Sternbild Tukan (lat. Tucana)

Das Sternbild Tucana liegt auf der Südhalbkugel. Er repräsentiert den Tukan, einen Vogel, der in tropischen und subtropischen Regionen vorkommt.

Das Sternbild wurde vom niederländischen Astronomen Petrus Plancius aus den Beobachtungen der niederländischen Seeleute Frederick de Houtman und Pieter Dirkszoon Keyser im späten 16. Jahrhundert eingeführt. Sie wurde 1603 erstmals in einem himmlischen Atlas in Johann Bayers Uranometria abgebildet.

Das Sternbild beherbergt die Tucana-Zwerggalaxie, die Kleine Magellansche Wolke, den Kugelhaufen 47 Tucanae und mehrere andere bemerkenswerte Deep-Sky-Objekte.

Sternbild Tukan / Tucana: Fakten, Lage, Karte

Tucana ist die 48. Konstellation von der Größe und nimmt eine Fläche von 295 Quadratgraden ein. Sie liegt im ersten Quadranten der Südhalbkugel (SQ1) und ist in Breiten zwischen +25° und -90° zu sehen. Die benachbarten Sternbilder sind Eridanus, Grus, Hydrus, Indus, Octans und Phoenix.

Tucana gehört zusammen mit Apus, Chamaeleon, Dorado, Grus, Hydrus, Indus, Musca, Pavo, Phönix und Volans zur Sternenfamilie der Johann Bayer.

Tucana enthält drei Sterne mit bekannten Planeten und keine Messier-Objekte. Der hellste Stern im Sternbild ist Alpha Tucanae mit einer scheinbaren Helligkeit von 2,86. Es gibt keine Meteoritenschauer, die mit dem Sternbild verbunden sind.

Die Geschichte des Sternbildes Tukan / Tucana

Tucana ist nicht mit Mythen verbunden. Der Name des Sternbildes ist lateinisch für “den Tukan”, einen südamerikanischen Vogel mit einem riesigen Schnabel. Der niederländische Astronom und Kartograph Petrus Plancius stellte das Sternbild erstmals 1598 auf einer Himmelskugel dar und gab ihm den Namen Tucana.

Johann Bayer behielt den Namen in seinem Atlas von 1603, aber Friedrich de Houtman nannte das Sternbild Den Indiaenschen Exster, op Indies Lang ghenaemt, was “die indische Elster, genannt Lang in the Indies”, in seinem Katalog von 1603 bedeutet. Vermutlich beschrieb de Houtman den Nashornvogel, einen anderen Vogel, der auch in Ostindien und Malaysia heimisch ist. Am Ende siegte der Name Tucana.

Die wichtigsten Sterne im Sternbild Tukan / Tucana

α Tucanae (Alpha Tucanae)

Alpha Tucanae ist der hellste Stern im Sternbild. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 2,86 und ist etwa 200 Lichtjahre von der Sonne entfernt.

Es handelt sich um ein spektroskopisches Binärsystem mit einer Laufzeit von 11,5 Jahren. Der Primärstern ist ein oranger Riese der Sternenklasse K3 III.

γ Tucanae (Gamma Tucanae)

Gamma Tucanae ist ein gelb-weißer Riese mit der stellaren Klassifizierung der F1 III. Es ist der zweithellste Stern in Tucana. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 3,99 und ist 75,3 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Sie ist 1,55 mal massiver als die Sonne.

ζ Tucanae (Zeta Tucanae)

Zeta Tucanae ist der dritthöchste Stern im Sternbild. Es handelt sich um einen gelb-weißen Hauptreihenzwerg der Spektralklasse F9,5V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 4,23 und ist 28,01 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Stern hat 99 Prozent der Sonnenmasse, 108 Prozent des Sonnenradius und ist 1,26 mal leuchtender als die Sonne. Sie emittiert überschüssige Infrarotstrahlung, was darauf hindeutet, dass sie eine Schutzscheibe in ihrer Umlaufbahn hat. Das geschätzte Alter des Sterns liegt bei etwa 3 Milliarden Jahren.

κ Tucanae (Kappa Tucanae)

Kappa Tucanae ist ein Mehrsternsystem in Tucana. Er hat eine kombinierte scheinbare Helligkeit von 4,25 und ist 66,6 Lichtjahre entfernt.

Das Kappa Tucanae System besteht aus zwei binären Paaren, die durch 5,3 Minuten Bogen getrennt sind. Die Hauptkomponente ist ein gelb-weißer Subriesenstern mit der Sternenklassifizierung von F6IV und einer visuellen Größe von 5,1. Sein binärer Begleiter befindet sich 5 Bogensekunden entfernt und hat eine scheinbare Helligkeit von 7,3. Die beiden Sterne haben eine Umlaufzeit von 1.222 Jahren.

