Beitrag von Anna-Janina Stöhr, Quellen: Wikimedia, NASA, Spektrum, Telescope Live & BBC Sky at Night Magazine, Grub Street Project. 26. November 2025.

Die Liebe zum Universum

Wer sich für Himmelsobjekte begeistert oder auch einfach gerne in den Nachthimmel schaut, trägt oft eine besondere Form der Faszination in sich. Vielleicht schwingt sogar etwas Astrophilie mit, also die Liebe zu Sternen und dem Weltall im Allgemeinen. Der Begriff setzt sich aus dem altgriechischen ἄστρον (ástron, “Stern”) und dem Suffix „-philia“ (Liebe) zusammen. Wer genau ihn prägte, ist unklar. Laut Oxford English Dictionary tauchte er erstmals 1631 in einem Text des britischen Astrologen John Booker auf.

Diese kleine Definition bildet den Kern unserer Reihe: die Neugier und Anziehungskraft, die Menschen seit jeher mit dem Universum verbinden.

In den kommenden Wochen erscheinen hier einzelne Beiträge, die jeweils ein romantisch oder symbolisch aufgeladenes Himmelsobjekt in den Fokus rücken. Jede Folge widmet sich nur einem Thema: einem bestimmten Nebel, einer Galaxie, einem Asteroiden, einem Planeten oder einer mythologischen Verbindung. So entsteht nach und nach eine Serie über die romantischen Seiten des Universums.

Leuchtend, voller Sternenstaub und in endlos vielen Formen

Wer schon einmal den Nachthimmel bewundert hat, kennt die Schönheit der Sterne. Doch tiefer im All verbergen sich Gebilde, die noch weit beeindruckender sind. Nebel gehören zu den schönsten Erscheinungen dieser Art und zwei von ihnen bringen eine besonders romantische Symbolik mit sich: der Herznebel (Valentinsnebel) und der Rosettennebel.

Der Herznebel oder auch Valentinsnebel

Der Herznebel, auch bekannt als IC 1805, ist ein Emissionsnebel rund 7500 Lichtjahre entfernt im Sternbild Kassiopeia. Ein Emissionsnebel bedeutet, dass das Gas selbst leuchtet, statt lediglich das Licht anderer Sterne zu reflektieren – so wie es Reflexionsnebel tun.

Seine markante Herzform entsteht durch komplexe Strukturen aus ionisiertem Gas und Staub, die durch die stellaren Winde und Strahlung des offenen Sternhaufens Melotte 15 geformt werden. Diese Region aktiver Sternentstehung wird von jungen, heißen Sternen erleuchtet. Besonders poetisch: Direkt neben dem Herznebel befindet sich der sogenannte Seelennebel, häufig zusammen fotografiert als „Heart & Soul Nebulae“.

Der Rosettennebel

Ein weiterer schöner Anblick im Universum ist der Rosettennebel, auch bekannt als Caldwell 49. Dieser große, kreisförmige H-II-Bereich (also ein Emissionsnebel aus ionisiertem atomarem Wasserstoff) befindet sich im Sternbild Einhorn, etwa 5000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Im Zentrum des Rosettennebels liegt der offene Sternhaufen NGC 2244. Die jungen und heißen Sterne darin ionisieren das umliegende Gas und bringen es zum Leuchten. Während manche in seiner Form eine wunderschöne Rose erkennen, sehen andere einen menschlichen Schädel – nicht ganz so romantisch, also bleiben wir lieber bei der Blumen-Interpretation.

Doch neben Nebeln warten noch viele weitere romantisch wirkende Objekte im All, von Asteroiden und Planeten bis zu mythologischen Liebesgeschichten. Weiter geht es in Teil 2 der Serie.

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• Astrophilie: Über die Romantik des Weltraums

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

In einer Entfernung von etwa 6.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem befindet sich der im Sternbild Skorpion (lateinischer Name Scorpius) gelegene Emissionsnebel IC 4628. Bei diesem auch als „Garnelennebel“ bekannten Objekt handelt es sich um eine etwa 250 Lichtjahre durchmessende Region des Weltalls, die mit interstellarem Gas und Staub angereichert ist.

Obwohl sich dieser Nebel über eine Fläche des Himmels erstreckt, welche in etwa der vierfachen Fläche des Vollmondes einnimmt, wird er von ungeübten Beobachtern kaum wahrgenommen, was zum einen an der geringen scheinbaren Helligkeit von 7,31 mag liegt. Zum anderen wird ein Großteil des von diesem Nebel ausgehenden Lichtes in einem Spektralbereich abgegeben, der für das menschliche Auge nicht erkennbar ist.

