Das Sternbild Schwan (lateinisch: Cygnus) wird zwar gerne als Sommersternbild bezeichnet, doch diese markante kreuzförmige Figur ist weit darüber hinaus für uns sichtbar: Von April bis Dezember ziert sie unseren Nachthimmel – und das ist gut so, denn hier bietet sich eine reiche Auswahl an Objekten für jeden Geschmack und jedes optische Gerät (siehe »Sommernachtstraum für Himmelsjäger«). Einige der Objekte, die wir Ihnen im Folgenden empfehlen, sind bereits in einem Fernglas zu erkennen, für andere ist ein mittelgroßes Fernrohr erforderlich.

Diese Himmelsregion vermag sogar das bloße Auge zu erfreuen, etwa bei der Betrachtung der Milchstraße unter einem dunklen Himmel während eines Sommerurlaubs auf dem Land, in den Bergen oder am Meer. Genießen Sie den prächtigen Anblick, bringen Sie dieses Naturwunder auch Ihren Kindern nahe, und erklären Sie ihnen, was sie dort sehen: keine blassen Wolken des irdischen Wetters, sondern einen Teil unserer Heimatgalaxie! Dies kann eine sehr lehrreiche Erfahrung sein, denn die meisten Menschen wachsen ja unter dem hellen Nachthimmel einer Großstadt auf und haben das leuchtende Band der Milchstraße noch nie bewusst wahrgenommen. Besonders auffallend strukturiert zeigt sich die Milchstraße südlich und östlich des 1,3 mag hellen Sterns Deneb (Alpha Cygni, α Cyg), zu dem wir gleich noch kommen werden.

Zuerst nutzen wir jedoch den dunklen Himmel am Ferienort, um Wolken aus Gas und Staub zu erkunden. Knapp drei Grad östlich von Deneb verrät sich beim Blick durch ein lichtstarkes Fernglas der geisterhafte dreieckige Umriss des von Fotografien bekannten Nordamerikanebels (siehe »Landschaft aus Gas und Staub«). Sein zarter Schimmer ist ein Gemisch aus leuchtendem Gas mit reichem Sternhintergrund. Die scharf gezeichneten Umrisse, vor allem auf der Westseite des Nebels, werden dagegen durch vorgelagerte Dunkelwolken aus kaltem Gas und Staub erzeugt. Auf lang belichteten Fotografien verrät sich dieser Nebel als Teil eines größeren Komplexes mit einer Winkelausdehnung von etwa fünf Grad; dies entspricht dem Zehnfachen des scheinbaren Vollmonddurchmessers. Und tief in den dunklen Wolken der Region verbirgt sich ein für uns unsichtbarer Riesenstern, dessen energiereiches Licht das Wasserstoffgas des Nordamerikanebels zum Leuchten anregt.

Messier 29: Eine stellare Schulklasse

Aus Gas- und Staubwolken interstellarer Materie entstehen große Ansammlungen junger Sterne. Als offene Sternhaufen bleiben diese Gruppen dann aber meist nur einige hundert Millionen Jahre beisammen, was nur einem Bruchteil der durchschnittlichen Lebensdauer eines Sterns entspricht. Charakteristisch ist, dass alle Haufenmitglieder etwa gleich alt sind – im Gegensatz zur zufälligen Verteilung der Sterne in der ferneren Umgebung, die wie unsere Sonne ihren Entstehungsort schon vor langer Zeit verlassen und sich unter die anderen Sterne gemischt haben. Daher lässt sich ein Sternhaufen mit der Schulklasse eines bestimmten Jahrgangs vergleichen, im Gegensatz zu den Passanten auf einer Straße, die alle sehr unterschiedlichen Alters sind.

