30. Woche - Emissionsnebel in der Großen Magellanschen Wolke

 -  Astrofoto der Woche
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Ein seltener Anblick hier beim Astrofoto der Woche: Die Große Magellansche Wolke (GMW bzw. LMC). Stefan Binnewies und Rainer Sparenberg, Mitglieder der VdS-Fachgruppe Astrofotografie, reichten dieses sensationelle Bild als AdW ein. Aufgenommen wurde es am 30.08.2019 auf der Astrofarm Kiripotib in Namibia mit einem Takahashi Epsilon 130D (130 mm/430 mm) und einer Canon 6Da. Folgende Filter wurden eingesetzt: (a) ein L-eNhance-Duobandfilter der Marke Optolong, (b) ein  IDAS-Filter HEUIB-II. In den Anmerkungen wird darauf eingegangen.

Das AdW besteht aus zwei Teilbildern. Das linke wurde zuzüglich der genannten Filter 18 x 300 s belichtet, das rechte Teilbild 20 x 300 s, alles bei ISO 6400. Das Bildfeld beträgt 4° 32' x 5° 02', Norden liegt auf etwa 13:30 Uhr. Bei dieser Bicolor-Variante springen sofort die zahlreichen Emissionsnebel ins Auge, mit denen die Galaxie durchsetzt ist.

Vielleicht ist dies einmal ein Grund, näher auf die GMW mit ihren zahlreichen Emissionsnebeln einzugehen. Die GMW ist etwa 164.000 Lj entfernt. Das geht aus der Fotometrie von RR-Lyrae-Sternen hervor (M. Maio et al., 2004). Ihre Ausdehnung am Himmel beträgt 646' x 549', was einen wahren Durchmesser von gut 32.000 Lj ergibt. Wenn die GMW oft als Zwerggalaxie bezeichnet wird, dann darf man hier schon von einem "recht dicken" Zwerg ausgehen. Sie gilt als der größte und massereichste Begleiter unserer Milchstraße. Der Begriff "Begleiter" sagt sich so leicht daher, ist aber nicht in Ordnung. Denn beide Magellanschen Wolken – die große und auch die kleine – kamen vor etlichen Milliarden Jahren höchstwahrscheinlich aus dem Andromedasystem (G. Byrd et al., 1994 und G. Besla et al., 2010). Sie umrunden also nicht die Milchstraße, folglich sind sie auch keine Satelliten. Die GMW zeigt eine Radialgeschwindigkeit von +262 km/s, entfernt sich demnach von uns. Ihre Eigenbewegung am Himmel erreicht in Reaktaszension 1,91 Millibogensekunden pro Jahr und 0,23 Millibogensekunden in Deklination.

Momentan stecken beide Magellansche Wolken stark im galaktischen Halo, im Einflussbereich der gravitativen Kräfte der Milchstraße. Dies führte dazu, dass eine heftige Sternentstehung in GMW und KMW induziert wurde – erkennbar an eben den vielen HII-Regionen. In den Zentren dieser Emissionsnebel stecken ausnahmslos heiße blaue Sterne, deren Alter auf etwa 5 Millionen Jahre kommt, und das ist tatsächlich recht jung!

Einige dieser markanten Nebelgebilde sollen jetzt einmal kurz aufgelistet und in ihren wichtigsten Eigenschaften besprochen werden. Dazu bitte das Originalbild herunterladen und in die Details gehen mit einem Bildbearbeitungsprogramm, welches auch die Pixelkoordinaten im Bild anzeigt.

