M52

M52 (NGC 7654) ist ein reichhaltiger offener Sternhaufen im Sternbild Kassiopeia, etwa 5.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er leuchtet mit einer Helligkeit von 7,3 mag und erstreckt sich über etwa 13 Bogenminuten, was einem wahren Durchmesser von rund 19 Lichtjahren entspricht. Der Haufen enthält etwa 190 bestätigte Mitglieder bei einer geschätzten Gesamtpopulation von mehreren hundert Sternen. Sein Alter wird auf 35 bis 60 Millionen Jahre geschätzt, was ihn zu einem relativ jungen Haufen macht. Die hellsten Mitglieder sind blauweisse B-Sterne der Hauptreihe, obwohl der Haufen auch zwei gelbe Riesensterne nahe seinem Zentrum enthält, die sich deutlich vom kühlen blauen Hintergrund abheben. M52 ist in ein reiches Milchstrassenfeld entlang des Kassiopeia-Arms eingebettet, was es bei niedriger Vergrösserung etwas schwierig machen kann, ihn von den umgebenden Hintergrundsternen zu unterscheiden.

M52 befindet sich im nordwestlichen Kassiopeia und kann gefunden werden, indem man eine Linie von Alpha Cassiopeiae (Schedar) durch Beta Cassiopeiae (Caph) verlängert und ungefähr die gleiche Strecke darüber hinaus fortfährt. Im Fernglas ist der Haufen als nebliger, leicht verdichteter Fleck vor dem reichen Milchstrassenhintergrund sichtbar. Ein 100-mm-Teleskop bei 50-80x zeigt eine fächerförmige oder keilförmige Sternansammlung mit einem auffällig helleren Stern am westlichen Rand. Bei 100-150x in einem 200-mm-Teleskop werden Dutzende Sterne über den Haufen aufgelöst, wobei zarte Ketten und Bögen von Sternen ein attraktives Muster bilden. Der nahegelegene Blasennebel (NGC 7635) liegt nur 35 Bogenminuten südwestlich. Am besten von August bis Januar zu beobachten, wenn Kassiopeia hoch am nördlichen Himmel steht.

Entdeckt von Charles Messier am 7. September 1774, während er einen Kometen verfolgte. Er beschrieb ihn als 'einen Haufen sehr schwacher Sterne, vermischt mit Nebelhaftigkeit.' William Herschel war der Erste, der den Haufen vollständig in einzelne Sterne auflöste. Der Haufen war wichtig für Studien zur Sternentwicklung und Dynamik offener Sternhaufen aufgrund seiner relativ kompakten Natur und gut definierten Hauptreihe.