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

Hauptsächlich aus Wasserstoffgas zusammengesetzte Emissionsnebel stellen für ambitionierte Astrofotografen ein immer wieder beliebtes Aufnahmemotiv dar. Da dieses Gas in einer charakteristischen roten Farbe extrem hell leuchtet erlaubt es den Fotografen die Anfertigung von ästhetischen Bildern, in denen sich zugleich die teilweise bizarr anmutenden Formen dieser kosmischen Strukturen besonders gut erkennen lassen.

Allerdings spielt der in solchen Nebeln konzentrierte ionisierter Wasserstoff auch eine bedeutende Rolle in der Astrophysik, denn er ist ein wichtiger Indikator für sogenannte Sternentstehungsgebiete. Sterne werden in kollabierenden Gaswolken ‚geboren‘ und können deshalb auch in erster Linie in derartigen Gaswolken beobachtet und untersucht werden. Dieser Umstand macht Emissionsnebel besonders für die Astronomen interessant, welche die Entstehung und die weitere Entwicklung von Sternen analysieren wollen.

Der Emissionsnebel Gum 19
Bei einer dieser Strukturen handelt es sich um den Emissionsnebel RWC 34, welcher allerdings eher unter der Bezeichnung Gum 19 bekannt ist. Letztere Bezeichnung geht auf den australischen Astronomen Colin Gum zurück, der im Jahr 1955 den von ihm erstellten Gum-Katalog veröffentlichte, in dem insgesamt 84 Emissionsnebel katalogisiert sind.

Der besagte Nebel Gum 19 befindet sich in einer Entfernung von etwa 22.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Bereich des Sternbildes „Segel des Schiffs“ (lat. Name „Vela“) und kann auch von Amateurastronomen bereits unter der Verwendung von mittleren Teleskopen erfolgreich abgebildet werden.

Deutlich bessere Resultate sind allerdings bei der Beobachtung mit professionellen Teleskopen zu erreichen. Eine solche Aufnahme wurde jetzt am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlicht. Das entsprechende Foto wurde mit dem Very Large Telescope (kurz „VLT“) am Paranal-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt und zeigt eine beeindruckende ‚rote Wolke‘ aus leuchtendem Wasserstoffgas hinter einer Ansammlung von blau leuchtenden Vordergrundsternen.

Innerhalb von Gum 19 befindet sich zudem eine Ansammlung von mehreren heißen und noch verhältnismäßig jungen Sternen im hellsten Bereich dieses Gasnebels. Bei einem der dort befindlichen Sterne handelt es sich um den zu der Klasse der Blauen Überriesen zählenden variablen Stern „V391 Velorum“, welcher über eine Oberflächentemperatur von bis zu 30.000 Grad Celsius verfügt.

Diese Sterne haben einen entscheidenden Einfluss auf den Nebel. Interstellares Gas, welches in der unmittelbaren Umgebung dieser Sterne einer starken ultravioletten Strahlung ausgesetzt ist, wird dort schlagartig erhitzt. Dieser Prozess hat zur Folge, dass dieses jetzt ionisierte Gas expandiert und dadurch bedingt auch das weiter außen liegende, allerdings deutlich kühlere Gas erreicht.

Sobald der erhitzte Wasserstoff den Rand der äußeren Gaswolke erreicht, wird dieser nochmals beschleunigt und schießt förmlich – wie der Inhalt einer entkorkten Sektflasche – noch weiter nach außen. Deshalb wird dieser Vorgang auch als „Champagner-Fluss“ bezeichnet. Allerdings hat die Sternentstehungsregion Gum 19 mehr zu bieten als nur ein paar prickelnde „Sektblasen“, denn es scheint dort mehrere Episoden der Sternentstehung innerhalb dieser Wolke gegeben zu haben.

Die Sicht auf die inneren Abläufe dieser „stellaren Kinderstube“, welche allerdings tief in diese Wolken eingebettet ist, wird durch gewaltige Mengen an interstellaren Staub innerhalb des Nebels versperrt. Charakteristisch für Gum 19 ist die extrem hohe Extinktion dieser Struktur, was bedeutet, dass fast das gesamte von dieser Region ausgehende Licht absorbiert wird, bevor es letztendlich die Erde erreicht. Obwohl sich die Konzentration der dort eingeschlossenen Sterne somit einem direkten Blick verweigert, können Astronomen mithilfe von Infrarotteleskopen durch den Staub hindurch blicken und diese Strukturen dabei näher untersuchen.

