Zwischen Nordamerika und dem Pelikan

Credit: Jan Beckmann und Julian Zoller

Diese tiefe Aufnahme zeigt die Region zwischen zwei hellen Emissionsnebeln im Sternbild Schwan (Cygnus). Diese beiden Nebel werden nach ihrer äußeren Form Nordamerikanebel (NGC 7000) und Pelikannebel (IC 5070) genannt. Diese äußeren Formen sind in Weitwinkelaufnahmen leichter zu erkennen, wie zum Beispiel in dem Artikel Der Pelikan und der Schwan, in dem auch die Lage dieser Strukturen im Sternbild Schwan (Cygnus) beschrieben wird.

Die beiden rötlichen Nebel befinden sich in circa 2.000 Lichtjahren Entfernung Es sind keine getrennten Objekte. Sie gehören zu einer einzigen HII-Region, also einer riesigen circa 5.000 Sonnenmassen umfassenden Wolke aus ionisiertem Wasserstoff, der in roter Farbe leuchtet. Diese Spektrallinie mit 656 Nanometern Wellenlänge wird als H-alpha-Linie bezeichnet. Das Bild oben besteht aus einer Überlagerung einer Aufnahme im H-alpha-Licht mit einer weiteren Aufnahme in den für unser Auge gewohnten Farben.

Die Energie, mit der das Wasserstoffgas zum Leuchten angeregt wird, kommt vermutlich von nur einem einzigen Stern, mit dem Namen 2MASS J205551.25+435224.6. Hinter dieser kryptischen Bezeichnung verbergen sich im Wesentlichen einfach nur die Himmelskoordinaten. Der Stern befindet sich etwas rechts von der "Halbinsel Florida", wie das Kreuz im Bild unten zeigt:

Die Lage des Sterns 2MASS J205551.25+435224.6 markiert in Aladin Lite

 Es handelt sich um einen Stern mit 13,5mag Helligkeit. Er ist also bei weitem nicht hell genug, um mit dem bloßen Auge gesehen zu werden. Der Stern hat die richtige Entfernung und Charakteristik, um als Quelle starker UV-Strahlung in Frage zu kommen, die das Wasserstoffgas ionisiert und das rötliche Leuchten der HII-Region ermöglicht. Genau genommen ist es ein blauer O5V-Stern, also ein Stern, der wie unsere Sonne in seinem inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert, dabei aber eine 42.000° Celsius heiße Oberfläche hat und so die 400.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne erreicht. Mit dieser intensiven Leuchtkraft flutet er seine Umgebung mit energiereichen UV-Photonen. Diese enorme Strahlungsleistung verdankt er seiner riesigen Masse, die der unserer Sonne um das Sechzigfache übertrifft.

Anders als die meisten anderen Aufnahmen der Region um die beiden roten Emissionsnebel mit der charakteristischen Form, zeigt die Aufnahme ganz oben ihre zugrunde liegende Struktur. Beide sind Teil einer viel größeren, circa 50.000 Sonnenmassen umfassenden Molekülwolke. In ihren dichten Bereichen tritt sie als Dunkelwolke LDN 935zwischen den beiden Nebeln hervor. Hier ist der Staub so dicht, dass er das Licht der dahinterliegenden Sterne verbirgt und so den schwarzen "Golf von Mexiko" bildet. Die Verteilung des dichten Staubs bestimmt letztlich die charakteristischen äußeren Formen des Nordamerika- und Pelikannebels.

In dichten kalten Molekülwolken wie LDN 935 entstehen neue Sterne. Sie bilden sich nahezu gleichzeitig in sogenannten offenen Sternhaufen. Neun offene Sternhaufen konnten die Astronomen bereits mit Infrarotteleskopen im dichten Staub nachweisen, die meisten im "Golf von Mexiko".

Ein sehr schönes Beispiel für einen offenen Sternhaufen sehen wir auch in der Abbildung ganz oben und zwar dort, wo in Nordamerika die Großen Seen liegen. Ausgerechnet diese schöne Ansammlung junger Sterne, namens NGC 6997 gehört aber gar nicht zu dieser großen Molekülwolke, sondern ist ein noch einmal zweihundert Lichtjahre weiter entferntes Objekt. Man sieht in der Aufnahme von Jan Beckmann und Julian Zoller wirklich tief in den Raum!

