Schwan Sternbild Sternbild SchwanAstronomischer Name CygnusGenitiv CygniKürzel CygRektaszension 190730 19h 07m 30s bis 2

Sternbild Schwan

Astronomischer Name	Cygnus
Genitiv	Cygni
Kürzel	Cyg
Rektaszension	19073019^h 07^m 30^s bis 22030322^h 03^m 03^s
Deklination	2274357+27° 43′ 57″ bis 2612128+61° 21′ 28″
Fläche	803,983 deg² Rang 16
Vollständig sichtbar	90° N bis 29,1° S
Beobachtungszeit für Mitteleuropa	Sommer
Anzahl der Sterne heller als 3 mag	5
Hellster Stern (Größe)	Deneb (1,25 mag)
Meteorströme	Chi-Cygniden Kappa-Cygniden
Nachbarsternbilder (von Norden im Uhrzeigersinn)	Kepheus Drache Leier Fuchs Pegasus Eidechse
Quellen	IAU
Darstellung in Uranographia von Johannes Hevelius

Der Schwan (lateinisch Cygnus) ist ein Sternbild am Nordsternhimmel.

Beschreibung Bearbeiten

Das Sternbild Schwan, wie man es an sehr klaren Winter- oder Herbstabenden von Mitteleuropa aus im Südwesten sieht

Der Schwan gehört mit Adler und Leier zu den markantesten Sommersternbildern, ist aber wegen seiner nördlichen Position auch noch im Herbst und an frühen Winterabenden zu sehen. Seine zwei hellen Sternreihen bilden ein markantes Kreuz am Himmel, weshalb er auch als Kreuz des Nordens oder Nördliches Kreuz (Gegenstück zum Kreuz des Südens) bezeichnet wird.

Das Sternbild soll einen fliegenden Schwan darstellen, wobei der hellste Stern Alpha Cygni (Deneb) die breiten Schwanzfedern symbolisiert, während die Sterne Eta und Beta (Albireo) den langen, im Flug vorgestreckten Hals bilden. Im zentralen Stern Gamma Cygni (Sadr) setzen die weit ausgebreiteten Flügel an (deren Innenteile dem Querbalken des Kreuzes entsprechen). Beide Schwingen sind leicht nach hinten geknickt, wie es dem tatsächlichen Flugbild entspricht.

Deneb ist der nordöstliche Eckpunkt des großen Sommerdreiecks, das er mit den Sternen Wega in der Leier und Altair im Adler bildet.

Durch den Schwan zieht sich das helle Band der Milchstraße, weshalb das Sternbild reich an besonderen Sternen und nebligen Objekten ist. Wenn man freiäugig oder mit dem Feldstecher hin und her streift, erkennt man Strukturen der Milchstraße und südlich zum Adler hin ihre Teilung. Interessant ist der mehrfache Wechsel zwischen äußerst sternreichen und dunklen Gebieten sowie mehreren hellen Sternhaufen.

Im Sternbild befindet sich die zweitstärkste kosmische Radioquelle des Himmels. Die Radiostrahlung wird von einer aktiven Galaxie emittiert, die den Namen Cygnus A erhielt. Die Galaxie ist 650 Millionen Lichtjahre entfernt und wird optisch erst auf langbelichteten Teleskopaufnahmen sichtbar.

Ferner beherbergt der Schwan die kosmische Röntgenquelle Cygnus X-1. Ihre Röntgenstrahlung geht von einem 7.200 Lichtjahre entfernten Doppelstern aus. Der Hauptstern hat einen kleinen, aber sehr massereichen Begleiter, der sich offenbar in ein Schwarzes Loch verwandelt hat. Gas aus der Hülle des Hauptsterns strömt mit hoher Geschwindigkeit auf dieses über, wobei durch Reibung extrem hohe Temperaturen auftreten und Röntgenstrahlen freigesetzt werden.

Geschichte Bearbeiten

Der Schwan gehört zu den 48 Sternbildern der antiken griechischen Astronomie, die bereits von Claudius Ptolemäus beschrieben wurden.

An dem Stern 61 Cygni gelang dem Astronomen Friedrich Wilhelm Bessel im Jahre 1838 erstmals die genaue Messung der Entfernung eines Sterns anhand der Parallaxe. Mit nur 11,4 Lichtjahren Distanz ist 61 Cygni einer der nächsten Nachbarn unserer Sonne.

Mythologie Bearbeiten

Aufnahme des Sternbildes Schwan

Der Schwan ist am Sommer- und Herbsthimmel zu sehen. In der griechischen Mythologie verkörperte der Schwan den Gott Zeus, der in dieser Gestalt unerkannt jungen Frauen nachstellte.

Eine andere Deutung bringt ihn mit der Sage um den Halbgott Phaethon in Verbindung. Phaethon hatte sich den Sonnenwagen seines Vaters Helios geborgt. Bei der übermütigen Fahrt über den Himmel geriet der Wagen jedoch außer Kontrolle und richtete ein Chaos an, bei dem die Welt zu verbrennen drohte. Um eine gänzliche Vernichtung der Welt zu verhindern und um die Hybris des Phaeton zu strafen, wurde er von Zeus mit einem Blitz getötet und stürzte in den Fluss Eridanus. Phaetons Freund Kyknos, der König der Ligurer, war über dessen Tod untröstlich und wanderte unentwegt am Ufer des Eridanus entlang. Schließlich wurde er in Gestalt des Schwans an den Himmel versetzt.