Bei dem Garnelennebel handelt es sich um ein typisches H-II-Gebiet – eine großflächige Ansammlung von interstellarem Gas, wo eine rege Sternentstehung stattfindet. Noch relativ junge und heiße Sterne, welche sich aufgrund lokaler Verdichtungen in dieser Gaswolke gebildet haben, senden dabei große Mengen an ultravioletter Strahlung in die Umgebung aus.

Durch die UV-Strahlung werden die Elektronen von den Atomen des in der Gaswolke enthaltenen Wasserstoffs getrennt. Im Laufe der Zeit rekombinieren diese Elektronen wieder mit den Atomen des Wasserstoffs und regen das Gas dabei zum Leuchten an, wobei die roten Emissionslinien des Wasserstoffs dominieren. Der Garnelennebel ist neben der Bezeichnung IC 4628 auch unter dem Namen „Gum 56“ bekannt – benannt nach dem australischen Astronomen Colin Gum, der im Jahr 1955 einen Katalog von H-II-Regionen veröffentlichte.

Auf der von der Europäischen Südsternwarte (ESO) präsentierten Aufnahme des Garnelennebels sind Ansammlungen von heißen, noch relativ jungen Sternen erkennbar, welche in Wolken aus Gas und Staub, sogenannten Sternentstehungsregionen, eingebettet sind.

Während der letzten Jahrmillionen sind in dieser Himmelsregion viele solcher Sterne entstanden, welche sowohl als Einzelsterne als auch in Form von Sternhaufen auftreten. So gibt es einen großen, verstreuten Sternhaufen mit dem Namen „Collinder 316“, der sich über einen Großteil des Bildes erstreckt. Dieser Sternhaufen ist Teil einer sehr viel größeren Ansammlung von sehr heißen und leuchtkräftigen Sternen. In der Aufnahme sind außerdem diverse dunkle Strukturen und Aushöhlungen zu erkennen. In diesen Bereichen des Garnelennebels wurde die früher dort vorhandene interstellare Materie von starken Sternwinden, welche von den nahegelegenen heißen Sternen ausgehen, regelrecht weggeweht.

Die hier gezeigte Aufnahme wurde mit dem VLT Survey Telescope (kurz VST) am Paranal-Observatorium der ESO in den chilenischen Anden angefertigt. Das VST ist das größte Teleskop der Welt, welches für die Durchmusterung des Himmels im Spektralbereich des sichtbaren Lichts konstruiert wurde. Es handelt sich dabei um ein modernes, mit einer speziellen Kamera – der OmegaCAM – ausgestattetes 2,6-Meter-Teleskop. Die Aufnahme ist Teil einer detaillierten, öffentlich zugänglichen Durchmusterung eines Großteils der Milchstraße, genannt VPHAS+, welche die Möglichkeiten des VST nutzt, um nach bisher unbekannten Objekten wie zum Beispiel jungen Sternen oder Planetarischen Nebeln zu suchen. Die Durchmusterung wird außerdem – so wie bei dem hier gezeigten Garnelennebel – die bislang besten Aufnahmen von Sternentstehungsgebieten liefern.

Mit ziemlicher Sicherheit stellt dieses Bild die bisher schärfste Aufnahme dieses Objektes dar. Um die Farben zu verstärken, wurden die VST-Aufnahmen mit zusätzlichen Bildern weiter verbessert, welche der Astrofotograf Martin Pugh mit anderen Filtern aufgenommen hat. Er beobachtete das Objekt mit einem 32-Zentimeter- und einem 13-Zentimeter-Teleskop von Australien aus. Mehr Details zu diesen zusätzlichen Beobachtungen finden Sie auf der entsprechenden Informationsseite von Martin Pugh.

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• Sternentstehung
• Emissionsnebel

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Der in einer Entfernung von etwa 8.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Skorpion gelegene Emissionsnebel NGC 6357 wurde am 8. Juni 1837 von dem englischen Astronomen John Herschel entdeckt. Wegen seines Erscheinungsbildes im sichtbaren Spektralbereich des Lichts wird dieser Nebel gelegentlich auch als „Hummernebel“ bezeichnet. In dieser Himmelsregion befinden sich gewaltigen Gaswolken, welche rankenartig von dunklen Staubkonzentrationen durchzogen sind und in deren Inneren sich gerade neue Sterne bilden. Diese sehr jungen und massereichen Sterne strahlen im sichtbaren Spektralbereich in einem blau-weißlich Licht.