 Literatur:

• Warren H. Finlay Concise Catalog of Deep-Sky Objects Springer, Heidelberg, 2. Auflage 2014
• The ionizing star of the North America and Pelican nebulae Astronomy and Astrophysics 430(2), February 2005

Aufnahme:

H-alpha:

• TS-Optics Hypergraph6 150/450mm f/2,8  
• QHY-9S mit Astronomik 12nm H-alpha Filter
• 3 Stunden Belichtungszeit

Farbe:

• TS 76EDPH f/4.5
• Omegon Kamera veTEC 16000 C Color
• 2 Stunden Belichtungszeit 

Bildautoren: Jan Beckmann und Julian Zoller

Der Pelikan und der Schwan

Das Sternbild Schwan (lateinisch Cygnus) ist eigentlich ein typisches Sommersternbild, es kulminiert Ende Juli, das heißt ist dann gegen Mitternacht hoch am Himmel zu sehen. Mit dem weiteren Verlauf der Jahreszeiten nähert sich das Sternbild zur Mitternacht immer mehr den Westhorizont an. Da sich der Einbruch der Nacht im Spätsommer und Herbst schnell verfrüht, beobachten wir den Himmel jedoch zu einer immer früheren Uhrzeit. Auf diese Art und Weise bleibt uns der Schwan weit über den Hochsommer erhalten.

Der Flug des Schwans zeichnet den Verlauf der Milchstraße wieder. Der Vogel scheint entlang diesem Band aus Sternen, Gas- und Staub zu fliegen, dass die Ebene unserer Heimatgalaxie darstellt. Diese Grafik aus dem Kosmos-Himmelsjahr zeigt das Sternbild Schwan und das milchige Band:

Der rote Pfeil markiert die Lage des Emissionsnebels NGC 7000 östlich vom hellen Stern Deneb. Der Nebel wird aufgrund seiner Form auch Nordamerikanebel genannt wird. Das Bild oben zeigt diesen Nebel und seine Umgebung. Es wurde von dem Astrofotografen Michael Schlünder aufgenommen.

Die an den nordamerikanischen Kontinent erinnernde Form entsteht durch eine Dunkelwolke, die sich vor den Emissionsnebel schiebt. Sie bildet gewissermaßen den Golf von Mexiko. Solch eine dichte Wolke aus Staub trennt den Nordamerikanebel auch von einer weiter westlich gelegenen Struktur, die äußerlich an einen Pelikan erinnert.
Außerhalb der Emissionsnebel und Dunkelwolken wir der enorme Sternreichtum der Milchstraße ersichtlich, dem sie ihr neblig-weißliches Erscheinungsbild verdankt.

Emissionsnebel wie NGC 7000 oder der Pelikan entstehen durch Wasserstoffgas, das durch Sterne zum Leuchten angeregt wird. Die Struktur dürfte etwa 2.000 Lichtjahre entfernt sein. Zuerst beschrieben wurde sie von Friedrich Wilhelm Herschel im Jahre 1786. Zur Beobachtung ist eine Optik mit großem Gesichtsfeld ideal. Allerdings gelingt dies nur unter einem dunklen Himmel ohne Lichtverschmutzung, weshalb der Nordamerika- und der Pelikannebel heutzutage vor allem nur noch fotografisch dokumentiert werden. Ein kurzbrennweitiger Apo wie der Vixen VSD 100 ist dafür ideal geeignet.

Übrigens: In der Sternkarte oben ist auch der Stern 61 Cygni eingetragen. Das Besondere an diesem Doppelstern ist seine hohe Eigenbewegung. Diese lässt vermuten, dass er für einen Stern nicht allzu weit entfernt ist. Er sollte daher eine vergleichsweise große Parallaxe zeigen. Letzteres bedeutet, dass der Stern seine Position vor den anderen Sternen verändert, wenn man ihn zu verschiedenen Jahreszeiten beobachtet. Die Grafik veranschaulicht das Prinzip.