Bei Ovid wird Cygnus als Bundesgenosse der Trojaner im Trojanischen Krieg erwähnt. Mit dem Meeresgott Neptun als Vater und einer Nereide (Wassergottheit, Tochter des Nereus) als Mutter ist er durch Waffen unverwundbar. Erst als Achilles ihn mit den Händen erwürgt, stirbt er. Neptun verwandelt seinen toten Leib in einen Schwan.

Einer weiteren Deutung nach handelt es sich bei den Sternbildern des Sommerdreiecks (Adler, Leier und Schwan) um die Stymphalischen Vögel.

Meteorströme Bearbeiten

Vom 3. bis zum 25. August jeden Jahres können die Kappa-Cygniden beobachtet werden, deren Radiant beim Stern κ Cygni liegt.

Himmelsobjekte Bearbeiten

Sterne Bearbeiten

B	F	Namen o. andere Bezeichnungen	Größe	Lj	Spektralklasse
101α	50	Deneb	1,25^m (var)	1.400	A2 Iae
103γ	37	Sadr, Schedir	2,20^m	1.800	F8 Iab
105ε	53	Gienah	2,48^m	57	K0 III
104δ	18	Fawaris	2,87^m	109	B9 III + F1 V
102β¹	6	Albireo A	3,08^m	328 ± 20	K3 II + B8:p + B8 Ve
106ζ	64	HR 8115	3,21^m	161 ± 3	G8 III–IIIaBa0,5 + D
114ξ	62	HR 8079	3,73^m	909 ± 106	K5 Ib + A2 V
119τ	65	HR 8130	3,73^m (var)	65,8 ± 0,6	F2 IV + G0 V + M2,5 Ve
109ι²	10	3,755^m	120,5 ± 1,5	A5 V
110κ	1	3,76^m	120,6 ± 0,9	G9 III
115ο¹	31	HR 7735	3,80^m (var)	750 ± 60	K4 Ib + B4 V + B9
107η	21	3,88^m	137,3 ± 1,3	K0 III
113ν	58	HR 8028	3,94^m	193 ± 17	A1 Vne
115ο²	32	HR 7751	3,98^m (var)	1.540 ± 200	K5 Iab + B7 V
400	41	HR 7834	4,01^m	770 ± 50	F5 Ib–II
117ρ	73	HR 8252	4,02^m	127,1 ± 1,1	G8 IIIFe0,5
116π²	81	HR 8335	4,18^m (var)	1.066 ± 121	B3 III
400	52	HR 7942	4,23^m	196 ± 3	K0 IIIa
118σ	67	HR 8143	4,24^m	1.554 ± 214	B9 Iab
122χ	Chi Cygni	4,24^m (var)	520 ± 23	S6–9/1–2e
400	33	HR 7740	4,27^m	147,9 ± 1,3	A3 IV–Vn
120υ	66	HR 8146	4,42^m (var)	610 ± 54	B2 Vne
400	39	HR 7806	4,44^m	259,6 ± 4,5	K2,5 IIIFe0,5
108θ	13	HR 7469	4,48^m	60,1 ± 0,2	F3 V + M3 V + M2–3
112μ¹	78	HR 8309	4,50^m	72,1 ± 0,4	F7 V + F3 V
200ff²	63	HR 8089	4,51^m	1.228 ± 123	K4 Ib–IIa
111λ	54	HR 7963	4,54^m (var)	654 ± 45	B5 V
400	47	HR 7866	4,636^m (var)	4.300 ± 1.300	K6: Ib + B2,5:
400π¹π¹	80	Azelfafage	4,66^m	1.045 ± 111	B3 III
121φ	12	HR 7478	4,673^m	241 ± 3	K0 III + K0 III
400	8	HR 7426	4,72^m	739 ± 33	B3 IV
200ff¹	59	HR 8047	4,75^m (var)	1.300 ± 167	B1,5 Vnne
400	57	HR 8001	4,77^m	488 ± 17	B5 V + B5 V
400	30	HR 7730	4,819^m	645 ± 23	A5 IIIn
300P	34	P Cygni	4,82^m (var)	4.400 ± 1.100	B1–2 Ia–0ep
400	55	HR 7977	4,86^m (var)	3.839 ± 609	B4 Ia
400	15	HR 7517	4,89^m	296 ± 3	G8 III
400	72	HR 8255	4,91^m	229 ± 2	K0,5 IIIFe0,5 + M5
123ψ	24	HR 7619	5,02^m	278,6 ± 3,4	A4 Vn + F4
200bb²	28	HR 7708	4,93^m (var)	616 ± 26	B2,5 Ve
400	HR 7956	4,93^m (var)	387 ± 6	K3 III
124ω¹	45	HR 7844	4,936^m (var)	1.260 ± 80	B2,5 IV
400	22	HR 7613	4,946^m	1.072 ± 84	B5 IV
400	HR 7633	4,96^m	818 ± 22	K4,5 IIIa
400	2	HR 7372	4,977^m	915 ± 43	B3 IV
400	17	HR 7534	4,99^m	68,2 ± 0,2	F5,5 IV–V + K6 V: + K5 V + K5 V
200bb³	29	HR 7736	4,99^m (var)	131 ± 1	A2 V
200aA	68	HR 8154	5,00^m (var)	1.900 ± 200	O7,5 IIIn((f))
200dd	20	HR 7576	5,03^m	198,9 ± 1,7	K3 IIICN2
400	74	HR 8266	5,035^m	249,1 ± 5,5	A3 Vn
200ee	26	HR 7660	5,048^m	451,3 ± 5,3	G8 III
400	56	HR 7984	5,05^m	559 ± 13	A6 V
400	HR 7495	5,06^m	165,3 ± 1,4	F5 II–III
400	75	HR 8284	5,09^m	434 ± 10	M1 IIIab