Ein solcher „Blick hinter das rote Leuchten“ enthüllt eine Vielzahl von jungen Sternen in dieser Region, welche jeweils nur über einen Bruchteil der Masse der Sonne verfügen. Diese Objekte scheinen sich hauptsächlich um mehrere ältere und zugleich massereichere Sterne zu konzentrieren, welche sich im Zentrum von Gum 19 angesammelt haben. In den Außenbereichen des Nebels sind dagegen nur wenige junge Sterne erkennbar. Aufgrund dieser ungewöhnlichen Verteilung vertreten die professionellen Astronomen die Meinung, dass es innerhalb der Materiewolke mehrere Phasen der Sternentstehung gegeben haben muss. Zuerst bildeten sich dort demzufolge drei größere Sterne, was wiederum die Bildung mehrerer weniger massereicherer Sterne in der Umgebung zur Folge hatte.

Das „Cosmic Gems“-Programm der ESO
Diese hier gezeigte und bereits am vergangenen Mittwoch von der ESO veröffentlichte Aufnahme des Emissionsnebels Gum 19 wurde mit dem FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph (kurz „FORS“) des VLT im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms (übersetzt „kosmische Edelsteine“) der ESO erstellt.

Das Programm nutzt dabei hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Arbeit genügen, um Aufnahmen von interessanten und zugleich faszinierenden Himmelsobjekten anzufertigen, welche anschließend in erster Linie für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit genutzt werden. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO frei zugänglich.

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

Eine am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den Emissionsnebel Gum 15. Dieser unter Amateurastronomen eher unbekannte Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 3.000 Lichtjahren zu unseren Sonnensystem im Bereich des Sternbildes Vela (zu deutsch „Segel des Schiffs“) und gilt als ein Paradebeispiel für eine Sternentstehungsregion. Benannt wurde der Nebel von dem australischen Astronomen Colin Gum, der im Jahr 1955 den von ihm erstellten Gum-Katalog veröffentlichte, in dem insgesamt 84 Emissionsnebel katalogisiert sind.

Wasserstoff und Sternentstehungsregionen
Das chemische Element Wasserstoff (Symbol „H“ im Periodensystem der Elemente) ist das häufigste im Kosmos vorkommende Element und kann von Astronomen praktisch bei jeder Untersuchung des Universums nachgewiesen werden. Sternentstehungsregionen – die so genannten H-II-Regionen (ausgesprochen „Ha zwei“) – zeichnen sich dadurch aus, dass sich dort erhebliche Mengen an ionisiertem Wasserstoff befinden. Hierbei handelt es sich um Wasserstoffatome, deren Elektronen durch eine Wechselwirkung mit hochenergetischen ultravioletten Photonen entfernt wurden. Sobald die zuvor ionisierten Wasserstoffkerne diese Elektronen wieder ‚einfangen‘, emittieren sie in verschiedenen charakteristischen Wellenlängenbereichen Licht. Eine dieser Wellenlängen verleiht Emissionsnebeln wie dem hier gezeigten Gum 15 ihr rötliches Leuchten – ein Leuchten, welches in der Astronomie als H-alpha-Linie bekannt ist.

In den meisten H-II-Regionen stammen die den Wasserstoff ionisierenden Photonen von noch relativ jungen und zugleich sehr massereichen und heißen Sternen, welche sich innerhalb dieser Regionen befinden. Dies ist auch bei Gum 15 der Fall. Einer der hierfür verantwortlichen Sterne – er trägt die Katalogbezeichnung HD 74804 – ist etwas außerhalb der Bildmitte zu erkennen. Bei diesem Stern handelt es sich um das hellste Mitglied eines Sternhaufens, welcher auch als „Collinder 197“ bezeichnet wird.

In einer H-II-Region können über einen Zeitraum von mehreren Millionen Jahren hinweg bis zu mehrere Tausend Sterne entstehen. Diese Sterne regen den sie umgebenden Wasserstoff zum Leuchten an und verändern durch ihre Strahlungsabgabe zugleich die äußere Form der interstellaren Gaswolke. Diese Sterne sind zugleich auch für die schrittweise ‚Zerstörung‘ dieser Wolken verantwortlich. Sobald die neu entstandenen Sterne ihr ‚Kindesalter‘ hinter sich gelassen haben, strömen starke Teilchenströme – so genannte Sternwinde – von diesen massereichen und heißen Sternen in das Innere der Wolke, verformen diese zunächst und zerstreuen dabei im Laufe der Zeit den Wasserstoff.