Dem deutschen Astronomen Friedrich Wilhelm Bessel gelang es im Jahre 1838 diese Parallaxe zu messen und damit zum ersten Mal die direkte Bestimmung der Entfernung zu einem Stern. Die Parallaxe beträgt 0,294 Winkelsekunden, was einer Entfernung von 11,3 Lichtjahren entspricht.

Aufnahme: Michael Schlünder mit DSLR-Kamera am apochromatischen Refraktor VSD 100 F3.8 von Vixen.

Der Crescent-Nebel NGC 6888

Der Crescent-Nebel (NGC 6888) ist eine 25 Lichtjahre durchmessende Blase im All, geformt von einem mächtigen Sternenwind. Seinen Ursprung hat der Wind in einem massereichen Stern (WR 136). Von seinem äußeren Bereichen strömt etwa eine Sonnenmasse pro 10.000 Jahre ab. Wenn frischer Wind auf bereits früher abgestoßenes Material trifft, entsteht die komplexe Struktur, die wir in der Aufnahme oben bewundern können.

Das Bild ist aus mehreren Aufnahmen zusammengesetzt, bei denen zwei verschiedene Linienfilter benutzt wurden. Ein OIII-Filter zeigt das blaugrüne Licht der zweifach ionisierten Sauerstoffatome. Der rote Anteil stammt aus der sogenannten H-alpha-Spektrallinie des Wasserstoffs.

Der zentrale Stern vom Typ Wolf-Rayet ist nahe dem Ende seines stellaren Lebens angelangt und kann jederzeit als Supernova hell erstrahlen. Vielleicht ist das sogar bereits geschehen und wir wissen es einfach noch nicht, denn schließlich ist der Stern 5.000 Lichtjahre entfernt. Wir sehen den Stern mit seinem Nebel aus abgestoßenem Material so, wie er vor 5.000 Jahren aussah.


Der Crescent-Nebel befindet sich im Sternbild Schwan (Cygnus). In dem Bild unten, ist seine Lage mit einem blauen Kästchen markiert.

Der Schwan ist ein typisches Sommersternbild und immer besser zu sehen. Die mit dem Planetariumsprogramm Stellarium erzeugte Ansicht zeigt den derzeitigen Himmel um 23:00 Uhr MESZ. Der Schwan steht noch im Osten. Seine Aufgänge erfolgen aber Nacht für Nacht früher.


Leider ist der Crescent-Nebel kein leicht zu beobachtendes Objekt. Ronald Stoyan schreibt im Deep Sky Reiseführer: „Die Beobachtung […] erfordert ein mittelgroßes Teleskop, dunklen Himmel und einen [OIII]-Linienfilter.“. Entdeckt wurde der Nebel 1792 von Wilhelm Herschel. Der hatte noch einen dunklen Himmel.


Image Credit & Copyright: Michael Miller, Jimmy Walker
Quelle: APOD

Albireo - der Kopf des Schwans

Könnte man die Wolken beiseite schieben, würde der Nachthimmel derzeit eines der schönsten Sternbilder des nördlichen Himmels offenbaren: Der Schwan (Cygnus), wie er auf dem Band der Milchstraße entlangsegelt. Schön ist das Sternbild allein deswegen, weil es tatsächlich so aussieht wie es heißt. Der helle Stern Deneb markiert den kurzen Schwanz des Vogels, von dem etwas weniger hellen Stern Sadr gehen links und rechts zwei weite Schwingen ab und entlang des Milchstraßenbandes zieht sich der lange Kopf des Vogels, der im Stern Albireo (Beta Cygni) endet. Schon mit einem Fernglas lohnt es sich, diese Figur abzufahren und sich von der Sternfülle der Milchstraße erschlagen zu lassen. Das Bild unten zeigt diesen Himmelsausschnitt:

