Messier 52 (NGC 7654) ist ein offener Sternhaufen im nördlichen Sternbild Kassiopeia (Cassiopeia). Er wurde am 7. September 1774 von dem französischen Astronomen Charles Messier entdeckt. Messier beobachtete in jener Nacht den „Septemberkometen“, der in der Nähe des Sternhaufens stand. Der Astronom beschrieb ihn als Haufen mit sehr schwachen Sterne in einer Art Nebel. Der deutsch-britische Astronom Friedrich Wilhelm Herschel beobachtete den Sternhaufen am 29. August 1783. Er bemerkte „unzählige kleine Sterne, ohne jeglichen Verdacht von Nebel“. M 52 zählt, nach M 11 und M 67, zu den schönsten und sternreichsten Objekten seiner Art nördlich des Himmelsäquators. Zusammen mit NGC 457 und NGC 7789, gilt er auch als einer der schönsten Sternhaufen in der nördlichen Milchstraße. M 52 wird aufgrund seines Aussehens in kleinen bis mittleren Teleskop auch als „Salz- und Pfeffer-Haufen“ (Salt & Pepper Cluster) bezeichnet.
Ein reicher Sternhaufen mit zwei Phasen der Sternentstehung
Messier 52 ist ein junger und ziemlich kompakter offener Sternhaufen, in einem relativ sternreichen Gebiet der Herbstmilchstraße, im westlichen Teil der Kassiopeia. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 6,9 mag und einen scheinbaren Durchmesser von 13 Bogenminuten. Demzufolge ist der Haufen bereits sehr einfach in Ferngläsern und Teleskopen beobachtbar und sogar auflösbar. Auf einer scheinbaren Fläche, die der halben Größe unseres Vollmondes entspricht, sind fast 200 Mitgliedssterne konzentriert. Bis zur Helligkeit von 19,5 Größenklasse gehören über 6.000 Sterne zu dem Haufen. Somit zählt Messier 52 zu den reichsten offenen Sternhaufen unserer Galaxis. In seinem Zentrum beträgt die Dichte rund 3 Sterne pro Kubikparsec. Der wahrer Haufendurchmesser wird mit rund 22 Lichtjahre angegeben. Sein Gezeitenradius ist mit knapp 43 Lichtjahren sogar doppelt so groß.
Der hellste Stern im Haufen ist BD +60°2532. Er ist ein gelb-oranger Überriese der Spektralklasse F9 und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 7,8 mag und die 1.000-fache Sonnenleuchtkraft. Vermutlich ist dieser Stern ein Vordergrundstern. Im Laufe der Jahre wurden auch insgesamt 18 pulsierende B‑Sterne entdeckt, wobei einer von ihnen dem Typ Delta-Scuti angehört und drei von ihnen zur Klasse der Gamma-Doradus-Veränderliche gezählt werden. Auch ein Bedeckungsveränderlicher vom Algol-Typ wurde in M 52 gefunden. Es gibt auch Hinweise von drei Be-Sternen im Haufen. Insgesamt vereint der Sternhaufen rund 1.200 Sonnenmassen. Die Entfernung von M 52 zu unserem Sonnensystem beträgt rund 4.600 Lichtjahre. Allerdings ist diese Entfernungsangabe noch mit einigen Unsicherheiten behaftet. Denn das Licht der Mitgliedssterne wird durch die interstellare Absorption um rund eine Größenklasse abgeschwächt. In der Südhälfte des Haufens ist die Extinktion sogar noch stärker. Nach neueren Daten der Raumsonde GAIA ist eine Entfernung von 5.100 bis 5.300 Lichtjahren eher wahrscheinlich.
Genau so unsicher wie die Entfernung, ist auch das Alter von M 52. Dieses wird oft mit 158 Millionen Jahren angegeben. Einige Quellen sprechen sogar nur von 35 bis 60 Millionen Jahren. Möglicherweise fand in Messier 52 nicht eine, sondern zwei aufeinanderfolgende Phasen der Sternentstehung statt, wobei die Altersspanne zwischen den Sternen Dutzende von Millionen Jahren beträgt. Typischerweise liegt das Alter der Sterne, in den meisten offenen Sternhaufen, nur ein paar Millionen Jahre auseinander. Der Kern des Haufens, der einen Radius von knapp 3 Lichtjahren besitzt, weist einen Mangel an interstellarer Materie auf. Vermutlich ist dieser Mangel auf Supernova-Explosionen in der Entstehungszeit des Haufens zurückzuführen.
