überrest der Fusion zweier Scheibengalaxien war, die auch einen Ausbruch der Sternenbildung in der Region auslöste.

NGC 4449

NGC 4449 ist eine irreguläre Galaxie, die etwa 12 Millionen Lichtjahre entfernt ist. Es hat eine visuelle Größe von 10 und eine scheinbare Größe von 6,2′ x 4,4′. Die Galaxie ist Teil der M94-Gruppe und ähnelt in Größe und Helligkeit der bekannteren Großen Magellanschen Wolke (LMC) in den Sternbildern Dorado und Mensa.

NGC 4449 weist jedoch eine doppelt so hohe Sternbildungsrate auf wie die Große Magellansche Wolke und gilt als Sternenburstgalaxie. Es beherbergt mehrere massive junge Sternhaufen, von denen einer im Zentrum der Galaxie zu finden ist. Die Galaxie hat durch die Interaktion mit ihren Nachbarn eine verzerrte Form.

Hunderttausende von leuchtenden blauen und roten Sternen leuchten auf diesem Bild, das vom NASA-Weltraumteleskop Hubble aufgenommen wurde. Heiße bläulich-weiße Sternhaufen von massiven Sternen sind in der gesamten Galaxie verstreut, durchsetzt von zahlreichen staubigeren, rötlichen Regionen der aktuellen Sternenentstehung. Massive dunkle Gas- und Staubwolken zeichnen sich im Sternenlicht ab. NGC 4449 bildet seit mehreren Milliarden Jahren Sterne, aber derzeit erlebt es ein Sternbildungsereignis mit einer viel höheren Rate als in der Vergangenheit. Diese ungewöhnlich explosive und intensive Sternbildungsaktivität qualifiziert sich als Starbruch. Bei der derzeitigen Geschwindigkeit würde die Gasversorgung, die die Sternenproduktion speist, nur noch etwa eine Milliarde Jahre dauern. Sternenausbrüche treten normalerweise in den zentralen Regionen von Galaxien auf, aber NGC 4449 hat eine weitaus größere Sternenbildungsaktivität, da die jüngsten Sterne sowohl im Kern als auch in den die Galaxie umgebenden Strömen beobachtet werden. Ein globaler Stern wie NGC 4449 ähnelt primordialen sternbildenden Galaxien, die durch Fusion mit und Akkretion von kleineren Sternensystemen wuchsen. Da NGC 4449 nah genug ist, um sehr genau beobachtet zu werden, ist es das ideale Labor für die Untersuchung dessen, was während der galaktischen Entstehung und Evolution im frühen Universum geschehen sein könnte. Es ist wahrscheinlich, dass der aktuell weit verbreitete Starburst durch Interaktion oder Fusion mit einem kleineren Begleiter ausgelöst wurde. NGC 4449 gehört zu einer Gruppe von Galaxien im Sternbild Canes Venatici. Astronomen glauben, dass die Sternbildung von NGC 4449 durch Wechselwirkungen mit mehreren seiner Nachbarn beeinflusst wurde.

Weitere Deep-Sky-Objekte in Canes Venatici sind die elliptische Zwerggalaxie NGC 4627, die elliptische Galaxie NGC 5223, die linsenförmige Galaxie NGC 4138, die Rand-Spiralgalaxien NGC 4244 und NGC 4217, die Spiralen NGC 5002, NGC 5112 und NGC 4534 sowie die Zwergkugelgalaxien Canes Venatici I und Canes Venatici II.

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