Beherrschend ist der riesige Tarantelnebel bei den Pixelkoordinaten (864/1947). Unter Profis wird er als "GEHR" bezeichnet, und das bedeutet "Giant Extragalactic HII-Region". Im AdW stößt man auf Schwierigkeiten, will man den Durchmesser nachvollziehen. Wo sind die Grenzen? Eine grobe Abschätzung anhand der Nebelstruktur zeigt mir einen Winkeldurchmesser von rund 30', was einen wahren Durchmesser von ca. 1400 Lichtjahren ergibt. Ungeheuerlich! Der westliche Bereich zeigt ganz außen einige Markante Gasfilamente, deren Länge sich auf runs 2600 Lichtjahre erstreckt. Im Zentrum des Tarantelnebels befindet sich der extrem massereiche Sternhaufen NGC 2070 mit etwa 3,5' Ausdehnung. Er ist auch als 30 Doradus oder als RMC 136a bekannt und bildet die anregende Quelle, die zum Leuchten des Tarantelnebels führt. Noch vor 50 Jahren glaubte die Wissenschaft in NGC 2070 einen supermassereichen Stern von 300 Sonnenmassen entdeckt zu haben, was sich aber im Nachhinein als falsch herausstellte. Auf engstem Raum stehen hier extrem viele junge Sterne zusammen, darunter auch sehr massereiche. Erst als das Speckle-Verfahren aufkam, ließ sich der Sternhaufen und auch der vermutete supermassive Stern weit genug in Einzelsterne auflösen. Der massereichste bekannte Doppelstern, unter Astronomen als Melnick 34 bekannt, hat Komponenten mit 139 und 127 Sonnenmassen (K. Tehrani et al., 2019). Er steht jedoch ein wenig außerhalb von NGC 2070. Was noch erwähnt werden sollte: Der Tarantelnebel hat einen hohen [OIII]-Anteil, so kann er auf (L)RGB-Aufnahmen, die nicht mit Rot betonenden Filterungen aufgenommen wurden, auch in die Richtung türkis tendieren. Dies ist also astrophysikalisch korrekt.

Bei den Pixelkoordinaten (1832/2870) erscheint ein chaotisch strukturiertes Gebilde, das als LHA 120-N 119 katalogisiert ist, meist in Kurzform N 119 genannt wird. Die Nebelbezeichnung mit dem Buchstaben N geht auf Karl G. Henize zurück, der schon 1956 seine Hα-Untersuchungen in den Magellanschen Wolken publizierte. Ein weiterer Henize-Nebel ist N 44 bei (2245/1972). Man kann von einem regelrechten "Nebelhaufen" reden, der einige ringförmige Nebel um heiße Sterne oder Sterngruppen enthält. Auch bei (410/3430) ist ein ähnlicher Nebel zu sehen, N 206. Er misst mit seiner rundlichen Form 19' bzw. 905 Lichtjahre – auch das ist schon ein Riesengebilde! Etwa 26' weiter rechts oberhalb ist ein ebenfalls runder, blasenförmiger Nebel sichtbar, N 204. Er leuchtet überwiegend blau.

Der wohl interessanteste Henize-Nebel ist für mich N 70 bei (1152/1000). Er präsentiert sich hier nahezu kreisrund als eine filamentförmig aufgebaute Blasenstruktur. Der Durchmesser wird von Skelton Brooke et al. (1999) mit 100 pc angegeben. Das AdW zeigt einen erheblich größeren Durchmesser, nämlich 8,7' = 127 pc = 415 Lichtjahre. Im Zentrum von N 70 befindet sich die Assoziation LH 114 mit etlichen heißen Sternen großer Masse. Was N 70 von üblichen HII-Blasen unterscheidet, ist die Tatsache, dass hier bei der Blasenformung sowohl Sternwinde als auch Supernovaexplosionen eine prägende Rolle gespielt haben. Im Spektrum sind daher hohe Anteile von [SII] zu finden, was den Nebel röter macht als Hα allein. N 70 ist übrigens auch als DEM 301 katalogisiert.

Diese "DEM-Nebel" tragen ihr Kürzel mit Bezug auf die Astronomen Davies, Elliott und Meaburn. Die Drei veröffentlichten ihre Arbeit "The nebular complexes of the Large and Small Magellanic Clouds" bereits 1976. Ein sehr interessanter Nebel mit mehreren enthaltenen Teilnebeln befindet sich bei (2248/1548). Hier liegt der Sternhaufen NGC 1955 innerhalb von DEM L 201. Einer der massereichen enthaltenen Sterne ist HD 36402. Dieser Wolf-Rayet-Stern hat V = 11,6 mag und besitzt mit einem Farbindex B-V = -0,37 eine äußerst blaue Eigenfarbe (was hier im Bild aufgrund der starken Nebelbelichtung nicht zur Geltung kommt). Ein Wolf-Rayet-Stern ist ein Abkömmling eines O-Sterns, dessen äußere Gasanteile in den Raum geschleudert wurden, so dass nun ein wesentlich hellerer und heißerer Kernbereich frei wird, der die erhöhte Energieabgabe durchführt.