Der andere Binärstern im System besteht aus einem Magnitude 7,8 und einem Magnitude 8,2 Stern, die durch 1,12 Bogensekunden getrennt sind. Das Paar hat eine Umlaufzeit von 86,2 Jahren.

β Tucanae (Beta Tucanae)

Die Bayer-Bezeichnung Beta Tucanae bezieht sich auf eine Gruppe von sechs Sternen in Tucana, die lose an ein Sternensystem gebunden sind. Das System ist etwa 140 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Die hellsten zwei Komponenten haben visuelle Größen von 4,36 und 4,53. Sie sind ein blau-weißer Zwerg und ein weißer Zwerg, die durch 27 Bogensekunden getrennt sind. Die hellere Komponente hat einen Sternenhimmel der Größe 13,5 für einen Begleiter, und die sekundäre Komponente hat einen Begleiter der Größe 6. Beide Begleiter sind weiße Hauptreihensterne.

Das System enthält auch einen Doppelstern, der durch 9 Bogenminuten von den beiden hellsten Komponenten getrennt ist. Das binäre System besteht aus zwei weißen Hauptreihenzwergen mit scheinbaren Größen von 5,8 und 6,0. Die Sterne werden durch 0,1 Bogensekunden getrennt.

ε Tucanae (Epsilon Tucanae)

Epsilon Tucanae ist ein blau-weißer Unterriese mit der stellaren Klassifizierung von B9IV. Sie hat eine visuelle Größe von 4,49 und ist etwa 374 Lichtjahre von der Sonne entfernt.

δ Tucanae (Delta Tucanae)

Delta Tucanae ist ein binäres System mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,51. Sie ist etwa 267 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Primärstern ist ein blau-weißer Zwerg der Spektralklasse B9.5V. Der Begleiter befindet sich 7 Bogensekunden entfernt und hat eine Scheinstärke von 9,3.

ν Tucanae (Nu Tucanae)

Nu Tucanae ist ein roter Riese mit der Sternenklasse M4III. Sie hat eine mittlere Scheinstärke von 4,91 und ist etwa 273 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Es handelt sich um einen unregelmäßigen variablen Stern, der Größenschwankungen im Bereich von 4,75 bis 4,93 aufweist.

ι Tucanae (Iota Tucanae)

Iota Tucanae ist ein gelber Riese der Sternenklasse G5III. Es handelt sich um einen halben regelmäßigen variablen Stern, dessen Helligkeit um 0,06 Größenordnungen variiert. Er hat eine visuelle Größe von 5,36 und ist etwa 279 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

HD 219077

HD 219077 ist ein gelber Hauptsequenzzwerg mit der stellaren Klassifizierung von G8V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 6,12 und ist 95,2 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Stern hat etwa die gleiche Masse wie die Sonne und den 1,91-fachen Sonnenradius. Sie ist 2,66 mal leuchtender als die Sonne.

Im Jahr 2012 wurde ein Planet entdeckt, der den Stern umkreist. Er hat eine Masse, die mindestens das 10,39-fache der Masse des Jupiters beträgt und umkreist den Stern mit einer Dauer von 5.501 Tagen.

HD 4308

HD 4308 ist ein weiterer Gelber Zwerg mit einem bestätigten Planeten. Es hat die Sternenklassifizierung von G6V und eine Scheinleistung von 6,54. Der Stern ist 71,9 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Sie hat 83 Prozent der Sonnenmasse und 92 Prozent des Sonnenradius.

Der Planet hat eine Masse, die mindestens das 0,0442-fache der Masse des Jupiters beträgt, und er umkreist den Stern alle 15,56 Tage.

HD 221287

HD 221287 ist ein gelb-weißer Zwerg mit der stellaren Klassifizierung von F7V. Er hat eine visuelle Größe von 7,82 und ist 172,5 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Ein Planet mit einer Mindestmasse von 3,12 mal so groß wie der Jupiter wurde im März 2007 im Orbit des Sterns entdeckt. Sie absolviert alle 456,1 Tage eine Umlaufbahn.

HD 215497

HD 215497 ist ein oranger Zwergstern der Spektralklasse K3V. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 8,96 und ist etwa 142 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Stern hat 87,2 Prozent der Sonnenmasse, etwa den gleichen Radius, und nur 39 Prozent der Sonnenhelligkeit.

Zwei Planeten, beide weniger massiv als der Jupiter, wurden 2009 im Orbit des Sterns entdeckt. Der innere Planet hat eine Masse, die mindestens 6,6 mal so groß ist wie die der Erde und umkreist den Stern alle 3,93404 Tage. Der äußere Planet hat mindestens das 0,33-fache der Masse des Jupiters, was ihn etwa so groß wie Saturn macht, und eine Umlaufzeit von 567,94 Tagen.

