{"id":2876,"date":"2025-10-01T06:03:38","date_gmt":"2025-10-01T06:03:38","guid":{"rendered":"https:\/\/webservatory.eu\/?post_type=constellation&p=2876"},"modified":"2025-11-17T07:26:28","modified_gmt":"2025-11-17T07:26:28","slug":"andromeda","status":"publish","type":"constellation","link":"https:\/\/webservatory.eu\/de\/constellation\/andromeda\/","title":{"rendered":"Andromeda (Andromeda)"},"content":{"rendered":"
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Andromeda ist ein ausgedehntes Sternbild am Nordhimmel. Mit Ausnahme der s\u00fcdlichsten Regionen von S\u00fcdamerika und Australien ist es von allen bewohnten Gegenden der Erde aus zu sehen. Auf der n\u00f6rdlichen Halbkugel der Erde steht die Andromeda in den Monaten August bis Februar g\u00fcnstig am Abendhimmel. F\u00fcr Beobachter auf der S\u00fcdhalbkugel bietet sich insbesondere der Oktober an, wenn das Sternbild gegen Mitternacht seine h\u00f6chste Stellung im Norden erreicht. Umrahmt wird die Andromeda von den markanten Sternbildern Cassiopeia im Norden, Perseus im Osten und Pegasus im S\u00fcdwesten. Au\u00dferdem grenzen im S\u00fcden die Sternbilder Dreieck (Triangulum) und Fische (Pisces) an die Andromeda, im Westen die Eidechse (Lacerta).<\/p>

Die Hauptsterne der Andromeda bilden eine leicht gebogene Kette, die von dem Stern an der nord\u00f6stlichen Ecke des Pegasus-Rechtecks ausgeht und sich in Richtung Nordosten erstreckt. Dieser Eckstern wurde in der Antike beiden Sternbildern zugerechnet. Seit der Neuordnung der Sternbildgrenzen tr\u00e4gt er die Bezeichnung Alpha Andromedae (\u03b1 And); nur in manchen historischen Sternkarten ist noch die Bezeichnung Delta Pegasi (\u03b4 Peg) zu finden. Es ist aber weniger das Erscheinungsbild der Andromeda, das dieses Sternbild so bekannt macht, als vielmehr die darin gelegene gro\u00dfe Spiralgalaxie, die Andromedagalaxie Messier 31 (kurz: M 31). Sie ist bereits mit blo\u00dfen Augen als diffuser Fleck sichtbar und leicht aufzufinden.<\/p>

Dazu geht man am besten von dem Stern Beta Andromedae (\u03b2 And) in der Mitte der langen Sternenkette aus und folgt mit den Augen einer nach Norden abzweigenden Kette, die von den lichtschw\u00e4cheren Sternen My und Ny Andromedae gebildet wird. Nur 1,3\u00b0 \u00f6stlich von Ny Andromedae, was knapp drei Vollmonddurchmessern entspricht, befindet sich das Zentrum der Andromedagalaxie. W\u00e4hrend die Andromedagalaxie M 31 n\u00f6rdlich der hellen Sternenkette liegt, befindet sich in \u00e4hnlichem Abstand s\u00fcdlich davon eine weitere gro\u00dfe Galaxie. Sie tr\u00e4gt im Messier-Katalog die Bezeichnung M 33, geh\u00f6rt aber nicht mehr zum Sternbild Andromeda, sondern zum kleinen Sternbild Dreieck.<\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t

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Der Mirastern R Andromedae<\/h2>\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t
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R Andromedae ist ein langperiodischer Pulsationsver\u00e4nderlicher des Mira-Typs im Sternbild Andromeda.<\/strong> Wir finden ihn 1,3\u00b0 \u00f6stlich von Theta Andromedae (\u03b8 And) und 0,8\u00b0 nord\u00f6stlich von Rho Andromedae (\u03c1 And). Im Fernglas und auf Fotografien erscheint er r\u00f6tlich. Dieser rote Riesenstern ist knapp 800 Lichtjahre von uns entfernt; seine scheinbare Helligkeit variiert mit einer Periode von 409 Tagen zwischen einem Maximalwert von 5,8 mag und einem Minimalwert von 15,2 mag. Dieser Lichtwechsel \u00fcber neun Magnituden hinweg bedeutet, dass der Stern w\u00e4hrend seines Maximums 4000 Mal heller leuchtet als w\u00e4hrend seines Minimums. Wie bei Mirasternen \u00fcblich, k\u00f6nnen die Extremwerte der Helligkeit zwischen benachbarten Zyklen leicht schwanken.<\/p>