400	19	HR 7566	5,12^m (var)	800 ± 42	M2 III
400	23	HR 7608	5,132^m	551 ± 16	B5 V
400	4	HR 7395	5,15^m (var)	559 ± 13	B8pSi(FeII)
400	35	HR 7770	5,162^m	2.800 ± 350	F6 Ib + B6,5
400	HR 7468	5,169^m	134,6 ± 0,5	G8,5 IIIbFe0,5
400	25	HR 7647	5,19^m (var)	1.350 ± 95	B3 IVe
400	61	61 Cygni (Bessel-Stern)	5,21^m (var)	11,406 ± 0,004	K5 V + K7 V
200gg	71	HR 8228	5,217^m	211,7 ± 1,5	K0 III
400	HR 7759	5,24^m	506 ± 30	K3 IIIaFe1
400	70	HR 8215	5,293^m	1.309 ± 69	B3 V
400	HR 8216	5,31^m	391 ± 5	A4 VpSiCrHg
400	HR 7444	5,34^m	565 ± 11	A2 V
200bb¹	27	HR 7689	5,36^m (var)	78,1 ± 0,2	G8,5 Va
400	W Cygni	5,38^m (var)	660 ± 50	M4–6 IIIe
400	14	5,40^m	636 ± 22	B9 III
400	51	5,401^m	1.375 ± 83	B2 V
400	9	HR 7441	5,407^m	594 ± 10	G8 III + A2 III:
400	60	HR 8053	5,432^m (var)	1.600 ± 100	B1 Ve
124ω²	46	HR 7851	5,44^m	462,0 ± 7,6	M2 III
400	HR 7628	5,46^m	1.142 ± 41	B5 V
400	HR 8003	5,46^m	1.000	K0 II
400	HR 8005	5,47^m	600	K5 III
400	HR 7640	5,50^m	470	B9 Vn
400	49	5,51^m	800	G8 IIb
400	HR 8306	5,51^m	600	M2 IIIbCa1
400	HR 7427	5,54^m	460	K1 III
400	HR 8035	5,55^m	260	K0 III:Fe0,5
400	HR 7969	5,56^m	600	K5 III
400	HR 7798	5,57^m	410	K0 IIIv
400	36	5,58^m	200	A2 V
400	V1942	5,60^m (var)	500	A0 IV
400	HR 8040	5,60^m	1.100	B7 Vn + B7 V
400	HR 8208	5,60^m	109	F0 V
400	40	5,62^m	270	A3 V
400	HR 7589	5,63^m	4881 ± 532	O9,5 Iab
400	HR 8020	5,64^m (var)	10.200 ± 2.200	B8 Iae
400	HR 7678	5,65^m (var)	9.600 ± 2.600	B1,5 Ia⁺
400	HR 7926	5,667^m	1.369 ± 53	B8 II–III
400	HR 8185	5,671^m	310,9 ± 2,7	K0 III
400	HR 7904	5,673^m	364,3 ± 3,5	K2 III
400	HR 7567	5,680^m (var)	3.460 ± 340	B1,1 III + B2,5–3 V:
400	HR 8094	5,69^m (var)	399 ± 5	B9 V
400	79	5,695^m	277,7 ± 2,4	A0 V
400	HR 7743	5,698^m	300,5 ± 1,6	G8 III
400	HR 7451	5,70^m	82,67 ± 0,12	F7 V
400	Gliese 777	5,71^m	52	G7 IV–V + M4,5 V
400	43	HR 7828	5,715^m (var)	127,6 ± 0,3	F0 V:
400	77	HR 8300	5,726^m	330(?)	A0 V + A0 V + F2 V
400	HR 8161	5,74^m	550 ± 12	B6 V
400	HR 8220	5,74^m	145,7 ± 0,4	F0 V + M3,5
400	HR 8106	5,747^m	509 ± 14	B9 III
109ι¹	7	HR 7408	5,75^m	386,8 ± 4,0	A1 V
400	HR 7781	5,76^m	300	A2 IV + F3 V
400	HR 8246	5,76^m	490	A0 V
400	V2015	5,78^m (var)	430	B8pSi
400	HR 7606	5,78^m	1.200	G1 Ib–IICH2Fe1
400	HR 8403	5,78^m	1.000	B5 III
400	DT	5,82^m (var)	2.000	F7 II
400	HR 7543	5,82^m	470	B8 Vn
400	HR 8025	5,82^m	170	F0 III
400	HR 7767	5,84^m	2.400	O8,5 III + B2,5 V + O9 Vnn + B1,5 V
400	HR 7514	5,84^m	600	M0 III
400	V460 (DS Pegasi)	5,84^m (var)	2.000	C6,3
400	HR 7697	5,85^m	119	F5 V
400	HR 7756	5,86^m	112	F5 V:
400	V1143	5,88^m (var)	133	F5 V + F5 V
400	V1334	5,88^m (var)	2.300	F1 II + B7,0 V
400	V1762	5,89^m (var)	230	K1 IV
400	V2119	5,90^m (var)	1400	B2 Vne
400	42	5,90^m	3800	A2 Iab–Ib
400	HR 7591	5,90^m	1.700	B2 III
400	HR 7843	5,91^m	900	B8,5 V
400	HR 8026	5,91^m	800	G8 II–III
400	HR 8078	5,92^m	370	K0 III
400	HR 7646	5,93^m	450	A5 III
400	HR 7502	5,93^m	2.000	A5 III
400	HR 7800	5,93^m	800	K7 III
400	69	V2157	5,94^m (var)	8.000	B0 Ib
200cc	16 A	HR 7503	5,95^m	68,988 ± 0,048	G1,5 Vb + G3 + M V
400	HR 8023	5,96^m	4.000	O6,5 V((f)) + B1–2 V
400	V1743	5,96^m (var)	1.300	M 4,5 III
400	HR 7919	5,97^m	450	K2 III
400	HR 8218	5,99^m	450	B7 III
400	HR 8051	6,00^m	600	G5 III
400	HR 7322	6,00^m	138	F6I V: + M2,5 V