Letztendlich wird sich eine H-II-Region im Rahmen dieser Prozesse komplett auflösen. Danach zeugt zunächst nur noch das Vorhandensein eines offenen Sternhaufens davon, dass in dieser Region des Universums einstmals eine intensive Sternentstehung erfolgte. Im Laufe der Jahrmillionen driften dann auch all diese ursprünglich zur selben Zeit und in der gleichen Region entstandenen Sterne langsam auseinander, bis sie nicht mehr als einstmals zusammenhängender Sternhaufen erkennbar sind.

Kosmische Edelsteine
Die klumpige und unregelmäßige Form von Gum 15, welche die Schönheit dieses Nebels auf dieser Aufnahme noch zusätzlich verstärkt, ist somit nicht ungewöhnlich für eine H-II-Region und wird letzendlich durch die umgebenden Sterne hervorgerufen. H-II-Regionen verfügen über vielfältige Formen, da die Verteilung der Sterne und des Gases in ihrem Inneren extrem unregelmäßig ausfällt. Die durch Staubpartikel erzeugten gabelförmigen dunklen Bereiche in dieser Aufnahme und einige schwache blaue Reflektionsstrukturen, welche diese teilweise kreuzen, tragen weiter zur interessanten Form von Gum 15 bei.

Die am vergangenen Mittwoch von der ESO veröffentlichte Aufnahme von Gum 15 wurde mit dem Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop, welches sich am La Silla-Observatorium in den nordchilenischen Anden befindet, im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms erstellt. Bei dem „Cosmic Gems“-Programm (übersetzt „kosmische Edelsteine“) handelt es sich um eine Initiative der ESO zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen, welche anschließend in erster Linie für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit genutzt werden.

Das Programm nutzt dabei in erster Linie Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtung genügen, um Aufnahmen von interessanten und zugleich faszinierenden Himmelsobjekten anzufertigen, welche einfach nur schön anzusehen sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich. Auch professionelle Astronomen können diese Aufnahmen dann für ihre Zwecke nutzen.

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

Im Bereich des Sternbildes Zentaur (lateinischer Name „Centaurus“) befinden sich diverse hauptsächlich aus Konzentrationen von Wasserstoff bestehende Emissions- und Reflexionsnebel. Im Inneren dieser Sternentstehungsgebiete befinden sich relativ junge und entsprechend ‚heiße‘ Sterne, welche eine energiereiche Strahlung abgeben, die den in der Umgebung gelegenen Wasserstoff in einem charakteristischen roten Farbton zum Leuchten bringen.

Bei einer dieser Regionen handelt es sich um eine Wasserstoffwolke, welche die Bezeichnung „Gum 41“ trägt und die einen Teilbereich eines größeren Nebels – des „Lambda Centauri-Nebels“ (im englischen Sprachgebrauch „Running Chicken Nebula“) – darstellt. Dieser Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem.

Entdeckt wurde Gum 41 von dem australischen Astronomen Colin Gum auf einer Fotografie, welche am Mount Stromlo-Observatorium in der Nähe von Canberra/Australien aufgenommen wurde. Der Astronom fügte dieses Objekt zu seinem im Jahr 1955 publizierten Gum-Katalog hinzu, in dem insgesamt 84 Emissionsnebel katalogisiert sind.

In Inneren von Gum 41 befinden sich gleich mehrere relativ junge und zugleich massereiche Sterne, deren Strahlung für das charakteristische rötliche Leuchten des Gases in der Umgebung verantwortlich ist.

Bei der am heutigen Tag von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichten Aufnahme von Gum 41 handelt es sich wahrscheinlich um eine der besten Abbildungen, welche bisher von diesem nur schwer zu erfassenden Objekt angefertigt wurden. Das Bild wurde aus Daten erstellt, welche mit dem Wide Field Imager des MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in den chilenischen Anden erfasst wurden. Es handelt sich dabei um eine Kombination von mehreren Aufnahmen, welche unter der Verwendung von Blau-, Rot- und Grünfiltern aufgenommen wurden. Zusätzliche Aufnahmen wurden mit einem Filter angefertigt, der für das rötliche Leuchten des Wasserstoffgases optimiert ist.

