Kugelsternhaufen Messier 92

Messier 92
Messier 92: Kugelsternhaufen in Hercules; 500/2500mm Newton + SBIG ST-6; Sternwarte Bülach; © 1996 Stefan Meister

Geschichte

M 92 wurde am 27. Dezember 1777 von J. E. Bode und etwa vier Jahre später, am 18. März 1781, unabhängig von nochmals von Charles Messier entdeckt. Er schrieb darüber: «Nebel, schön, offensichtlich und von grossem Licht, zwischen dem Knie und dem linken Bein des Herkules, ist sehr gut mit einem Fernrohr von einem Fuss [Brennweite] zu sehen. Er enthält keine Sterne; das Zentrum ist klar und brillant, umgeben von Nebel und ähnelt dem Kern eines grossen Kometen: sein Licht, seine Grösse, nähert sich sehr dem Nebel, der sich im Gürtel des Herkules befindet. Siehe Nr. 13 dieses Katalogs: Seine Position wurde bestimmt, indem er direkt mit dem Stern σ des Herkules, vierter Grösse, verglichen wurde: der Nebel und der Stern auf derselben Parallele.» [281]

Während M 92 weder mit Bodes noch noch mit Messiers kleinen Teleskopen in Einzelsterne aufgelöst werden konnte, erkannte Wilhelm Herschel seine wahre Identität als Kugelsternhaufen. Lord Rosse, mit seinem grossen Reflektor in Parsonstown, Irland, glaubte im Kern von M 92 eine Spiralstruktur zu erkennen. [4, 277]

Physikalische Eigenschaften

Messier 92
Messier 92: Kugelsternhaufen in Hercules; 500 mm Cassegrain 3625 mm f/7.2; SBIG STL11K; 30+15+15+15 min LRGB; Berner Oberland; © 2011 Radek Chromik

M 92 ist ein Kugelsternhaufen nur neun Grad vom grösseren M 13 entfernt und fristet so ein wenig ein Schattendasein. Er ist zwar etwas kleiner und schwächer als M 13, jedoch konzentrierter. Der integrierte Spektraltyp von M 92 ist des Typs F2. Der Haufen enthält mehrere variable Sterne, die meisten kurzperiodische pulsierende Variable des RR Lyrae Typs. Lediglich ein Stern scheint ein Bedeckungsveränderlicher zu sein. Vermutlich sind diese wegen der hohen Sterndichte und der daraus folgenden Bahnstörung eines Binärsystems in Kugelsternhaufen so selten. Die meisten Sterne im M 92 sind rote Riesen mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 12 mag und einer absoluten von etwa -3 mag. Die totale Leuchtkraft des Sternhaufens beträgt etwa das 250'000fache der Sonne.

Die Entfernung von M 92 wird auf etwa 26'000 bis 35'000 Lichtjahre geschätzt und er bewegt sich mit etwa 120 km/s auf uns zu. M 92 scheint mit einem Alter von mehr als 14 Mrd. Jahren jünger als M 13 zu sein. [4, 98]

Revised+Historic NGC/IC, Version 22/9, © Dr. Wolfgang Steinicke [277]
BezeichnungNGC 6341
TypGCL (IV)
Rektaszension17h 17m 07.3s
Deklination+43° 08' 13"
Durchmesser14 arcmin
Visuelle Helligkeit6.5 mag
Metrische Entfernung8.300 kpc
Dreyer Beschreibungglobular, vB, vL, eCM, rrr, st S
Identifikation, AnmerkungenM 92, GCL 59

Wie findet man M 92?

Der Kugelsternhaufen M 92 liegt etwa sechs Grad nördlich vom 3.4 mag hellen Stern π Herculis, der die nordöstliche Ecke des bekannten Hercules-Trapezes bildet und etwa acht Grad östlich von σ Herculis. Es ist also ein leichtes, diesen Kugelsternhaufen im Fernrohr einzustellen, zumal er auch in einer dunklen Nacht knapp von Auge sichtbar ist.

Karte Kugelsternhaufen Messier 92
Kugelsternhaufen Messier 92 im Sternbild Hercules. Karte mithilfe von SkySafari 6 Pro und STScI Digitized Sky Survey erstellt. [149, 160]

Visuelle Beobachtung

Messier 92
Messier 92: Zeichnung; 150mm-Refraktor; © 1996 Beat Kohler

150 mm Öffnung: Im Schatten seines "grösseren Bruders" M 13 wird dieser etwas schwieriger zu findende Haufen oft übersehen. M 92 zählt vielleicht zu den schönsten am nördlichen Himmel zu beobachtenden Objekten: Als Kugelsternhaufen offenbart er einiges an unregelmässiger Struktur, die auch in kleineren Geräten sichtbar ist:

In einem 6"-Refraktor lässt sich bei rund 130-facher Vergrösserung am deutlichsten eine neblige Spiralstruktur ausmachen, die mit vielen sternartigen Lichtpunkten durchsetzt ist. Diese Spiralstruktur ist einmalig. Der Kern erscheint noch neblig mit zwei deutlichen Verdickungen. Erst ab ca. 180-fach erscheint auch der Kern aufgelöst, die zwei bei kleineren Vergrösserungen sichtbaren Verdickungen sind ebenfalls aufgelöst, verlieren sich aber im Kernbereich. Bei noch stärkerer Vergrösserungen scheinen sich diese Verdickungen völlig aufzulösen und es präsentiert sich ein relativ grosser Kernbereich mit etwa gleicher Dichte an einzelnen Lichtpunkten. Interessant ist auch, dass sich der "neblige Hintergrund" bei allen Vergrösserungen bis zu 680fach sichtbar bleibt; dies könnten viele schwache Einzelsterne sein, die unter der Sichtbarkeitsgrenze sind. Der beste Vergrösserungsbereich ist etwa 130 bis 300-fach.

Beat Kohler

Weitere Objekte in der Nähe (±20°)

Quellenangaben

4«Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System» by Robert Burnham; Dover Publications, Inc.; Voume I: ISBN 0-486-23567-X; Volume II: ISBN 0-486-23568-8; Volume III: ISBN 0-486-23673-0
98Objekte der Saison: M92 von Jürgen Lamprecht; Interstellarum3/95, S.53
149SkySafari 6 Pro, Simulation Curriculum; skysafariastronomy.com
160The STScI Digitized Sky Survey; archive.stsci.edu/cgi-bin/dss_form
277«Historische Deep-Sky Kataloge» von Dr. Wolfgang Steinicke; klima-luft.de/steinicke (2021-02-17)
281«Catalogue Nébuleuses et des Amas D'Étoiles» Observées à Paris, par M. Messier, à l'Observatoire de la Marine, hôtel de Clugni, rue des Mathurins. «Connoissance des temps ou connoissance des mouvements célestes, pour l'année bissextile 1784 » Page 227; gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k6514280n/f235 (2021-02-21)