Der Anstieg der Helligkeit erfolgt etwa doppelt so schnell wie die Abnahme; dieses Verhalten wird durch eine Asymmetrie in der beobachteten Lichtkurve deutlich. Seine letzten Helligkeitsmaxima erreichte R Andromedae Anfang Oktober 2020 und im Dezember 2021 mit jeweils 6,2 mag. Im September 2019 blieb der Stern eine Helligkeitsklasse schw\u00e4cher.<\/p>

Wer selbst den Anstieg der Lichtkurve mit einem Fernglas verfolgen m\u00f6chte, beginnt mit den Beobachtungen etwa zwei Monate vor dem erwarteten n\u00e4chsten Maximum. Steht ein Teleskop zur Verf\u00fcgung, das auch 11 mag helle Sterne erkennen l\u00e4sst, kann man bereits drei Monate zuvor das entsprechende Sternfeld \u00fcberwachen. Seine n\u00e4chsten Helligkeitsmaxima wird der Stern voraussichtlich zum Jahreswechsel 2022\/2023 und im Februar 2024 erreichen.<\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t

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Abb. 3: Der Ver\u00e4nderliche R Andromedae liegt nur wenige Grad von der Andromedagalaxie M31 entfernt. Die Sterne mit Flamsteed-Bezeichnungen (Ziffern) und Bayer-Bezeichnungen (griechische Buchstaben) in diesem Areal sind ebenfalls markiert. (Bild: Uwe Reichert)<\/figcaption>\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t<\/figure>\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t
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Abb. 4: Lichtkurve des Mira-Ver\u00e4nderlichen R Andromedae<\/figcaption>\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t<\/figure>\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t
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Eine Lichtkurve sowie eine Umgebungskarte mit den Helligkeiten von Vergleichssternen f\u00fcr die eigene Beobachtung l\u00e4sst sich auf der Website der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) erstellen und herunterladen. Auch die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft f\u00fcr Ver\u00e4nderliche Sterne (BAV) bietet n\u00fctzliche Informationen an.<\/p>

Die Lichtkurve des Mira-Ver\u00e4nderlichen R Andromedae zeigt, die scheinbare Helligkeit des pulsierenden Sterns schwankt mit einer Periode von etwa 409 Tagen zwischen 5,8 mag und 15,2 mag, wobei nicht immer der gleiche Maximalwert erreicht wird. Jeder Messpunkt in dieser Lichtkurve entspricht einer visuellen Helligkeitssch\u00e4tzung eines Amateurastronomen. Die nach rechts laufende Zeitachse ist in Einheiten von Tagen als Julianisches Datum markiert. (Bild: AAVSO)<\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t

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Technetium: Schl\u00fcssel f\u00fcr die Nukleosynthese<\/h2>\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t
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Aufgrund der starken Absorptionsbanden von Zirkonoxid (ZrO) im Spektrum geh\u00f6rt R Andromedae zur Spektralklasse S. Diese Sonderklasse f\u00fchrte der US-Astronom Paul W. Merrill 1922 in das urspr\u00fcngliche Harvard-System der Spektralklassifikation ein, weil manche rote Riesensterne mit ihren k\u00fchlen Atmosph\u00e4ren solche Auff\u00e4lligkeiten im Spektrum zeigten.<\/p>

Eine weitere Besonderheit im Spektrum von R Andromedae lieferte Anfang der 1950er Jahre wichtige Erkenntnisse \u00fcber die Nukleosynthese, also die Entstehung von chemischen Elementen in Sternen. Merrill und seine Mitarbeiter hatten an den Gro\u00dfteleskopen der Mount Wilson and Palomar Observatories Spektren mit hoher Aufl\u00f6sung aufgenommen. Darin fanden sich neben den Absorptionslinien von schweren Elementen wie Zirkon und Barium auch solche, die von Technetium erzeugt wurden. Dieser Befund erstaunte, denn alle auf der Erde bekannten Isotope dieses Elements sind instabil. Einige der Technetium-Isotope sind bereits nach nur wenigen Stunden zur H\u00e4lfte zerfallen. Das Isotop Technetium-98 hat mit immerhin 4,2 Millionen Jahren die l\u00e4ngste Halbwertszeit.<\/p>