HD 5980

HD 5980 ist ein Stern im offenen Cluster NGC 346 und das hellste Objekt in der Kleinen Magellanschen Wolke. Er ist in der Tat einer der leuchtendsten Sterne überhaupt. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 11,31 und eine kombinierte absolute Helligkeit von -7,3. Der Stern ist etwa 200.000 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Die HD 5980 besteht aus drei Komponenten und alle drei gehören zu den bekannten Leuchtsternen. Die Hauptkomponente des Systems ist ein Wolf-Rayet-Stern, der einen leuchtend blauen variablen Ausbruch verursacht hat. Wolf-Rayet-Sterne sind entwickelte, extrem heiße, hochleuchtende und sehr massive Sterne, die durch einen starken Sternenwind schnell an Masse verlieren. Die Sekundärkomponente ist ebenfalls ein Wolf-Rayet-Stern und bildet mit dem Primärstern ein verdunkelndes spektroskopisches Binärsignal. Die Sterne haben eine Umlaufzeit von 19 Tagen. Die dritte Komponente im System ist ein blauer Überriese der Klasse O, der nicht physikalisch mit den anderen beiden Sternen verbunden sein darf und selbst ein enger Binärkern sein kann.

Die Wolf-Rayet-Sterne haben Massen 58-79 mal (Komponente A) und 51-67 mal (Komponente B) solar. Der Primärstern ist 2 Millionen Mal leuchtender als die Sonne, ebenso wie der blaue Überriese, während die Sekundärkomponente 2,5 Millionen Solarleuchten aufweist.

Deep Sky Objekte im Sternbild Tucana / Tukan

Tucana Zwerg

Der Tucana-Zwerg ist eine sphäroidische Zwerggalaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 15,7.

Sie ist etwa 3,2 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.

Die Galaxie wurde 1990 von R. J. Lavery entdeckt.

Der Tucana-Zwerg enthält nur sehr alte Sterne und hat keine galaktischen Nachbarn.

Im Gegensatz zu anderen isolierten Zwerggalaxien erlebt sie keine sternbildende Aktivität.

NGC 346 in der Kleinen Magellanschen Wolke – Hubble-Astronomen haben erstmals eine Population von Säuglingssternen in der Milchstraßen-Satellitengalaxie, der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC, sichtbar mit bloßem Auge im südlichen Sternbild Tucana), die 210.000 Lichtjahre entfernt liegt, entdeckt. Hubble’s exquisite Schärfe zupfte eine zugrundeliegende Population von Säuglingssternen, die in den Nebel NGC 346 eingebettet sind und sich immer noch aus gravitativ zusammenbrechenden Gaswolken bilden. Sie haben ihren Wasserstoffbrennstoff noch nicht entzündet, um die Kernfusion aufrechtzuerhalten. Der kleinste dieser Säuglingssterne ist nur die Hälfte der Masse unserer Sonne. Obwohl die Sternengeburt in der Scheibe unserer Galaxie üblich ist, ist diese kleinere Begleitgalaxie urtümlicher, da ihr ein großer Prozentsatz der schwereren Elemente fehlt, die in aufeinanderfolgenden Generationen von Sternen durch Kernfusion geschmiedet werden. Fragmentarische Galaxien wie die SMC gelten als primitive Bausteine größerer Galaxien. Die meisten dieser Arten von Galaxien existierten weit weg, als das Universum noch viel jünger war. Das SMC bietet ein einzigartiges Labor in der Nähe, um zu verstehen, wie Sterne im frühen Universum entstanden sind. Allein der Nebel NGC 346, der sich unter anderem in Sternburstregionen mit der kleinen Galaxie befindet, enthält mehr als 2.500 Kindersterne. Die Hubble-Bilder, aufgenommen mit der Advanced Camera for Surveys, identifizieren drei Sternpopulationen im SMC und in der Region des Nebels NGC 346 – insgesamt 70.000 Sterne. Die älteste Bevölkerung ist 4,5 Milliarden Jahre alt, ungefähr so alt wie unsere Sonne. Die jüngere Bevölkerung entstand erst vor 5 Millionen Jahren (etwa zu der Zeit, als die ersten Hominiden der Erde auf zwei Füßen zu laufen begannen). Niedrigmassigere Sterne brauchen länger, um sich zu entzünden und vollwertige Sterne zu werden, so dass die protostellare Population 5 Millionen Jahre alt ist. Merkwürdigerweise sind die Säuglingssterne entlang zweier sich kreuzender Spuren im Nebel aufgereiht, die einem “T”-Muster im Hubble-Diagramm ähneln.

Kleine Magellansche Wolke

Die Kleine Magellansche Wolke ist eine Zwerggalaxie, die normalerweise entweder als unregelmäßige Zwerggalaxie oder als magellansche Zwergenspiralgalaxie eingestuft wird.