Deneb (Alpha Cygni) ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,25^m der hellste Stern im Schwan. Seine Entfernung ist nicht genau bekannt. Zwei unabhängige Entfernungsbestimmungen (beide aus dem Jahr 2008) ergaben Werte von 2.600 ± 200 sowie 1.550 ± 300 Lichtjahren. Es handelt sich um einen sehr leuchtkräftigen, bläulich-weiß leuchtenden Überriesen vom Spektraltyp A2 mit der 20-fachen Sonnenmasse, dem 200-fachen Sonnendurchmesser sowie der 200.000-fachen Sonnenleuchtkraft. Seine Oberflächentemperatur beträgt 8.500 K. Der Name Deneb ist eine Verkürzung des arabischen Namens ḏanab al-daǧāǧa („Schwanz der Henne“).

Epsilon Cygni (Gienah, aus arab. ǧanāḥ „Schwinge“) ist mit 73 Lichtjahren Entfernung wesentlich näher. Es ist ein gelblich leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0.

Dem Stern 61 Cygni kommt eine gewisse Bedeutung in der Geschichte der Astronomie zu, da dies der erste Stern war, bei dem eine Entfernungsmessung gelang. Sie wurde von Friedrich Wilhelm Bessel im Jahr 1838 zu 10,3 und ein Jahr später zu 9,3 Lichtjahren bestimmt (der moderne Wert beträgt 11,4 Lichtjahre).

Der Himmelsausschnitt, der für das Weltraumteleskop Kepler als Zielgebiet zur Suche nach extrasolaren Planeten ausgewählt wurde, liegt hauptsächlich im Sternbild Schwan (die zwei weiteren Sternbilder sind Leier und Drache). Folglich befinden sich viele der bisher entdeckten Exoplaneten in diesem Sternbild. Besonders interessant sind die Sterne Kepler-11, bei dem gleich sechs Planeten nachgewiesen wurden, und Kepler-22, dessen Planet in der habitablen Zone liegt und ein Ozeanplanet sein könnte.

Weitere für die Forschung interessante Sterne bzw. Sternsysteme im Schwan sind unter anderem die Röntgendoppelsterne Cygnus X-1 und Cygnus X-3, der Hyperriese und LBV-Stern P Cygni, der blaue Hyperriese Cyg OB2#12, der rote Hyperriese NML Cygni und der anomale veränderliche Stern KIC 8462852.

Doppelsterne Bearbeiten

System	Größen	Abstand
β	3,2^m / 5,8^m / 5,1^m	0,4″ / 34,6″
δ	2,9^m / 6,3^m	2,7″
ε	2,5^m / 12,0^m / 14,7^m	74,8″ / 93,4″
λ	4,7^m / 6,3^m	1,1″
μ	4,7^m / 6,2^m	1,5″
ο¹	3,8^m / 7,0^m / 4,8^m	108,6″ / 336,7″
τ	3,8^m / 6,6^m / 12,2^m / 13,8^m	89,5″ / 1,0″ / 0,4″
υ	4,4^m / 10,8^m / 10,0^m	15,2″ / 22,1″
ψ	5,0^m / 7,5^m	2,8″
ω²	5,4^m / 6,6^m	257″
b³	5,0^m / 6,6^m	215,3″
e	5,2^m / 8,0^m	41,6″
16	6,0^m / 13,0^m / 6,2^m	3,2″ / 40,0″
17	5,0^m / 9,3^m / 8,5^m / 8,6^m	792″ / 25,9″ / 3,0″
44	6,2^m / 9,0^m	2,5″
48	6,4^m / 6,5^m	182,7″
49	5,8^m / 8,1^m	2,7″
52	4,3^m / 9,5^m	6,6″
61	5,2^m / 6,0^m	31,4″
77	6,3^m / 6,7^m / 8,1^m / 8,6^m	159,1″ / 0,2″ / 0,4″
79	5,7^m / 11,1^m / 7,0^m	1,8″ / 149,5″

Albireo

Albireo (Beta Cygni) ist wegen des deutlichen, orange-blauen Farbkontrastes der Einzelsterne ein beliebtes Beobachtungsobjekt und gilt aufgrund dessen als einer der schönsten Doppelsterne des Sommerhimmels. Der Winkelabstand zwischen dem Hauptstern β¹ Cygni (3,1^m, Spektraltyp K2) und dem Begleitstern β² Cygni (5,1^m, Spektraltyp B8) beträgt 34,6″. Zur Trennung genügt ein Fernrohr mit 5 cm Öffnung. Bei genauer Betrachtung ist Albireo aber ein Dreifachstern, denn β¹ Cygni ist selbst wiederum ein enger, untergeordneter Doppelstern. Dessen Einzelsterne liegen nur 0,4″ auseinander; sie sind 3,2^m und 5,8^m hell (zusammengerechnet die vorhin genannten 3,1^m) und umkreisen einander in 210 Jahren. Zwischen β¹ und β² Cygni hingegen schätzt man die Umlaufzeit auf mindestens 100.000 Jahre. Manche Autoren gehen hier überhaupt von einem optischen Doppelstern aus. Der heute gebräuchliche Name Albireo geht auf einen Übertragungsfehler zurück. Der ursprüngliche arabische Name lautete al-minqar al-daǧāǧa („der Schnabel der Henne“).