Technetium war erst im Jahr 1937 eindeutig nachgewiesen worden, und zwar in einer Materialprobe, die in einem Teilchenbeschleuniger mit Neutronen beschossen worden war. Technetium war damit das erste k\u00fcnstlich hergestellte Element, und seine Entdeckung schloss eine L\u00fccke, die bis dahin im Periodensystem der Elemente geklafft hatte. Im Jahr 1950 untersuchte eine Arbeitsgruppe am National Bureau of Standards in den USA die spektralen Eigenschaften von Technetium, so dass den Astronomen die genauen Wellenl\u00e4ngen der Spektrallinien zur Verf\u00fcgung standen.<\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t

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Der s-Prozess<\/h1>\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t
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Abb. 5: Die Umgebung des Mira-Ver\u00e4nderlichen R Andromedae (Fadenkreuz in der Bildmitte). Die Zahlen sind Helligkeiten von geeigneten Vergleichssternen in Magnituden, wobei das Komma bzw. der Dezimalpunkt weggelassen wurde, um Verwechslungen mit Sternen zu vermeiden. Beispiel: 68 = 6,8 mag. (Bild: AAVSO)<\/figcaption>\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t<\/figure>\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t
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Was bedeutete nun der spektroskopische Nachweis von Technetium in den Atmosph\u00e4ren k\u00fchler Riesensterne? Eine Halbwertszeit im Bereich von Millionen Jahren mag uns lang erscheinen, doch verglichen mit dem hohen Alter der bereits weit entwickelten Riesensterne ist sie sehr kurz. W\u00e4re Technetium bereits im Ausgangsmaterial enthalten gewesen, aus dem diese Sterne einst entstanden, w\u00e4re es zum Zeitpunkt der Beobachtung l\u00e4ngst zerfallen. Also musste es einen Mechanismus geben, der in den Riesensternen Technetium erzeugt.<\/p>

Bis zum Zeitpunkt dieser Beobachtung war nur bekannt, dass Sterne ihre Energie aus der Verschmelzung von leichten Atomkernen beziehen, wobei Elemente wie Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff bis hin zum Eisen entstehen. Der Nachweis von Technetium war nun ein direkter Beleg daf\u00fcr, dass Sterne auch Elemente schwerer als Eisen aufbauen k\u00f6nnen. Der daf\u00fcr verantwortliche Prozess ist der langsame Einfang von Neutronen, von den Physikern s-Prozess genannt. Dabei steht das \u201es\u201c f\u00fcr slow, das englische Wort f\u00fcr langsam.<\/p>

In dem sp\u00e4ten Entwicklungsstadium der ver\u00e4nderlichen Riesensterne, das sich physikalisch durch recht moderate Temperaturen und Dichten auszeichnet, liegen genau die Bedingungen vor, die den Aufbau von schweren Elementen \u00fcber den s-Prozess erlauben. Zun\u00e4chst f\u00e4ngt ein Atomkern ein einzelnes Neutron ein. Dadurch entsteht ein schwereres Isotop des gleichen Elements. das aber wegen des Neutronen\u00fcberschusses in der Regel instabil ist.<\/p>

\u00dcber den anschlie\u00dfenden Betazerfall eines Neutrons wandelt sich dieses in ein Proton um, das im Kern verbleibt und nun die Ordnungszahl des Kerns um eins erh\u00f6ht. Aus dem urspr\u00fcnglichen Element ist also ein neues Element mit der n\u00e4chsth\u00f6heren Ordnungszahl geworden. Das beim Betazerfall ebenfalls gebildete Elektron wird aus dem Kern ausgesto\u00dfen, ebenso wie ein Neutrino, das sogar mit Lichtgeschwindigkeit den Stern verl\u00e4sst und ins All entweicht.<\/p>

Kennzeichen des s-Prozesses ist, dass die mittlere Zeit, die bis zum Einfang eines weiteren Neutrons vergeht, l\u00e4nger ist als die Zeit, die das instabile Isotop braucht, um durch Betazerfall in einen stabilen Atomkern \u00fcberzugehen. Die daf\u00fcr n\u00f6tigen Bedingungen liegen in den k\u00fchlen Riesensternen geringer Dichte vor.<\/p>

Im Gegensatz zu diesem langsamen Neutroneneinfang gibt es auch einen schnellen Neutroneneinfang (r-Prozess genannt nach Engl. rapid), der allerdings nur bei sehr hohen Neutronendichten in einer speziellen Art von Supernova auftritt.<\/p><\/div><\/div><\/div>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t

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Quellen<\/strong><\/p>