Die bereits am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme wurde aus Daten des VISTA-Teleskops, so die Kurzbezeichnung für das „Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy“, der ESO am Paranal-Observatorium in Chile erstellt. Der abgebildete Himmelsbereich zeigt einen kleinen Ausschnitt des Himmelsdurchmusterungsprojektes „VISTA Variables in the Vía Láctea“ (kurz „VVV“).

Bei dem VISTA-Teleskop handelt es sich um das derzeit größte und leistungsfähigste für Himmelsdurchmusterungen zur Verfügung stehende Teleskop. Es wird speziell für die Beobachtung des Himmels im infraroten Spektralbereich eingesetzt. Die VVV-Durchmusterung ist der Zentralregion unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, und einem Teilbereich der galaktischen Ebene gewidmet. Die im Rahmen dieser Kartografierung entstehenden Datensätze werden den Astronomen helfen, mehr über den Ursprung, die frühen Entwicklungsstadien und die Struktur unserer Heimatgalaxie in Erfahrung zu bringen.

Teilbereiche von NGC 6357 wurden in der Vergangenheit bereits eingehend unter anderem mit dem Hubble-Weltraumteleskop oder dem Very Large Telescope (VLT) der ESO im sichtbaren Licht abgebildet. Durch die Infrarotbeobachtungen mit dem VISTA-Teleskop können jedoch auch Details enthüllt werden, welche auf Bildern, die im sichtbaren Licht aufgenommen wurden, unsichtbar bleiben. Dies ist zum Beispiel dann der Fall, wenn das zu beobachtende Objekt sehr kalt oder von dichten Staubschleiern verdeckt ist.

Letzteres trifft auf NGC 6357 zu. Die Aufnahmen im sichtbaren Lichtspektrum zeigen einen breiten Strom aus Gas und feinen Staubpartikeln, welcher das Licht der dahinterliegenden Objekte weitgehend absorbiert. Dieser kosmische Staub, welcher noch „feiner“ ist als sein irdisches Pedant, besteht überwiegend aus Silikaten, Graphit und Wassereis. Diese Bestandteile wurden von früheren Sternengenerationen erzeugt und ins Weltall geblasen.

Ein Vergleich der früheren Beobachtungen mit dem neuen Infrarotbild offenbart den Astronomen dabei erstaunliche Unterschiede. Im Infraroten erscheinen die großen, rötlichen Wolken des Emissionsnebels wesentlich weniger auffällig als im sichtbaren Lichtbereich. Dafür sind auf den Infrarotaufnahmen eine Vielzahl von Ranken aus Gas und Staub erkennbar, welche sich von den leuchtenden Gaswolken in der Umgebung der heißen jungen Sterne ausgehend in verschiedene Richtungen erstrecken.

Im Inneren von NGC 6357 befindet sich der erst im Jahr 1959 entdeckte offene Sternhaufen Pismis 24. Die Mitglieder dieses Sternhaufens haben sich vermutlich alle zur gleichen Zeit vor erst wenigen Millionen Jahren aus der gleichen Gas- und Staubwolke gebildet, aus der sich der Emissionsnebel zusammensetzt. Die von den Sternen ausgehende intensive Ultraviolettstrahlung hat im Gas und Staub der Umgebung seltsame Hohlräume entstehen lassen.

Einer der hellen, jungen Sterne dieses Sternhaufens trägt die Bezeichnung Pismis 24-1 und galt eine Zeit lang als der massereichste bekannte Stern überhaupt. Anhand von Aufnahmen mit dem Hubble-Weltraumteleskop konnte jedoch mittlerweile ermittelt werden, dass es sich bei diesem Objekt um mindestens drei hellen Einzelsterne handelt, von denen jeder etwa 70 bis 100 Sonnenmassen aufweist. Aber auch damit gehören diese drei Einzelsterne immer noch zu den massereichsten Sternen in unserer Milchstraße.