Weitere „Farbkontrast-Doppelsterne“ mit oranger und bläulicher Komponente sind ο¹ Cygni, Omega² Cygni und b³ (= 29) Cygni mit Abständen von jeweils 337″, 257″ und 215″. Alle drei sind jedoch eindeutig nur optische Doppelsterne.

Delta Cygni ist ein 165 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem mit einer Umlaufperiode von 920 Jahren. Die Winkeldistanz beträgt 2,7″. Um Delta Cygni in zwei Einzelsterne zu trennen, benötigt man ein Fernrohr mit 10 cm Öffnung, wobei die Trennung aufgrund des großen Helligkeitsunterschiedes der Komponenten nicht ganz einfach ist.

Tau Cygni ist ein physisches Vierfachsystem (wahrscheinlich sogar Fünffachsystem) in 66 Lichtjahren Entfernung. Es besteht aus zwei Doppelsternpaaren mit 89,5″ Abstand, die wiederum ein System höherer Ordnung bilden. Die Komponenten des helleren Systems, ein Unterriese vom Spektraltyp F2 mit 3,8^m und ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp G0 mit 6,6^m, liegen 1,0″ auseinander und umkreisen einander in 49,6 Jahren; die Komponenten des lichtschwächeren Systems, zwei rote Zwerge, sind 12,2^m und 13,8^m hell und weisen einen Abstand von 0,4″ auf. Von diesem Vierfachsystem liegt weit entfernt (ca. 530″) ein nur 16^m heller Stern, dessen Eigenbewegung eine Zugehörigkeit zum τ-Cygni-System sehr wahrscheinlich macht.

Ebenso ein Vierfachsystem, das sich aus zwei Doppelsternpaaren zusammensetzt, ist 17 Cygni, wobei die Hauptsysteme mit 792″ sehr weit auseinanderliegen. Abstand und Umlaufzeit betragen beim helleren System (5,0^m und 9,3^m) 25,9″ und 9.000 Jahre und beim lichtschwächeren System (8,5^m und 8,6^m) 3,0″ und 230 Jahre. Die Umlaufperiode beider Systeme zueinander ist mit schätzungsweise 1,1 Millionen Jahren extrem lang. Das 17-Cygni-System liegt 69 Lichtjahre entfernt.

Das 11,4 Lichtjahre entfernte System 61 Cygni besteht aus zwei orange leuchtenden Hauptreihensternen, welche sich einmal in 680 Jahren umkreisen. Mit 31,4″ Distanz kann es schon mit einem Fernrohr mit 5 cm Öffnung getrennt werden.

Spektroskopische Doppelsterne im Schwan sind (in Klammer die Umlaufperiode): Epsilon Cygni (55 Jahre), Zeta Cygni (17,8 Jahre, der Begleiter ist ein weißer Zwerg), Lambda Cygni (11,7 Jahre), Xi Cygni (18,5 Jahre), Omikron¹ Cygni (10,37 Jahre), Omikron² Cygni (3,14 Jahre), Azelfafage (26,33 Tage), Pi² Cygni (72,02 Tage), Phi Cygni (434,17 Tage), 4 Cygni (35,02 Tage), 9 Cygni (4,56 Jahre), 22 Cygni (78,2 Tage), 35 Cygni (6,68 Jahre), 39 Cygni (mit 86 Jahren eine der längsten Perioden unter den spektroskopischen Doppelsternen), 57 Cygni (2,85 Tage) und 60 Cygni (147 Tage).

Veränderliche Sterne Bearbeiten

Stern	Größe	Periode	Typ
α	1,21^m bis 1,29^m	α-Cygni-Stern
λ	4,47^m bis 4,54^m	Be-Stern
ο¹	3,7^m bis 3,9^m	3.784 Tage	ζ-Aurigae-Stern
ο²	3,9^m bis 4,1^m	1.147 Tage	ζ-Aurigae-Stern
τ	3,65^m bis 3,75^m	δ-Scuti-Stern
υ	4,3^m bis 4,5^m	γ-Cassiopeiae-Stern
χ	3,3^m bis 14,2^m	409 Tage	Mirastern
A	4,98^m bis 5,09^m	ellipsoid Veränderlicher
P	3^m bis 6^m	leuchtkräftiger blauer Veränderlicher
b¹	Amplitude = 0,05^m	RS-Canum-Venaticorum-Stern
b²	4,9^m bis 5,0^m	0,7 Tage	SX-Arietis-Stern
b³	4,94^m bis 4,97^m	0,031 Tage	δ-Scuti-Stern
4	Amplitude = 0,02^m	α²-Canum-Venaticorum-Stern
19	5,1^m bis 5,4^m	langsam unregelmäßig Veränderlicher
47	4,7^m bis 4,8^m	langsam unregelmäßig Veränderlicher
55	4,8^m bis 4,9^m	α-Cygni-Stern
60	5,3^m bis 5,5^m	Bedeckungsveränderlicher und Be-Stern
61	4,8^m bis 4,9^m	BY-Draconis-Stern / Flarestern
DT	5,6^m bis 6,0^m	2,50 Tage	klassische Cepheiden
KIC 8462852	11,88^m (max.)	aperiodische Helligkeitseinbrüche