Der offene Sternhaufen Messier 29 liegt rund zwei Grad südlich des 2,2 mag hellen Sterns Gamma Cygni (γ Cyg). So ist er trotz seiner geringen Ausmaße leicht zu finden. Im Teleskop erinnert die hübsche, kompakte Verteilung seiner Haufensterne an den Anblick der Plejaden in einem Fernglas (siehe »Junge Sterne in reicher Umgebung«). Mit einem Alter von nur etwa 13 Millionen Jahren ist Messier 29 allerdings deutlich jünger und mit 5300 Lichtjahren viel weiter von uns entfernt als das Siebengestirn im Sternbild Stier. Zudem wird sein Licht von interstellarem Staub getrübt. Lang belichtete Fotografien lassen erkennen, dass das Umfeld dieses Haufens im charakteristischen roten Licht des Wasserstoffs schimmert: Das hier vorhandene interstellare Gas wird vom energiereichen Licht der Haufensterne zum Leuchten angeregt.

Außergewöhnliche Sterne

Es lohnt sich, auch einen Blick auf einige besondere Sterne im Sternbild Schwan zu werfen. Ihre interessanten Hintergründe stehen repräsentativ für die stellare Vielfalt innerhalb unserer Galaxis. Unübersehbar ist der schon genannte helle Stern Deneb, der den Schwanz der Figur des fliegenden Schwans markiert. Seine Masse beträgt mindestens das 15-Fache der Sonnenmasse, und mit dem 200 000-Fachen der Sonnenleuchtkraft ist er einer der leuchtkräftigsten bekannten Sterne. Das macht sich auch bei der scheinbaren Helligkeit bemerkbar: Auf der Liste der hellsten Sterne am Nachthimmel steht er immerhin auf Platz 20. Beeindruckend ist auch sein Durchmesser vom 100-Fachen des Sonnendurchmessers, der unser vertrautes Tagesgestirn in das Reich der stellaren Zwerge verweist.

Ein besonderer visueller Leckerbissen ist der Stern Beta Cygni (β Cyg) mit seinen 3,1 beziehungsweise 5,1 mag hellen Komponenten. Er ist auch unter seinem arabischen Namen »Albireo« bekannt. Albireo bildet den Kopf der Schwanenfigur und liefert im Teleskop ein farbiges Spektakel: ein gelber Riese neben einem bläulichen Begleiter in einem Winkelabstand von etwa 34 Bogensekunden (siehe »Stellarer Farbgenuss«). Jedoch haben wir hier nicht nur zwei Sterne, sondern ein Mehrfachsystem vor uns, das geschachtelt ist wie die Puppen einer Matroschka. Der Gelbe Riese besitzt nämlich noch einen weiteren, sehr engen Begleiter, der selbst wiederum ein extrem enger Doppelstern zu sein scheint; einer dieser Partner könnte sogar ein Schwarzes Loch sein (siehe SuW 6/2023, S. 32).

Rund fünf Grad südlich des Nordamerikanebels und sechs Grad südsüdöstlich von Deneb befindet sich der Doppelstern 61 Cygni. Seine nur 5,2 beziehungsweise 6,0 mag hellen Komponenten sind nicht sehr auffällig. Dennoch lohnt sich hier ein Besuch, quasi als Tribut an seine legendäre Rolle in der beobachtenden Astrophysik: Im Jahr 1804 demonstrierte der italienische Astronom Giuseppe Piazzi (1746 – 1826), dass 61 Cygni eine recht große Eigenbewegung am Himmel aufweist. Im Unterschied zu den meisten anderen Sternen, die sich im Lauf eines Menschenlebens kaum merklich am Himmel bewegen, lässt sich das Vorrücken dieses Doppelsterns schon im Lauf einiger Jahre nachweisen (siehe »Schnellläufer am Himmel«). Diese Beobachtung widerlegte endgültig die aus der Antike stammende Idee von einer gläsernen Sphäre, an der alle Sterne unveränderlich fixiert seien.