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• Nebel
• Emissionsnebel
• VISTA

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

Trotz der stillen und scheinbar unveränderlichen Schönheit, welche der nächtliche Sternhimmel seinen Betrachtern vermittelt, ist das Universum alles andere als ein unveränderlicher Ort. In einem schier endlosen Kreislauf entstehen seit Jahrmilliarden immer wieder neue Sterne, welche sich anschließend über Zeiträume von Millionen und Milliarden Jahren entwickeln um schließlich wieder zu erlöschen. Unter bestimmten Voraussetzungen endet das „Leben“ eines Sternes im Rahmen einer gigantischen Explosion – einer so genannten Supernova. Die Materie, welche im Rahmen einer solchen Supernova-Explosion in das umgebende Weltall geschleudert wird, erzeugt dabei für den irdischen Betrachter zeitweise wundervolle Beobachtungsobjekte. Eine Aufnahme eines solchen Objektes wurde von der Europäischen Südsternwarte (ESO) bereits in der letzten Woche veröffentlicht.

Diese neue Aufnahme, welche mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in Chile angefertigt wurde, zeigt den „Bleistiftnebel“ vor einem dichten Sternhintergrund. Diese seltsam geformte Wolke, welche offiziell auch die Katalogbezeichnung NGC 2736 trägt, wurde bereits am 1. März 1835 von dem britischen Astronomen John Herschel von Südafrika aus entdeckt. Herschel beschrieb ihn dabei als „einen außergewöhnlich langen und schmalen, aber äußerst schwachen Strahl aus Licht“.

In Wirklichkeit handelt es sich bei NGC 2736 um einen Emissionsnebel, welcher einen Teil eines Supernovaüberrestes darstellt. Der Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 815 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem in dem nur von der südlichen Hemisphäre aus zu beobachtenden Sternbild „Segel des Schiffs“ (lat. Vela) und verfügt über eine Winkelausdehnung von 30 x 7 Bogenminuten, was einem Durchmesser von etwa 0,75 Lichtjahren entspricht. Der hellste Teil des Nebels ähnelt in seinem Aussehen in der Tat einem Bleistift. Die gesamte Struktur erinnert dagegen vielmehr an eine Art „kosmischer Hexenbesen“.

Dieser Emissionsnebel ist die sich immer noch ausdehnende Hülle einer Supernovaexplosion, der so genannten Vela-Supernova, welche sich vor etwa 11.000 Jahren ereignet hat. Ursprünglich bildete sich dabei bedingt durch die Explosion eines Sternes eine Stoßfront, welche anfangs mit einer Geschwindigkeit von mehreren Dutzend Millionen Kilometern pro Stunde durch das Weltall raste. Diese Stoßwelle traf dabei auf interstellare Gase, welche den Raum zwischen den Sternen ausfüllen. Trotz der äußerst geringen Konzentration solcher interstellarer Gase wurde die Stoßwelle durch die Kollisionen stark abgebremst und es bildete sich eine Schockfront, in welcher sich seltsam geformte Nebelfetzen bildeten.

Der Bleistiftnebel, welcher sich gegenwärtig immer noch mit einer Geschwindigkeit von rund 650.000 Kilometern pro Stunde durch das interstellare Medium bewegt, ist der hellste Teil der Überreste der Vela-Supernova. Die Geschwindigkeit, mit der er sich durch das Weltall bewegt, ist in Kombination mit der relativ geringen Entfernung zur Erde so groß, dass sich die Position des Nebels am Himmel im Vergleich zu den Hintergrundsternen während eines Menschenlebens wahrnehmbar verschiebt. Auch nach mittlerweile 11.000 Jahren verändert diese Supernovaexplosion somit immer noch das Antlitz des Nachthimmels.

Das von der ESO veröffentlichte Bild zeigt nicht nur lange, bogenförmige Filamente, sondern auch kleine, helle Knoten und Flecken aus diffusen Gasansammlungen. Sein hell leuchtendes Erscheinungsbild verdankt der Nebel dichteren Gasregionen, welche von der Schockwelle der Supernova regelrecht überrollt wurden. Wo diese Welle auf das interstellare Gaskonzentrationen traf, heizte sie diese auf Temperaturen von mehrere Millionen Grad Celsius auf. Obwohl sich die interstellaren Gase mittlerweile bereits wieder abkühlen, kann das so angeregte Leuchten immer noch auf fotografischen Abbildungen erkannt werden.