Es ist eine Begleitgalaxie zur Milchstraße und ein Mitglied der Lokalen Gruppe der Galaxien.

Sie hat eine Scheinstärke von 2,7 und ist etwa 197.000 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Es ist eines der entferntesten Deep-Sky-Objekte, das ohne Fernglas zu sehen ist.

Die Kleine Magellansche Wolke enthält mehrere hundert Millionen Sterne.

Die Galaxie hat eine zentrale Stabstruktur.

Es ist möglich, dass es sich einst um eine vergitterte Spiralgalaxie handelte, aber ihre Struktur wurde durch Wechselwirkungen mit der Milchstraße unterbrochen.

SMC ist nur von der südlichen Hemisphäre und den unteren nördlichen Breitengraden aus zu sehen.

Es erscheint als ein Lichtfleck, der sich über etwa 3 Grad erstreckt.

Die Galaxie bildet ein Paar mit der Großen Magellanschen Wolke, die sich etwa 20 Grad östlich befindet, in den Sternbildern Dorado und Mensa.

Die beiden Galaxien sind durch eine Gasbrücke verbunden und es wird angenommen, dass sie gelegentlich interagieren.

Die Brücke ist ein Ort intensiver Sternbildung.

Es gibt Hinweise darauf, dass die beiden Galaxien schon seit langem gravitativ gebunden sind.

NGC 346

NGC 346 ist ein offener Sternhaufen, der mit einem Nebel in der Kleinen Magellanschen Wolke verbunden ist.

Der Cluster enthält den Leuchtstern HD 5980.

NGC 104 – 47 Tucanae

NGC 104 ist ein Kugelhaufen in Tucana. Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 4,91 und ist etwa 16.700 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Cluster ist etwa 120 Lichtjahre groß, hat einen sehr hellen und dichten Kern und ist ohne Fernglas zu sehen.

Es ist der zweithellste Kugelhaufen am Nachthimmel, nach Omega Centauri im Sternbild Centaurus.

NGC 104 wurde 1751 vom französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille entdeckt, als er den südlichen Himmel in Südafrika kartierte.

Der Cluster enthält Millionen von Sternen und ist einer der massivsten Kugelhaufen, die in der Milchstraße bekannt sind.

NGC 406

Die wunderschöne Spiralgalaxie NGC 406 wurde 1834 von John Herschel entdeckt. NGC 406 liegt etwa 65 Millionen Lichtjahre entfernt im südlichen Sternbild Tucana und ist etwa 60 000 Lichtjahre breit, etwa die Hälfte des Durchmessers unserer Galaxie, der Milchstraße. Es ist eine Spiralgalaxie, die der bekannten Whirlpool-Galaxie (Messier 51) sehr ähnlich ist. In einem mittelgroßen Amateurteleskop NGC 406 würde es wie Tausende von anderen am Himmel als schwacher, dunkler Fleck erscheinen, und keines der spektakulären feinen Details im Hubble-Bild konnte erkannt werden. Auf diesem Bild zeigt die Galaxie Spiralarme, die hauptsächlich von jungen, massiven, bläulichen Sternen bevölkert und von dunklen Staubbahnen durchzogen werden. Wie typischerweise bei dieser Art von Spiralgalaxie beobachtet wird, ist die gelbliche Zentralwulst, die von einer älteren Sternpopulation dominiert wird, weniger ausgeprägt und fast vollständig in die Scheibenstruktur eingebettet. Das Tiefenbild zeigt auch eine signifikante Anzahl von weiter entfernten Galaxien im Hintergrund. Einige von ihnen sind als rötliche unscharfe Flecken durch die bläulichen Spiralarme der Vordergrundgalaxie sichtbar.

NGC 406 ist eine Spiralgalaxie in der Tucana-Konstellation.

Sie ist etwa 60.000 Lichtjahre breit und etwa 65 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.

Es ähnelt der berühmteren Whirlpool-Galaxie in der Canes Venatici-Konstellation.

NGC 362

NGC 362 ist ein globularer Cluster.

Sie hat eine scheinbare Helligkeit von 6,4 und ist etwa 27.700 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Cluster wurde am 1. August 1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt.

Es ist ziemlich hell und kann in einem kleinen Teleskop gesehen werden.

NGC 248

NGC 248 ist ein Emissionsnebel in Tucana.

Es wurde am 11. April 1834 vom englischen Astronomen John Herschel entdeckt.

NGC 265

NGC 265 ist ein offener Cluster in der Kleinen Magellanschen Wolke.

Sie ist etwa 200.000 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt.

Der Cluster hat einen Radius von etwa 32 Lichtjahren.

NGC 290

NGC 290 ist ein weiterer offener Cluster in der Kleinen Magellanschen Wolke.

Sie ist 65 Lichtjahre breit.

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