Bild erzeugt mit Stellarium

Der Kreis etwas unterhalb der Bildmitte markiert Albireo. Dieser 390 Lichtjahre entfernte Stern ist ein besonders hübsches Beispiel für ein Doppelsternsystem. Schon in einem kleinen Telekop kann man erkennen, dass der vermeintliche Stern in Wirklichkeit aus zwei Komponenten besteht (in 30 Winkelsekunden Abstand). Das sieht besonders hübsch aus: Die Hauptkomponente ist ein orangeroter Überriese der Spektralklasse K3, ein echter Brummer mit dem zwanzigfachen Durchmesser und der hundertfachen Leuchtkraft unserer Sonne - ein Stern in einem späten Entwicklungsstadium. Im Kontrast zu diesem Überriesen steht sein Partner, ein bläulich leuchtender B8-Stern. Zusammen ergibt das ein schönes Farbenspiel im Teleskop - siehe das Foto oben, das aber nicht die ganze schöne Klarheit des visuellen Eindrucks am Okular wiedergibt.

Doppelsterne sind keine Seltenheit, im Gegenteil: Wohl über die Hälfte der Sterne sind Teil eines Paares, das gemeinsam über den Himmel tanzt. Bei Albireo dauert der Tanz um das gemeinsame Massenzentrum mehrere tausend Jahre. Diese Systeme bilden sich aber nicht durch Begegnung oder Kollision! Gemessen an ihrer Ausdehnung sind Sterne extrem weit voneinander entfernt. Wäre unsere Sonne so groß wie eine Grapefruit und würde man sie nach Lissabon legen, dann würde die nächstgelegene Grapefruit auf dem Roten Platz in Moskau liegen - was soll da kollidieren? Doppelsterne haben vielmehr eine gemeinsame Entstehungsgeschichte, sind also Geschwister, die sich aufgrund ihres unterschiedlichen Geburtsgewichts unterschiedlich entwickeln.

Nicht alles, was wie ein Doppelsternsystem aussieht ist allerdings auch eins. Manchmal stehen die Sterne nur zufällig auf einer Linie, sind aber Lichtjahre voneinander entfernt. So etwas nennt man optische Doppelsterne. Den umgekehrten Effekt gibt es aber auch: Die Sterne können sich so nahe sein, dass man sie mit dem Teleskop nicht mehr trennen kann. Erst das Spektrum des Sternlichts verrät ihre wahre Natur, weshalb man von spektroskopischen Doppelsternen spricht. Eine weitere Variante sind photometrische Doppelsterne. Bei diesen auch Bedeckungsveränderliche gennanten Systemen läuft aus unserer Sicht ein Stern vor dem anderen vorbei, wodurch sich periodisch die Helligkeit ändert.

Doppelsterne sind nicht nur für sich interessant - insbesondere wenn die Sterne sogar Materie miteinander austauschen - sie helfen auch Sternmodelle zu prüfen, denn durch die Sternbewegung und den Kepler`schen Gesetzen lassen sich Rückschlüsse auf die Masse und Größe der Sterne ziehen.

Sterne kommen aber nicht nur als Doppelsterne vor, sondern sogar als Mehrfachsternsystem, wie zum Beispiel Alpha Centauri: Hier liegt ein Sternpaar vor, dass von einem dritten Stern umkreist wird. Es geht auch Fälle, in denen sich dieser dritte Stern wieder als Doppelstern entpuppt, also Paare, die Paare umkreisen. Ein Beispiel für solch eine doppelte Paarkonstellation ist Epsilon Lyrae. Auf dem Bild oben ist das der Stern östlich (links) von dem hellen Stern Vega im Sternbild Leier (Lyra).

Wenn also die Wolkendecke jemals aufreißen sollte in diesem Sommer, dann einfach mal Richtung Süden gucken, den Kopf weit in den Nacken legen und erst mal zur Orientierung die hellen Sterne Vega und Deneb suchen. Dann sieht man die Sternfigur des Schwans recht einfach und kann seinen langen Hals entlang nach Albireo Ausschau halten. Nicht alles was wie ein einsamer Stern aussieht ist auch einer.

Literaturtipp: Sterne beobachten in der Stadt