Die dabei sichtbaren unterschiedlichen Farben ermöglichen es den Astronomen, die Temperaturen der Gase innerhalb des Nebels zu kartieren. Einige Bereiche sind demzufolge nach wie vor noch so heiß, dass ihr Leuchten – in diesem Bild in blauen Farbtönen dargestellt – vornehmlich von ionisierten Sauerstoffatomen stammt. Kühlere Regionen lassen sich dagegen anhand ihres rötlich schimmernden Wasserstoffgases identifizieren.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Wikipedia.

Bei dem Omeganebel, auch bekannt unter den offiziellen Bezeichnungen Messier 17 (M17) oder NGC 6618 handelt es sich um einen Emissionsnebel, welcher sich in einer Entfernung von etwa 6.500 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Schütze (lateinischer Name „Sagittarius“) befindet. Seine scheinbare visuelle Helligkeit beträgt +6,00 Magnitude und der scheinbare Durchmesser liegt bei 11 Bogenminuten. Entdeckt wurde der Omeganebel im Jahr 1745 durch den Schweizer Astronomen Lean-Phillipe Loys de Chéseaux. Zwanzig Jahre später erfolgte die Wiederentdeckung durch den französischen Astronomen Charles Messier, welcher das Objekt unter der Nummer 17 in den bekannten, nach ihm benannten Messier-Katalog aufnahm.

Der Omeganebel stellt ein beliebtes Studienobjekt für professionelle Astronomen dar, da es sich bei ihm um eines der jüngsten und zugleich aktivsten Sternentstehungsgebiete in unserer Milchstraße handelt. Der Nebel wird durch die Strahlung der im Inneren dieses H-II-Gebietes befindlichen jungen Sterne zum Leuchten angeregt und erstrahlt dadurch in einem roten bis rosa Farbton.

Das Anfang der Woche von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Bild zählt zu den detailreichsten Aufnahmen, welche bisher von diesem Objekt vom Erdboden aus aufgenommen wurden. Es zeigt den staubreichen Zentralbereich dieses bekannten Sternentstehungsgebietes und enthüllt dabei eine Fülle an Details dieser kosmischen Landschaft aus Gaswolken, Staub und jungen Sternen.

Die auf der Aufnahme erkennbaren Gas- und Staubmassen stellen das Ausgangsmaterial für die Entstehung einer neuen Sterngeneration dar. In dem hier gezeigten Ausschnitt des Omeganebels beleuchten die jüngsten Sterne die Szenerie mit ihrem hellen, weißlich-blauen Licht. Einzelne Silhouetten dunkler Staubbänder durchziehen das glühende Gas dabei wie Rauchschwaden. Die rötlichen Farbtöne der ausgedehnten Nebelwolke, welche die Aufnahme dominieren, stammen von Wasserstoffgas, das von der intensiven Ultraviolettstrahlung der heißen, jungen Sterne zum Leuchten angeregt wird.

Die Aufnahme wurde mit dem FORS-Instrument am Antu-Teleskop, dem ältesten der vier Hauptteleskope des Very Large Telescope (VLT) der ESO, angefertigt. Der „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ (kurz FORS, wörtlich übersetzt „Brennweitenreduzierer und niedrigauflösender Spektrograf“) ist das vielseitigste Instrument des VLT. Die Kombination aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen wurde von den Universitätssternwarten in Heidelberg, Göttingen und München in Zusammenarbeit mit der ESO entwickelt und gebaut.

Die Lichtsammelfähigkeit des großen Teleskops und eine außergewöhnlich ruhige Luft während der Beobachtung wirkten optimal zusammen, so dass trotz durchziehender Wolken ein gestochen scharfes Bild aufgenommen werden konnte. Die Aufnahme gehört mit zu den besten, welche jemals vom Erdboden aus von diesem Bereich des Omeganebels aufgenommen wurden. Zugleich handelt es sich hierbei um eine der ersten Aufnahmen, welche im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms der ESO entstanden sind. Das „Cosmic Gems“-Programm (übersetzt „kosmische Edelsteine“) ist ein ESO-Programm zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Hierzu werden in erster Linie Beobachtungszeiten genutzt, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen.