Die relativ schnelle Bewegung am Himmel deutete darauf hin, dass 61 Cygni ein naher Stern sein muss. Im Jahr 1838 ermittelte der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm Bessel (1784 – 1846) durch genaue Positionsmessungen die Entfernung. Hierbei machte er sich zu Nutze, dass sich die Bewegung der Erde um die Sonne durch winzige Positionsverschiebungen der Sterne am Himmel widerspiegelt: Ein anvisierter Stern scheint im Lauf eines Jahres um einen mittleren Ort zu pendeln. Diese Verschiebung wird als jährliche Parallaxe bezeichnet. Sie ist umso größer, je näher uns der beobachtete Stern ist. So ließ sich aus der bei 61 Cygni gemessenen Parallaxe von rund 0,3 Bogensekunden trigonometrisch eine Entfernung von 11,4 Lichtjahren ableiten. Doch dies ist nicht alles, denn die Messungen erbrachten den zweifelsfreien Beweis, dass unsere Erde sich um die Sonne bewegt – und nicht umgekehrt die Sonne um die Erde. Im Teleskop präsentiert sich 61 Cygni als eine Art kosmischer Doppelpunkt: Seine recht ähnlich aussehenden eng beieinanderstehenden, gelblich leuchtenden Partner sind etwas älter als die Sonne und weisen nur 70 beziehungsweise 60 Prozent ihrer Masse auf.

Recycling ist angesagt

Haben Sterne ihr Seniorenalter erreicht, weil der zentrale Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist, dann blähen sich ihre äußeren Schichten auf, während der sich zusammenziehende Kernbereich kurioserweise immer größere Leuchtkräfte erzeugt. Der nun sehr viel größere Riesenstern besitzt in den relativ kühlen Außenbezirken seiner Atmosphäre eine stark verringerte Schwerebeschleunigung. Daher fällt es ihm im wahrsten Sinne des Wortes sehr leicht, viel Materie in alle Richtungen zu verlieren. Schließlich bilden sich innerhalb der ausgedehnten Sternatmosphäre sogar Staubpartikel. So wird gegen Ende der Sternentwicklung durchschnittlich die Hälfte der stellaren Masse an das interstellare Medium zurückgegeben und steht anschließend für die Bildung neuer Sterne einer jüngeren Generation zur Verfügung.

Zwei im Fernglas sichtbare Sterne des Schwans – der blauweiße Überriese P Cygni und der veränderliche Rote Riese Chi Cygni (χ Cyg) – zeugen von diesem Recyclingprozess, und ein Teleskop zeigt auch ihre sehr unterschiedlichen Farben: Schon seit Jahrhunderten ist P Cygni als außergewöhnlicher veränderlicher Stern bekannt. In den Jahren 1600 und 1654 wurden zwei bemerkenswerte Helligkeitsanstiege bis zur dritten Größenklasse beobachtet, weshalb P Cygni fälschlicherweise als wiederkehrende Nova betrachtet wurde: ein scheinbar neuer Stern, der plötzlich am Himmel aufleuchtet und dessen Helligkeit in den folgenden Monaten allmählich wieder abnimmt (siehe SuW 6/2018, S. 72). Gegenwärtig zeigen sich nur geringe irreguläre Änderungen von rund einer zehntel Magnitude.

P Cygni findet sich in Himmelsatlanten auch unter der Bezeichnung »34 Cygni« (34 Cyg). Zerlegt man sein Licht mit Hilfe eines Spektrografen in einzelne Farben, dann offenbaren sich im Spektrum einzelne Linien mit einem ungewöhnlichen Profil, das aus zwei Anteilen besteht: aus einer zum roten Spektralbereich verschobenen Emissionslinie und einer zum blauen Spektralbereich verschobenen Absorptionslinie. Diesen Linientyp – das so genannte P-Cygni-Profil – entdeckte der US-Astronom Armin J. Deutsch (1918 – 1969) in den 1950er Jahren und interpretierte ihn korrekt als Anzeichen eines hohen Materieverlusts durch Sternwinde: Aus den äußeren Schichten der Sternatmosphäre entweicht ständig Gas mit hoher Geschwindigkeit in den umgebenden Raum.

