Objekte der Saison - M 55 

Name   R.A. (2000.0) Dec. Con  Typ  Größe Helligkeit   Br*   U2000 
M 55    19h 40,0min        -30° 58'     Sgr XI     19'        6,4 11,2 

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M 55: Quelle: The Messier Catalog

M 55, einer der südlichsten Kugelsternhaufen im Messier-Katalog, wurde 1751 von Abbe Nicolas de Lacaille am Kap der Guten Hoffnung entdeckt. Dieser verglich den Anblick des Haufens im Fernrohr mit dem eines "großen Kometen". Charles Messier beobachtete den Kugelsternhaufen erstmals am 24. Juli 1778 und beschrieb ihn als einen kleinen Nebel von weißlicher Farbe, der keinen Stern enthält [1]. John Dreyer nahm M 55 unter der Nummer 6809 in den NGC-Katalog auf. M 55 ist ein wunderschönes Feldstecherobjekt, wenngleich der Kugelsternhaufen für mitteleuropäische Beobachter aufgrund seiner niedrigen Deklination dennoch nicht ganz einfach ist. Er steigt im günstigsten Fall nur 10° über den Horizont und ist daher nur für kurze Zeit am sommerlichen Sternenhimmel sichtbar. Sein scheinbarer Durchmesser ist kleiner als der von M 13, dennoch ist M 55 einer der zehn größten Globulars am Himmel. Ebenso ist die Sternkonzentration geringer als bei M 13. Trotzdem wird M 55 von südlicheren Standorten aus beobachtet zu einem bemerkenswerten Konkurrenten für den großen Herkules-Haufen. Die Durchschnittshelligkeit der 25 hellsten Sterne beträgt 13m,6, wobei die hellsten immerhin 11m,2 erreichen. Damit ist dieser Kugelsternhaufen schon mit relativ kleinen Optiken in einzelne Sterne auflösbar.

Wer in [2] nachschlägt, findet unter der Spalte "Notes" folgenden Eintrag: Horizontal branch level magnitude is 14.4. Zu Deutsch: Die Helligkeit des Horizontalastes im Farben-HelligkeitsDiagramm von M 55 beträgt 14m,4. Was heißt das überhaupt? Ein Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) ist ein Hertzsprung-Russell-Diagramm, das anstelle der Achse Spektraltyp/Temperatur die Achse Farbenindex (B-V) aufweist. Wie allgemein bekannt ist, bestehen Kugelsternhaufen aus sehr alten, weit entwickelten Riesensternen. Also ist im FHD die Hauptreihe nur schwach ausgeprägt, während jene Äste dominieren, in denen sich viele der ursprünglich auf der Hauptreihe liegenden Sterne weiter entwickelt haben: Ein dicht besetzter aufsteigender (roter) Riesenast und ein waagerechter (blauer) Horizontalast.

Die blauen Sterne im Horizontalast sind nun etwas ganz Besonderes: Es sind massereiche Rote Riesen, die nach dem Aufbrauchen des Wasserstoffvorrates im Kern eine Helium-Verschmelzung ("Helium-Blitz") begonnen haben. Dabei springen sie vom roten Riesenast in den blauen Horizontalast über. Die Position, die ein Roter Riese daraufhin im Horizontalast einnimmt - und damit die Helligkeit des Astes im FHD - hängt davon ab, wieviel Masse der Stern während des Stadiums als Roter Riese verloren hat. Je größer der Massenverlust, um so "blauer" wird er schließlich im Horizontalast [3,4]. Und welche Bedeutung hat das für den Amateur? Mit zunehmender Grenzgröße - d. h. mit wachsender Öffnung - steigt die Anzahl der aufgelösten Sterne in einem Kugelsternhaufen nur um einen relativ geringen Betrag an. Allerdings nur so lange, bis der Helligkeitswert des Horizontalastes überschritten wird. Dann nämlich schnellt die Zahl der Sterne sprungartig in die Höhe. Also entscheidet die Helligkeit des Horizontalastes neben dem Konzentrationsgrad nicht unwesentlich darüber, ob ein Kugelsternhaufen fotografisch und visuell voll aufgelöst werden kann oder nicht. M 55 liegt mit 14m,4 demnach gut im Rennen. Noch ein paar physikalische Daten zu M 55: Die Entfernung beläuft sich auf 6 kpc, der Durchmesser auf ca. 24,5 pc.

Literatur

[1] Burnham Jr.: Burnham's Celestial Handbook, Dover Publications. New York 1978 
[2] Cragin, Lucyk, Rappaport: The Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0. Willmann-Bell, Richmond 1993 
[3] Alcaino: Atlas of Globular Clusters with Colour-Magnitude Diagrams. Universidad Catolica de Chile 1973 
[4] Jones: Webb Society Deep-Sky Observer's Handbook, Vol. 3: Open and Globular Clusters. Enslow, Hillside 1980