Deneb (α Cygni) ist der Namensgeber der α-Cygni-Sterne, einer Untergruppe der pulsationsveränderlichen Sterne. Die scheinbare Helligkeit von Deneb schwankt zwischen 1,21^m und 1,29^m und weist keine klare Periodizität auf.

Der 600 Lichtjahre entfernte Stern χ Cygni ist ein veränderlicher Stern vom Typ Mira. Sterne dieses Typs zeigen starke Helligkeitsschwankungen, wobei sie hier selbst für einen Mirastern außergewöhnlich groß ausfallen. Im Maximum weist χ Cygni eine Helligkeit von 3,2^m auf und ist mit bloßem Auge deutlich sichtbar. Im Minimum sinkt sie auf 14,2^m ab; um ihn dann zu beobachten, benötigt man ein größeres Teleskop. Die Helligkeitsschwankungen vollziehen sich mit einer Periode von 409 Tagen. χ Cygni leuchtet gelb-orange und gehört der Spektralklasse S an.

Der Hyperriese P Cygni (34 Cygni) gehört zur seltenen Gruppe der leuchtkräftigen blauen veränderlichen Sterne (auch S-Doradus-Sterne genannt). Der extrem massereiche und leuchtkräftige Stern (ca. 30 Sonnenmassen und 600.000-fache Leuchtkraft der Sonne) ändert seine Helligkeit ohne erkennbare Regelmäßigkeit zwischen 3^m und 6^m. Seine Entfernung beträgt 5.000 bis 6.000 Lichtjahre.

Beim Doppelstern 61 Cygni sind beide Komponenten veränderlich. Der Hauptstern ist ein BY-Draconis-Stern mit 5,19^m im Maximum und 5,27^m im Minimum; beim Begleiter, einem Flarestern, schwankt die Helligkeit zwischen 6,02^m und 6,09^m.

Besonderes Interesse gilt dem 1.400 Lichtjahre entfernt liegenden Stern KIC 8462852 – an und für sich ein gewöhnlicher Hauptreihenstern vom Spektraltyp F3, dessen unregelmäßige Helligkeitseinbrüche jedoch Astronomen vor Rätsel stellen. Der Stern erhielt auch mediale Aufmerksamkeit, als über einen Dyson-Schwarm einer außerirdischen Zivilisation als Ursache spekuliert wurde. Als plausibelster Grund für die Helligkeitsschwankungen gilt ein ungleichmäßiger Staubring, der den Stern umgibt und das Licht blockiert, aber auch dieser Erklärungsansatz lässt Fragen offen.

Messier- und NGC-Objekte Bearbeiten

Messier (M)	NGC	sonstige	Größe
29	6913	6,6^m	offener Sternhaufen
39	7092	4,6^m	offener Sternhaufen
6811	6,8^m	offener Sternhaufen
6819	7,3^m	offener Sternhaufen
6826	8,8^m	planetarischer Nebel
6833	12,1^m	planetarischer Nebel
6834	7,8^m	offener Sternhaufen
6856	offener Sternhaufen
6857	11^m	Emissionsnebel
6866	7,6^m	offener Sternhaufen
6871	5,2^m	offener Sternhaufen
6883	8,0^m	offener Sternhaufen
6884 (= 6766)	10,9^m	planetarischer Nebel
6888	7,4^m	Wolf-Rayet-Ringnebel (Emissionsnebel)	Sichelnebel
6894	12,3^m	planetarischer Nebel
6910	7,4^m	offener Sternhaufen
6914	Reflexionsnebel
6960	7^m	Supernovaüberrest	Cirrusnebel
6970
6974
6979
6992
6995
IC 1340
6991	8,0^m	offener Sternhaufen
6997	10,0^m	offener Sternhaufen
7000	5^m	Emissionsnebel	Nordamerikanebel
7008	10,7^m	planetarischer Nebel
7013	11,3^m	linsenförmige Galaxie
7026	10,9^m	planetarischer Nebel
7027	8,5^m	planetarischer Nebel
7031	9,1^m	offener Sternhaufen
7039	7,6^m	offener Sternhaufen
7044	12,0^m	offener Sternhaufen
7048	12,1^m	planetarischer Nebel
7058	Bewegungshaufen
7062	8,3^m	offener Sternhaufen
7063	7,0^m	offener Sternhaufen
7067	9,7^m	offener Sternhaufen
7082	7,2^m	offener Sternhaufen
7086	8,4^m	offener Sternhaufen
7127	offener Sternhaufen
7128	9,7^m	offener Sternhaufen
IC 1310	offener Sternhaufen
IC 1318	Emissionsnebel	γ-Cygni-Nebel
IC 1369	8,8^m	offener Sternhaufen
IC 4996	7,3^m	offener Sternhaufen
IC 5067	8^m	Emissionsnebel	Pelikannebel
IC 5070	8^m	Emissionsnebel	Pelikannebel
IC 5068	Emissionsnebel
IC 5076	Reflexionsnebel
IC 5117	11,5^m	planetarischer Nebel
IC 5146	7,2^m	Reflexions- und Emissionsnebel	Kokonnebel
Sh2-101	Emissionsnebel	Tulpennebel
Sh2-106	Emissionsnebel
PN G75.5+1.7	planetarischer Nebel	Seifenblasennebel
Kohoutek 4-55	16,5^m	planetarischer Nebel
M 1-92	11,7^m	protoplanetarischer Nebel	Minkowskis Fußabdruck
CRL 2688	13,5^m	protoplanetarischer Nebel	Eiernebel
IRAS 19475+3119	protoplanetarischer Nebel
IRAS 20068+4051	protoplanetarischer Nebel
Barnard 168	Dunkelwolke	Dunkelzigarre
Le Gentil 3	Dunkelwolke
LND 906	Dunkelwolke	Nördlicher Kohlensack
PGC 63932	15,1^m	Radiogalaxie	Cygnus A