In der so erstellten Aufnahme von Gum 41 erscheinen die Wasserstoffwolken relativ dicht und hell. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Trugschluss. Würde ein hypothetischer Astronaut durch diesen Nebel fliegen, so ist es wahrscheinlich, dass dieser Raumfahrer den Nebel gar nicht wahrnehmen würde, denn – selbst aus der Nähe betrachtet – wäre diese Konzentration von Wasserstoff immer noch zu „dünn“ und lichtschwach, um vom menschlichen Auge wahrgenommen zu werden.

Dies erklärt auch, warum Gum 41 erst in der Mitte des zwanzigsten Jahrhunderts entdeckt wurde. Das rote Leuchten des Nebels ist im visuellen Bereich nur sehr schlecht sichtbar und kann erst durch den Einsatz spezieller Beobachtungstechniken hervorgehoben werden.

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Der Beitrag Gum 41 – Eine rötlich leuchtende Wolke im Weltraum erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Etwa 450 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindet sich die im Sternbild Stier (lateinischer Name „Taurus“) gelegene Taurus-Molekülwolke. Eine am 15. Februar 2012 von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt zwei Bereiche einer langgezogenen, filamentartigen Struktur im Inneren dieser Molekülwolke, welche von den Astronomen auch als „Barnard 211“ und „Barnard 213“ bezeichnet werden. Der Namensgeber dieser beiden Objekte war der US-amerikanische Astronom Edward Emerson Barnard, welcher Anfang des 20. Jahrhunderts einen Katalog der in unserer Galaxie befindlichen Dunkelwolken erstellte.

Als Dunkelwolken oder Dunkelnebel bezeichnen Astronomen ausgedehnte Wolken interstellarer Materie. Die winzigen Partikel, aus denen sich solche Materiewolken zusammensetzen, absorbieren sichtbares Licht und versperren dem irdischen Beobachter so den Blick auf die hinter den Wolken gelegenen Sterne und Galaxien. Dies hat zur Folge, dass die betreffenden Himmelsregionen im sichtbaren Licht als dunkle Gebiete erscheinen, welche weitestgehend frei von Sternen sind. Barnard konnte die Natur dieser dunklen Regionen am Nachthimmel zusammen mit dem deutschen Astronomen Maximilian Wolf entschlüsseln.

Die Taurus-Molekülwolke präsentiert sich im sichtbaren Licht als eine besonders dunkle Region, da in ihrer näheren Umgebung keine massereichen Sterne existieren. Wäre dies der Fall, so würden diese Sterne den Nebel zum Leuchten anregen, wie dies zum Beispiel bei dem im Sternbild Orion gelegenen Emissionsnebel M 42 – besser bekannt unter der Bezeichnung Orionnebel – der Fall ist.

Solche Wolken aus Gas und Staub stellen allerdings nicht nur ein Hindernis für die Beobachtung der dahinter liegenden astronomischen Objekte dar. Vielmehr handelt es sich bei ihnen auch um die Geburtsstätten neuer Sterne. Sobald die Molekülwolken unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren, teilen sie sich in verschiedene kleinere Fragmente auf. In diesen Fragmenten kann sich die Materie anschließend immer weiter konzentrieren, bis das darin enthaltene Wasserstoffgas schließlich so weit komprimiert und aufgeheizt wird, dass die Fusion von Wasserstoff zu Helium, das sogenannte Wasserstoffbrennen, einsetzt und ein neuer Stern entsteht. Mit einer Entfernung von rund 450 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem handelt es sich bei der Taurus-Molekülwolke um eines der nächstgelegenen Sternentstehungsgebiete in unserer kosmischen Nachbarschaft.

Ein neu entstandener Stern ist allerdings zunächst noch von einem dichten Kokon aus Staub und Gas umgeben, welcher eine Beobachtung im Wellenlängenbereich des sichtbaren Lichts unmöglich macht. Für die Beobachtung der im Inneren der Dunkelwolken ablaufenden Prozesse müssen Astronomen deshalb auf den Bereich der Millimeter- und Submillimeter-Wellenlängen ausweichen. Eines der Instrumente, welches dazu eingesetzt werden kann, ist die LABOCA-Kamera am Atacama Pathfinder Experiment (APEX), das sich auf dem 5.000 Meter über dem Meeresspiegel gelegenen Chajnantor-Plateau in den chilenischen Anden befindet.