Verwandte Meldungen:

• Der Carinanebel – Eine Geburtsstätte neuer Sterne (16. November 2011)
• Der offene Sternhaufen NGC 371 (4. Februar 2011)
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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

NGC 371 wurde am 1. August 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt. Dieser in einen Emissionsnebel eingebettete offene Sternhaufen befindet sich innerhalb der Kleinen Magellanschen Wolke im Sternbild Tukan. Diese irreguläre Zwerggalaxie, welche nur von der südlichen Hemisphäre aus beobachtet werden kann, ist lediglich rund 200.000 Lichtjahre von unserer Heimatgalaxie entfernt und stellt damit einen der nächstgelegenen Nachbarn unserer Milchstraße dar. Auf den ersten Blick erinnert die Umgebung von NGC 371 fast an einen Bluttropfen. Doch tatsächlich repräsentiert ein solcher farbiger Nebel aus ionisiertem Wasserstoff – die astronomische Fachbezeichnung lautet „HII-Region“ – die Geburtsstätten neu entstehender Sterne.

Das Leuchten eines Emissionsnebels gilt als ein sicheres Anzeichen dafür, dass sich in dieser Region gerade eine Vielzahl von neuen Sternen bildet. Typischerweise entstammen die Sterne eines offenen Sternhaufens alle der gleichen HII-Region. Mit der Zeit wird im Rahmen der Sternentstehung der größte Teil des dort ursprünglich vorhandenen Wasserstoffgases verbraucht, bis schließlich nur noch eine diffuse Gasschicht in den Außenregionen des Sternhaufens übrig bleibt. Genau dieser Prozess ist bei der nebenstehenden Aufnahme des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO) zu erkennen. Der offenen Sternhaufen NGC 371 präsentiert sich inmitten einer HII-Region. Der dort konzentrierte Wasserstoff ist bereits weitestgehend aufgebraucht. Seine Überreste konzentrieren sich in einer diffusen, schalenartigen Struktur, welche den Sternhaufen NGC 371 umgibt.

Die Kleine Magellansche Wolke beheimatet Sterne fast aller Altersklassen – von den noch sehr jungen und relativ kräftig leuchtenden Sternen innerhalb des Sternhaufens NGC 371 bis hin zu den „Sternleichen“ in den Überresten von Supernova-Explosionen. Die leuchtkräftigen Sterne geben große Mengen an ultravioletter Strahlung ab. Diese UV-Strahlung regt das Gas in der Umgebung der Sterne über Entfernungen bis hin zu mehreren hundert Lichtjahren zu einem Leuchten an. Genau dieses farbenfrohe Leuchten verleiht dem hier gezeigten Bild seinen besonderen ästhetischen Reiz.

Offene Sternhaufen wie NGC 371 stellen allerdings keineswegs seltene astronomische Objekte dar. Auch in unserer Milchstraße befinden sich mehrere beeindruckende Exemplare. Der Sternhaufen NGC 371 stellt für die Astronomen jedoch ein besonders interessantes Objekt dar, da er eine große Zahl von veränderlichen Sternen beherbergt. Dabei handelt es sich um Sterne, deren Leuchtkraft sich aufgrund physikalischer Prozesse im Inneren der Sterne in regelmäßigen Intervallen verändert.

Ein spezieller Typ von veränderlichen Sternen, welcher von Astrophysikern als „langsam pulsierende B-Sterne“ bezeichnet werden, kann mittels der Astroseismologie für die Untersuchung des inneren Aufbaus solcher Sterne herangezogen werden. Hierbei werden durch die Untersuchung und Analyse der Oberflächenschwingungen der Sterne Rückschlüsse auf deren inneren Aufbau gezogen. Die dabei angewandte Vorgehensweise ähnelt der Untersuchung des Erdinneren durch die Analyse der Ausbreitung von Erdbebenwellen.

Innerhalb von NGC 371 befinden sich mehrere Sterne dieses speziellen Veränderlichen-Typs. Auch andere dort präsente Arten von veränderlichen Sternen nehmen im Rahmen astronomischer Untersuchungen eine Schlüsselrolle ein. Sie ermöglichen zum Beispiel die Vermessung der Entfernungen unserer Heimatgalaxie zu anderen Galaxien und helfen so unter anderem bei der Bestimmung des Alters des Universums.

Die hier gezeigte Aufnahme wurde mit dem FORS1-Instrument des Very Large Telescope der ESO aufgenommen. Der „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ (auf Deutsch „Brennweitenreduzierer und niedrigauflösender Spektrograph“) ist das vielseitigste Instrument des Very Large Telescope. Diese Kombination aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen wurde von den Universitätssternwarten in Heidelberg, Göttingen und München in Zusammenarbeit mit der ESO entwickelt und gebaut. FORS1 war eines der ersten Instrumente, welches am Very Large Telescope installiert wurde.