Sternbild Schwan vor dem Band der Milchstraße.

Durch den Schwan zieht sich die Milchstraße. Parallel dazu verläuft südlich versetzt der „Great Rift“ (wörtlich „großer Riss“), ein Band aus Staub- bzw. Dunkelwolken. Im Schwan erscheint die Milchstraße besonders hell und sternenreich. Dies begründet sich durch die Lage des Sonnensystems in der Milchstraße. Es befindet sich an der Innenseite des Orionarms, einem Spiralarm der Milchstraße. In Blickrichtung Schwan verläuft unsere Sichtlinie in etwa der Längsrichtung dieses Arms; wir schauen also in ihn „hinein“. Dadurch ist diese Himmelsgegend reichhaltig an Objekten, die sowohl für die Forschung als auch für die Amateurastronomie interessant sind.

Der 3.500 Lichtjahre entfernte offene Sternhaufen M 29 steht südlich des hellen Sterns γ Cygni und kann leicht gefunden werden. Im Fernglas und im kleinen Teleskop wird eine Gruppe von 20 bis 30 Einzelsternen sichtbar.

Der offene Sternhaufen M 39 ist etwa 1.100 Lichtjahre entfernt. Im Fernglas und im kleinen Teleskop wird eine lockere Ansammlung von 10 bis 15 Sternen sichtbar.

Der 3.600 Lichtjahre entfernte planetarische Nebel NGC 6826 wurde 1773 von Wilhelm Herschel entdeckt. Im Teleskop sieht man ein rundes nebliges Fleckchen. Der Zentralstern, ein weißer Zwerg, ist mit 10,6^m einer der scheinbar hellsten Zentralsterne eines planetarischen Nebels am Nachthimmel.

NGC 6914 ist eine Gruppe von drei Reflexionsnebeln mit einer Nord-Süd-Ausdehnung von etwa 15 Bogenminuten. Der südliche Nebel wird als NGC 6914a (auch vdB 131), der mittlere Nebel als NGC 6914b (auch vdB 132) und der nördliche Nebel als NGC 6914c bezeichnet. Auf fotografischen Aufnahmen zeigen sich die blauen Reflexionsnebel inmitten von rot leuchtenden, umliegenden H-II-Regionen.

Der Cygnusbogen bzw. Cirrusnebel ist der Überrest einer Supernovaexplosion, die sich vor schätzungsweise 8.000 Jahren ereignet hat. Als Cygnusbogen wird der gesamte Supernovaüberrest bezeichnet, während mit Cirrusnebel nur der visuell sichtbare Teil gemeint ist. Dieser gliedert sich in mehrere Teile. NGC 6960, auch Sturmvogelnebel genannt, bezeichnet das etwa 1° lange Nebelfilament im Westteil des Nebels, das knapp am Stern 52 Cygni vorbeiläuft. NGC 6974 und NGC 6979 sind zwei helle Knoten im Nordteil. Im Ostteil liegt die „Knochenhand“, ein 1° langes, bogenförmiges Filament, bestehend aus NGC 6992 (nördlicher Teil), NGC 6995 und IC 1340 (beide südlicher Teil). Bei sehr dunklem Himmel kann der ausgedehnte Cirrusnebel bereits mit einem Fernglas ausgemacht werden. Mit einem Teleskop werden interessante Strukturen und Filamente sichtbar. Am besten verwendet man zur Beobachtung einen Interferenzfilter, wie einen UHC- oder O-III-Filter.