Ebenfalls veränderlich, wenn auch von ganz anderer Art, ist der kühle, tiefrote Stern Chi Cygni (χ Cyg). Er gehört der Klasse der Mira-Sterne an: sehr langsam pulsierender Roter Überriesen, von denen ein extrem starker, kühler Sternwind ausgeht. Im Helligkeitsmaximum von 3,3 mag ist Chi Cygni gut mit bloßem Auge sichtbar. Doch hierbei bleibt es nicht. Man kann solche Sterne nämlich als große Staubschleudern betrachten, die sich regelmäßig mit Rußwolken einhüllen, durch die das Sternlicht kaum noch hindurchleuchtet. Somit sinkt die Helligkeit von Chi Cygni in ein langes Minimum von nur 14,3 mag. Ein Teleskop von etwa 25 Zentimeter Öffnung wäre dann nötig, um den Stern noch visuell wahrnehmen zu können. Die durchschnittliche Periode des Lichtwechsels beträgt rund 408 Tage. Es lohnt sich also, Chi Cygni in großen zeitlichen Abständen wiederholt aufzusuchen, um diese dramatischen Veränderungen mit eigenen Augen zu verfolgen; das nächste Maximum wird am 22. August 2025 erwartet.

Nach dem Sternentod

Haben Sterne das Ende ihres Entwicklungswegs erreicht, entscheidet die Masse über ihr weiteres Schicksal. Für die unterschiedlichen Endstadien liefert uns das Sternbild Schwan besonders eindrucksvolle Beispiele. Sterne mit der Masse der Sonne, bis zu maximal acht Sonnenmassen, beenden ihr Dasein als Weiße Zwerge. Hierunter versteht man den ausgebrannten und bloßgelegten, sehr kompakten und heißen Kern des vormaligen Roten Riesen, nachdem er seine gesamte Hülle durch Sternwinde verloren hat. Die energiereiche Strahlung des freigelegten Kerns regt die mit etwa 12 bis 40 Kilometern pro Sekunde expandierende Sternhülle zum Leuchten an. So entsteht ein Planetarischer Nebel, der etwa 10 000 Jahre lang sichtbar bleibt, bevor er verblasst und sein Gas mit dem interstellaren Medium der Umgebung vermischt.

In der nördlichen Schwinge des Sternbild Schwan bietet uns der kompakte Planetarische Nebel NGC 6826 ein besonders schönes Beispiel dieses stellaren Ablebens (siehe »Der letzte Hauch«). Beobachtet man dieses Objekt durch ein Teleskop, hängt sein Erscheinungsbild davon ab, ob man direkt darauf blickt oder ein wenig daneben. Beim direkten Blick auf NGC 6826 ist nur der helle Zentralbereich sichtbar. Schaut man knapp daneben, fällt das Licht des Objekts auf helligkeitsempfindlichere Bereiche der Augennetzhaut. Auf diese Weise geben sich bei NGC 6826 zusätzlich die lichtschwächeren Außenbereiche zu erkennen. Deshalb erhielt dieses Objekt auch den Beinamen »Blinkender Planetarischer Nebel« – doch sehen Sie selbst, wie Ihnen diese Sternleiche in einem Teleskop erscheint.

Gänzlich anders und recht Aufsehen erregend gestalten die massereicheren Sterne ihren Abgang: Sie enden in einer Supernova-Explosion, wobei ein Stern kurzzeitig extrem hell aufleuchten kann. Hierbei treibt ein vom sterbenden Stern ausgehender Feuerball eine sehr schnelle, mit bis zu 20 000 Kilometern pro Sekunde expandierende zerfetzte Hülle nach außen. Supernovae sind derart leuchtkräftig, dass sie mit Amateurteleskopen sogar in fremden Galaxien beobachtet werden können, die mehrere Dutzend Millionen Lichtjahre von uns entfernt sind.