Die mit dem Instrument gewonnenen Rohdaten von NGC 371 wurden von dem Amateurastronomen Manuel Mejias im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO aus dem umfangreichen Datenarchiv der Europäischen Südsternwarte ausgewählt, der daraus das hier gezeigte Bild erstellte. Dieser Wettbewerb bot Amateurastronomen die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten. Mit seiner Version von NGC 371 belegte Manuel Mejias den sechsten Platz in dem Wettbewerb.

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Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010 – Die Gewinner

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: MPIfR.

Seit im Jahre 1609 die Menschheit damit begann, den Himmel durch Teleskope zu beobachten, hat sich auf dem Gebiet der astronomischen Observationen eine ganze Menge getan. Besonders hinsichtlich der Winkelauflösung und der Beobachtung in verschiedenen elektromagnetischen Wellenlängen (wie z.B. Infrarot- oder Röntgenlicht) waren die Fortschritte der letzten Jahre nahezu atemberaubend. Jüngstes Beispiel für die erstaunlichen technischen Fähigkeiten der modernen Astronomie bietet eine Arbeit des Max-Planck-Institutes für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn.

Mit Hilfe des Very Large Telescope Interferometer (VLTI) konnte erstmals die binäre Struktur von Theta 1 Orionis C, eines Sternenpaares, dass bislang immer als ein einzelner Stern angesehen wurde, nachgewiesen werden. Theta 1 Ori C ist der hellste Stern in dieser der Erde so nahe liegenden Kinderstube junger Sterne. Selbst die größten konventionellen Teleskope oder das Hubble Space Telescope (HST) waren nicht in der Lage, Theta sein Geheimnis zu entreißen.

Der junge Doppelstern befindet sich im sogenannten Trapez-Sternhaufen des etwa 1.400 Lichtjahre entfernten Nebels. Mittels der Infrarot-Interferometrie konnten jetzt zwei klar voneinander separierte junge, massereiche Sterne nachgewiesen werden. 2008 betrug ihr Abstand zueinander lediglich 20 Millibogensekunden (0,0000056°). Die beiden Sterne umlaufen einander in einer exzentrischen Bahn alle 11 Jahre. Ori C ist also ein Doppelsternsystem und kein Einzelstern. Bei der Entfernung des Nebels von der Erde entspricht dies einer Auflösung von zwei Millibogensekunden, etwa vergleichbar mit der Oberfläche eines PKW auf dem Mond. Oder mit anderen Worten: Ein optisches Teleskop hätte einen Spiegeldurchmesser von 200 Metern aufweisen müssen, um eine ähnliche Leistung zu erzielen. Zum Vergleich: Die größten optischen Einzelspiegel in Ganzbauweise liegen bei 10,40 Metern Durchmesser.

Quasi als Nebenprodukt konnte auch gleich die genaue Entfernung des Sternpaares mit 1.350 ly, sowie die Massen der beiden Einzelsterne mit 38 und 9 Sonnenmassen bestimmt werden.

Bei der Interferometrie werden die Strahlengänge mehrerer Teleskope zu einem einzigen virtuellen Teleskop zusammengeführt, so dass enorm hohe Winkelauflösungen realisierbar werden. Dabei macht man sich den physikalischen Effekt der Interferenz zu Nutze, wonach eine Überlagerung von zwei oder mehr Wellen nach dem Superpositionsprinzip (also durch Addition ihrer Amplituden) eintritt. Grundsätzlich treten Interferenzen bei allen Arten von Wellen auf, sie sind also nicht einem bestimmten elektromagnetischen Spektrum vorbehalten.

Zum Prüfstern wählte man Theta 1 Ori C wegen seiner relativen Erdnähe, die es einfacher macht, Einblick in die Bildungs- und Entstehungsprozesse der dortigen Sterne zu nehmen. Die intensive Strahlung des Sternpaares ionisiert den gesamten inneren Bereich des Nebels und regt ihn so zum Leuchten an. Gleichzeitig werden durch den immensen abgestrahlten Sternwind auch die sogenannten „Proplyds“, junge Sterne, die noch von Staubscheiben aus ihrer Entstehungswolke umgeben sind, und aus der sich später die Planeten des Systems bilden, beeinflusst. Die jetzt vorgestellten Beobachtungen sind daher ein wichtiger Baustein zum weiteren Verständnis der Modelle über die Entstehung massereicher Sterne.

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