Der obere rechte Bereich des hier gezeigten gewundenen Filaments wird als Barnard 211 bezeichnet. Bei dem untere linken Bereich handelt es sich um Barnard 213. Die gesamte Struktur verfügt über eine Ausdehnung von mehr als 10 Lichtjahren. Die Beobachtungsdaten der LABOCA-Kamera, welche die Wärmestrahlung der in der Wolke enthaltenen Staubpartikel wiedergeben, sind in diesem Bild in Orangetönen dargestellt und einer im sichtbaren Licht angefertigten Aufnahme überlagert, die den Sternenreichtum der gesamten Himmelsregion vermittelt.

Bei dem hellen Stern in der linken Bildhälfte handelt es sich um Phi Tauri, welcher über eine scheinbare Helligkeit von 4,97 mag verfügt. Links davon befindet sich – direkt am Bildrand nur zur Hälfte erkennbar – der Stern HD 27482. Beide Sterne liegen näher an der Erde als das Filament und stehen in keiner Verbindung zu der Dunkelwolke.

Die bisherigen Beobachtungen der Struktur haben gezeigt, dass sich Barnard 213 bereits in einzelne Fragmente geteilt und dabei dichte Kerne ausgebildet hat. Die drei hell leuchtenden Staubkonzentrationen sind ein Hinweis darauf, dass sich im Inneren der Kerne sogar bereits erste Sterne gebildet haben.

Barnard 211 dagegen befindet sich noch in einem früheren Entwicklungsstadium, bei dem erst noch der Kollaps und die anschließende Unterteilung in einzelne Fragmente erfolgen muss. Aber auch hier werden in Zukunft neue Sterne entstehen. Die Beobachtung dieser Himmelsregion eignet sich somit hervorragend, um weitere Erkenntnisse darüber zu erlangen, welche Rolle Dunkelwolken bei der Entstehung einer neuen Sternengeneration spielen.

Die hier kurz vorgestellten Beobachtungen wurden von einem Astronomenteam unter der Leitung von Alvaro Hacar vom Observatorio Astronómico Nacional-IGN durchgeführt. Bei dem 12 Meter durchmessenden APEX-Teleskop handelt es sich nicht nur um ein eigenständiges Beobachtungsinstrument, sondern vielmehr auch um einen technologischen Wegbereiter für das ALMA-Teleskop der Europäischen Südsternwarte, so die Abkürzung für das „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“. ALMA ist ein neuartiges Verbundteleskop, welches die ESO gegenwärtig in Zusammenarbeit mit verschiedenen internationalen Partnern auf dem Chajnantor-Plateau errichtet und betreibt.

Das APEX basiert auf dem Prototypen einer Antenne für das ALMA-Projekt, welches nach seiner Fertigstellung aus 54 solcher Antennen mit 12 Metern Durchmesser und zusätzlichen 12 Antennen mit 7 Metern Durchmesser bestehen wird. ALMA wird über ein ungleich höheres Auflösungsvermögen als das APEX verfügen. Allerdings wird dafür auch das Gesichtsfeld von ALMA deutlich kleiner ausfallen. Die beiden Teleskope werden sich daher nahezu perfekt ergänzen. APEX, so die Erwartung der Astronomen, wird viele interessante Beobachtungsziele entdecken, welche anschließend durch ALMA im Detail untersucht werden können.

Das APEX-Teleskop ist ein Gemeinschaftsprojekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), des Weltraumobservatoriums Onsala (Onsala Space Observatory OSO) und der ESO, welche auch für den Betrieb des Teleskops verantwortlich ist. ALMA dagegen ist eine internationale Einrichtung, welche von verschiedenen Instituten aus Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb des Observatoriums ist die ESO zuständig für den europäischen Beitrag, das National Astronomical Observatory of Japan für den Beitrag Ostasiens und das National Radio Astronomy Observatory der USA für den nordamerikanischen Beitrag. Das Joint ALMA Observatory ist für die übergreifende Projektleitung – für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb – von ALMA zuständig.