Hin und wieder explodieren auch Sterne innerhalb unserer Galaxis. Von einem solchen Ereignis zeugt der wunderschöne leuchtende Bogen NGC 6995 in der südlichen Schwinge des Schwans mit seinen feinen Filamenten, die ihm den Namen »Zirrusnebel« eintrugen. Er ist das östliche Fragment eines großen Supernova-Überrests, der durch eine Sternexplosion vor rund 20 000 Jahren entstand. In einer sehr dunklen Nacht und besonders mit Hilfe eines kontrastverstärkenden Nebelfilters wird dieser Gasbogen in einem lichtstarken Fernglas und im Fernrohr zart schimmernd sichtbar. In Teleskopen ab 15 Zentimeter Öffnung lässt sich unter guten Bedingungen sogar seine zerfaserte Struktur bestaunen (siehe »Zerzauster Überrest«).

In einer Kernkollaps-Supernova stürzt zunächst der Kern eines massereichen Sterns in sich zusammen. Die einlaufende Stoßwelle wird reflektiert und treibt das Material wieder nach außen. Vor allem treiben unzählige Neutrinos, die im Kollaps entstehen, die Explosionsfront nach außen. Übrig bleibt entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Wie der Name schon sagt, man kann ein Schwarzes Loch eigentlich nicht sehen, denn es ist derart kompakt, dass ihm nicht einmal Licht entkommt. Indirekt verrät sich ein solches Schwerkraftmonster jedoch, und zwar durch seine Wirkung auf die Materie in seiner Umgebung: Einströmendes Gas heizt sich während seiner Annäherung an ein Schwarzes Loch auf hohe Temperaturen auf und beginnt hierbei, hell zu leuchten. Dieser Vorgang lässt sich in sehr engen Doppelsternsystemen nachweisen, in denen Materie von einem Begleiter zum Schwarzen Loch übertritt. Das Gas sammelt sich in einer Scheibe, die das Loch umgibt – der Akkretionsscheibe. Sie emittiert auf Grund ihrer hohen Temperaturen nicht nur sichtbares Licht, sondern sogar hochenergetische Röntgenstrahlung.

Ein derart extremes Sternsystem finden wir am Himmel unweit des 3,9 mag hellen Sterns Eta Cygni (η Cyg). Es ist ungefähr 7200 Lichtjahre von uns entfernt. Seine weiteren Namen »Cygnus X-1« und »V 1357 Cyg« deuten auf seine Natur als Röntgenstrahler beziehungsweise auf einen im sichtbaren Licht veränderlichen Stern hin. In Sternatlanten findet man ihn auch unter der Bezeichnung »HIP 98298«. Cygnus X-1 ist dank seiner scheinbaren Helligkeit von etwa 8,7 mag bereits in einem kleinen Teleskop sichtbar. Beim Aufsuchen dieses Objekts, ausgehend von Eta Cygni, muss man sich jedoch sehr konzentrieren, denn die zahlreichen Sterne der Milchstraße bilden hier einen verwirrenden Hintergrund (siehe »Schwarzes Loch und rote Blüten«). Die von Cygnus X-1 ausgehende Röntgenstrahlung wird von der Erdatmosphäre vollständig verschluckt; somit ist die visuelle Beobachtung völlig ungefährlich, aber das Wissen um seine ungewöhnliche Natur macht das Betrachten vielleicht doch etwas aufregender.

Mit diesem Hinweis auf ein extremes Objekt wollen wir unsere kleine astronomische Bildungsreise durch das Sternbild Schwan beenden. Die gesamte Himmelsregion bietet eine Fülle weiterer interessanter Objekte, vor allem für Astrofotografen, doch diese dürfen auf die nächste klare Nacht warten.