Nur 35 Bogenminuten südwestlich von Messier 52 befindet sich der lichtschwache Bubblenebel (NGC 7635). Es ist ein so genannter Wolf-Rayet-Nebel, die den 8,5 mag hellen leuchtkräftigen und massereichen Stern HD 220057 umgibt. Der Nebel wurde im Jahr 1787 von Wilhelm Herschel entdeckt und befindet sich mit 11.000 Lichtjahren weit im Hintergrund. Nur 15 Bogenminuten südlich von M 52 steht noch der offenen Sternhaufen Czernik 43, der allerdings nur in größeren Optiken visuell zu erkennen ist. Mitte März 2021 leuchtete die Nova Cas 2021 auf, etwas weniger als ein halbes Grad südlich von M 52. Sie erreichte eine maximale Helligkeit von 7,5 Größenklassen und war bereits sehr gut in Ferngläsern beobachtbar.
Beobachtung
Messier 52 ist aufgrund seiner Helligkeit schon in jedem Fernglas und Teleskop ein einfaches Objekt. der Haufen ist prädestiniert für einen lichtverschmutzten Himmel. Im 10x50 Feldstecher ist allerdings nur ein kleines ovales Wölkchen erkennbar, das sich neben einem Stern der 8. Größenklasse befindet. Im 16x70 Fujinon Feldstecher erscheint der Sternhaufen bereits granuliert und noch nicht ganz in Einzelsterne aufgelöst. Man erkennt 10 bis 15 schwach leuchtende Mitglieder. Im 3 bis 4 Zoll Refraktor zeigen sich bei mittleren Vergrößerungen bereits rund drei Dutzend, meist schwachen Einzelsterne gleicher Helligkeit. Diese befinden sich in einem leicht oval geformten bis dreieckigen Haufen. Am südwestlichen Rand von M 52 entdecken wir den schon weiter oben im Text angesprochene Riesenstern, der allerdings erst mit deutlich größer Öffnung seine orange Färbung zeigt. Die übrigen Sterne besitzen die 11. bis 12. Größenklasse. Sie verteilen sich auf ein Feld von ungefähr einem Drittel der Vollmondgröße. Mit 6 bis 8 Zoll Öffnung bietet M 52 einen umwerfenden Anblick. Nun sind schon 50 bis 80 einzelne Mitgliedssterne der 9. bis 12. Größe sichtbar, die nur eine mäßiger Konzentration zur Mitte zeigen. Den besten Anblick ergibt sich mit 100-facher Vergrößerung. Nun erscheint er wie eine Streuung aus Salz und Pfeffer. Der Hintergrund des Haufens bleibt weiterhin diffus. Bei hoher Vergrößerung sticht nun die orange-gelbe Färbung des hellsten Einzelsterns, am westlichen Rand des Haufens, regelrecht ins Auge. Ein weiterer gelblicher Stern befindet sich 10 Bogenminuten südöstlich von M 52. Die restlichen Mitglieder leuchten eher weiß bis bläulich.
Messier 52 ist ein typisches Objekt des Herbst- und Winterhimmels. Er kann aber als zirkumpolares Objekt das gesamte Jahr beobachtet werden. Der Sternhaufen befindet sich rund 6 ½ Grad nördlich der verlängerten Verbindungslinie von Schedar (Alpha Cas, 2,2 mag) zu Caph (Beta Cas, 2,3 mag), dem rechten oberen Stern des „Himmels‑W“, an der Grenze zum Cepheus. Um M 52 aufzusuchen, stellen wir Beta Cassiopeiae in die Suchermitte ein und schwenken rund 2° in Richtung Norden. Nahe der Suchermitte taucht nun ein markantes Viereck aus Sternen der 6. bis 7. Größe auf. Nun schwenken wir das Teleskop weitere 4 ½ Grad in Richtung Westen, bis wir auf den 5 mag hellen roten Riesenstern 4 Cas stoßen, der bereits mit bloßem Auge zu erkennen ist. Dieser bildet mit zwei weiteren Sternen der 6. und 7. Größenklasse ein nahezu rechtwinkliges Dreieck. M 52 befindet sich rund ¾ Grad südlich dieses Sterns.
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Steckbrief für Messier 52
Objektname | Messier 52 |
Katalogbezeichnung | NGC 7654, OCL 260 |
Typ | offener Sternhaufen, I 2 r |
Sternbild | Kassiopeia (Cassiopeia) |
Rektaszension (J2000.0) | 23h 24m 50,5s |
Deklination (J2000.0) | +61° 36′ 23″ |
V Helligkeit | 6,9 mag |
Flächenhelligkeit | 12,0 mag |
Winkelausdehnung | 16,0′ |
Anzahl der Sterne | 200 |
Hellster Stern | 8,2 mag |
Durchmesser | 22 Lichtjahre |
Entfernung | 4.600 Lichtjahre |
Beschreibung | L,Ri,mCM,*9..13; Messier saw neby there is none |
Entdecker | Charles Messier, 1774 |
Sternatlanten | Cambridge Star Atlas: Chart 1, 2 & 7 Interstellarum Deep Sky Atlas: Chart 8 & 15 Millennium Star Atlas: Charts 1069–1070 (Vol III) Pocket Sky Atlas: Chart 71 Sky Atlas 2000: Chart 3 Uranometria 2nd Ed.: Chart 18 |