Zwei extrem türkis-blaue Nebel sollen noch genannt werden: DEM L 315 bei (1230/442) sowie DEM L 174 bei (1883/2218). Der letztere nthält wieder einen heißen Wolf-Rayet-Stern, nämlich HD 269485. Warum weise ich auf diese WR-Sterne hin? Sie produzieren extrem starke Sternwinde, die dann, wie bei beiden blauen Nebeln, faserige Schalenstrukturen mit rundlicher Form erzeugen. Und ein letzter blauer Nebel – sehr klein im Bild, aber markant – muss noch erwähnt werden. Er ist dermaßen hell, dass er eine NGC-Nummer trägt: NGC 2020 bei (1780/1354). Auf den ersten Blick erkennt man eine kräftige zentrale Höhle. Darin – wie kaum anders zu erwarten – mit HD 269748 ein 13,2 mag hellerWR-Stern. Immerhin ist NGC 2020 3,2' groß, was 150 Lichtjahre bedeutet – etwa viermal so groß wie unser Orionnebel M 42.

Noch zahlreiche weitere Nebel könnten hier besprochen werden. Ihre Formenvielfalt ist bestechend, auch ihre Farbenvielfalt. Rot mit Blau vermischt oder in Teilen – all das deutet auf eine spannende Entstehungsgeschichte dieser Nebel hin. Immerhin sollte klar sein: [OIII] ist nur dadurch erklärbar, dass massereiche junge Sterne bereits ihren Wasserstoff verbraucht haben und im Kern mit dem Heliumbrennen schwere Elemente wie Sauerstoff und Schwefel erzeugen konnten. Bei einer Supernova-Explosion wurden diese Elemente dann freigesetzt. Vielleicht auch noch einmal der Hinweis: Auch wenn die Nebel blau leuchten – es handelt sich um HII-Regionen! Nur ist hier der blaue Emissionsanteil wegen des "jugendlichen Alters" erheblich stärker als der rote Hα-Anteil. Später, wenn die jungen blauen WR-Sterne Vergangenheit sind und die nicht ganz so heißen O-Sterne übrig bleiben, nimmt das [OIII]-Leuchten ab und das bekannte Hα-Rot gewinnt Überhand.

Dem AdW-Freund sei noch empfohlen: Schauen Sie sich diese Details in der GMW unbedingt im heruntergeladenen Originalbild näher an. Es lohnt sich. Äußerst bemerkenswert finde ich auch die vielen, vielen faserigen Nebel, die sich zwischen den HII-Regionen herziehen.

Anmerkungen zu den Filtern:

Der L-eNhance Duobandfilter von Optolong lässt nur die beiden starken Emissionslinien [OIII] und Hα durch. Man kann nicht (wie manchmal zu lesen ist) von einem Breitbanddurchlass reden, weil das Transmissionsfenster für Hα eine Halbwertbreite von 10,5 nm hat und 26 nm für [OIII]. Dies wurde ausgemessen am Zusatzbild 1. Damit gelangt auch Hβ-Licht durch das [OIII]-Fenster – keine schlechte Idee vom Hersteller!

Der IDAS-Filter HEUIB-II ist ein sehr guter UV/IR-Sperrfilter für die Astrofotografie, weil er im Gegensatz zu den üblichen UV/IR-Sperrfiltern das immer gern erwünschte Hα durchlässt. Und somit wird die Abkürzung HEUIB verständlich. Sie bedeutet " Hα Enhanced Uv Ir Blocking Filter". Bei astromodifizierten DSLR-Kameras, bei denen der Chipfilter entfernt wurde, kommt Hα gewollt übermäßig stark zur Geltung. Daher wurde dem Filter im kurzwelligen Rotbereich (also vor Hα) zum Ausgleich des überschüssigen Rot ein Transparenzloch verpasst (Zusatzbild 2). Dann ist die Kamera auch tageslichttauglich.

Beiden Autoren vielen Dank für dieses in allen Belangen hervorragende Bild. Dazu natürlich auch die Gratulation des AdW-Teams zum Astrofoto der Woche.

 

Peter Riepe
Bildautoren: Stefan Binnewies, Rainer Sparenberg

 

Koordinaten der GMW (J2000.0):
RA = 05 h 23 min 35 s, DE = -69° 45' 22"

 

 

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