Östlich von Deneb liegen der Nordamerikanebel (NGC 7000), der Pelikannebel (IC 5067 und IC 5070) und die Dunkelwolke LND 935. Alle drei Objekte gehören auch physikalisch zusammen und sind Teil der Molekülwolke W 80, wobei LND 935 den Nordamerikanebel vom Pelikannebel visuell abgrenzt. Der Nordamerikanebel erhielt den Namen von seiner Form, die an eine Landkarte des nordamerikanischen Kontinents erinnert. Trotz seiner scheinbaren Helligkeit von 5^m ist er aufgrund der geringen Flächenhelligkeit nicht leicht zu beobachten. Bei der Beobachtung mit Amateurinstrumenten ist vor allem ein dunkler Himmel ohne Lichtverschmutzung ausschlaggebend, wobei ein UHC- oder O-III-Filter die Sichtbarkeit deutlich erleichtert. Auch von der Sichtung im Fernglas unter exzellenten Himmelsbedingungen wird berichtet. Der Teil „Mexiko“ ist dabei etwas heller als der restliche Nebel und einfacher zu sehen. Im Bereich des Nordamerikanebels befindet sich der offene Sternhaufen NGC 6997 (oft fälschlich mit NGC 6996 gleichgesetzt). Dieser enthält 40 bis 50 Sterne und liegt rund 2.500 Lichtjahren entfernt. Ob er auch räumlich zum Nebel gehört, ist fraglich, zumal dessen Entfernung nur ungenau bekannt ist. Der „Mexiko-Teil“ und LND 935 stellen mit 2.000 Lichtjahren Entfernung den sonnennächsten Teil von W 80 dar, wobei dieser Wert einigermaßen gesichert ist. Im Gegensatz dazu ist die Distanz des „USA-Teils“, in dem NGC 6997 verortet ist, nur grob bekannt und weitaus größer – Entfernungsschätzungen liegen zwischen 3.500 und 6.000 Lichtjahre. Somit scheint NGC 6997 ein Vordergrundobjekt ohne Bezug zum Nebel zu sein.

NGC 7027 ist ein etwa 3.000 Lichtjahre entfernter planetarischer Nebel, der 1879 entdeckt wurde. Mit einem Alter von nur 600 Jahren ist es ein sehr junger planetarischer Nebel. Im Fernglas hat er die Form eines Sterns. Bei höherer Vergrößerung im Teleskop wird ein länglicher Nebel sichtbar, der eine dunkle Einkerbung aufweist.

Im Sternbild Schwan befinden sich zwei größere Dunkelwolkenregionen, nämlich LND 906 („Nördlicher Kohlensack“) südlich von Deneb und Le Gentil 3 auf halber Strecke zwischen der Verbindungslinie Deneb – Elefantenrüsselnebel. Beide Regionen besitzen einen Durchmesser von 5° bis 6° und sind bei nicht lichtverschmutztem Himmel mit freiem Auge als „Löcher“ im hellen Milchstraßenband erkennbar.

Der Schwan beherbergt insgesamt neun OB-Assoziationen. Diese Sternassoziationen nehmen in der Regel einen Himmelsausschnitt von mehreren Winkelgrad ein, was einer wahren Größe von oft vielen hunderten Lichtjahren entspricht. Die Mitgliedssterne sind aus derselben Riesenmolekülwolke entstanden und untereinander gravitativ nicht gebunden. Hiervon ist die 4.500 Lichtjahren entfernte Assoziation Cygnus OB2 mit 30.000 Sonnenmassen die massereichste OB-Assoziation im Schwan und gleichzeitig eine der massereichsten der ganzen Milchstraße. Sie umfasst 60 bis 120 O-Sterne, etwa 2.600 B-Sterne sowie mehrere tausende leichtere Sterne. Viele davon kommen in engen Doppelsternsystemen vor. Auch Cyg OB2#12 und NML Cygni, zwei der zurzeit größten und massereichsten bekannten Sterne, sind ebenso Teil der Assoziation.

Im Bereich des Schwan-Kreuzes liegt die Region Cygnus X (nicht zu verwechseln mit Cygnus X-1), ein zusammengehörender Komplex aus Sternen und Molekülwolken mit einer Winkelausdehnung von ca. 7° mal 7°. Die 4.500 bis 5.500 Lichtjahre entfernte Region ist mit einer Gesamtmasse von rund 4 Millionen Sonnenmassen eine der größten, massereichsten und aktivsten Sternentstehungsregionen der Milchstraße. Die Beobachtung ist nur im Radio- und Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums möglich, da Cygnus X im sichtbaren Licht hauptsächlich von den vorgelagerten Dunkelwolken des Great Rifts verdeckt wird.

Siehe auch Bearbeiten

Liste der Sternbilder

Literatur Bearbeiten

Philip M. Bagnall: The Star Atlas Companion : What You Need to Know About the Constellations. Springer, New York 2012, ISBN 978-1-4614-0829-1, S. 188–198.
Gerhard Fasching: Sternbilder und ihre Mythen. Springer, Wien 1998, ISBN 3-7091-7336-1, S. 174–176.
Robin Hard: Constellation Myths, with Aratus's Phaenomena. Oxford University Press, Oxford 2015, ISBN 978-0-19-871698-3, Kap. 8. Cygnus, the Swan, originally known as the Bird.
Ian Ridpath: Star Tales. Lutterworth, 1988, ISBN 0-7188-2695-7, S. 59–61 (online).

Weblinks Bearbeiten

Commons: Sternbild Schwan – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Was ist Cygnus X1? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 23. Juni 2004.

Einzelnachweise Bearbeiten

imo.net: More Chi Cygnids in 2020?, abgerufen am 23. September 2020
Gerundete Werte. Die genauen Entfernungsangaben lauten 802 ± 66 pc (Schiller, Przybilla, 2008, bibcode:2008A&A...479..849S) und 475 ⁺⁹⁰₋₇₅ pc (Apellániz, Alfaro, Sota, 2008, bibcode:2008arXiv0804.2553M).

[1] .net: More Chi Cygnids in 2020?, abgerufen am 23. September 2020

[2] Gerundete Werte. Die genauen Entfernungsangaben lauten 802 ± 66 pc (Schiller, Przybilla, 2008, bibcode:2008A&A...479..849S) und 475 ⁺⁹⁰₋₇₅ pc (Apellániz, Alfaro, Sota, 2008, bibcode:2008arXiv0804.2553M).