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

Bei dem Carinanebel, auch bekannt unter der Bezeichnung Eta-Carinae-Nebel, handelt es sich um einen sogenannten Emissionsnebel, welcher sich in einer Entfernung von etwa 7.500 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Schiffskiel (lateinischer Name „Carina“) befindet und über eine Ausdehnung von etwa 150 Lichtjahren verfügt. Aufgrund der Vielzahl der dort befindlichen massereichen Sterne zählt der Carinanebel zu den hellsten Nebeln, welche am Nachthimmel zu beobachten sind. Seine scheinbare Helligkeit beträgt +3,00 Magnitude, der scheinbare Durchmesser liegt bei 120 Bogenminuten. Der Nebel ist somit eine der ausgedehntesten H-II-Regionen in unserer Galaxie. Bei diesen Regionen handelt es sich um „Geburtsstätten“ neuer Sterne.

Innerhalb des Carinanebels befinden sich einige der hellsten und massereichsten Sterne, welche den Astronomen bekannt sind. Einer von ihnen ist Eta Carinae – ein veränderlicher und hoch instabiler Stern, welcher über die 100- bis 120-fache Masse unserer Sonne verfügt. Auffällig ist er besonders aufgrund seiner Ausbrüche und der daraus resultierenden, teilweise gewaltigen Helligkeitsveränderungen. Im Jahr 1843 erreichte er bei einem dieser Ausbrüche eine Helligkeit von -0,8 mag, was ihn nach dem Stern Sirius , dem „Hundsstern“ im Sternbild Canis Major (zu deutsch „Großer Hund“), für einige Zeit zum zweithellsten Stern am nächtlichen Firmament werden ließ.

Die hohe Fusionsrate im Inneren von Eta Carinae hat zur Folge, dass der dort zur Verfügung stehende Kernbrennstoff in verhältnismäßig kurzer Zeit, nämlich innerhalb von wenigen Millionen Jahren, verbraucht sein wird. Sobald dies geschieht wird der Stern seine Existenz in Form einer Supernova beenden.

Der Carinanebel präsentiert sich dem irdischen Beobachter bereits im sichtbaren Licht als ein wahrlich spektakulärer Anblick, aber viele seiner Geheimnisse bleiben in diesem Wellenlängenbereich hinter den dichten Staubwolken verborgen, welche den Nebel durchziehen und umgeben. Um diesen verhüllenden Staubschleier zu durchdringen hat sich ein von dem Astronomen Prof. Dr. Thomas Preibisch von der Universitätssternwarte der Ludwig-Maximilians-Universität in München geleitetes Beobachtungsteam die Leistungsfähigkeit des Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) und der daran montierten Infrarotkamera HAWK-I zu Nutze gemacht.

In staubreichen Himmelsregionen wird das von dort ausgehende kurzwellige blaue Licht stärker absorbiert und gestreut als das langwelligere rote. Der gleiche Effekt verursacht auf der Erde das Farbenspiel der leuchtend roten Auf- und Untergänge der Sonne, welche speziell dann zu beobachten sind, sobald sich viel Staub in der irdischen Atmosphäre befindet. In besonders staubreichen Regionen am nächtlichen Himmel ist dieser Absorptionseffekt so stark ausgeprägt, dass von den dortigen Objekten keinerlei sichtbares Licht die Erde erreicht. Astronomen umgehen dieses Problem, indem sie ihre Beobachtungen im infraroten Wellenlängenbereich durchführen, wobei dann spezielle Infrarotkameras eingesetzt werden.

Bei dem „High Acuity Widefield K-band Imager“, so die vollständige Bezeichnung für die Kamera HAWK-I, handelt es sich um ein Instrument, welches den unter Astronomen existierenden Bedarf nach Bildern mit einem verhältnismäßig großem Gesichtsfeld bei einer gleichzeitigen hohen räumlichen Auflösung im Nahinfrarotbereich von 0,85 bis 2,5 Mikrometern abdeckt. HAWK-I wurde am 1. August 2007 in Betrieb genommen und liefert seit 2008 wissenschaftliche Daten.

Das heute von der ESO veröffentlichte Bild entstand durch eine Kombination mehrerer Hundert Einzelaufnahmen. Das von den Wissenschaftlern präsentierte Endergebnis ist das detaillierteste Infrarotmosaik des Carinanebels, welches jemals erstellt wurde, und mit Sicherheit eine der spektakulärsten Aufnahmen, die je mit dem VLT angefertigt wurden.

Auf dem Bild sind nicht nur die massereichen und entsprechend leuchtkräftigen, hellen Sterne zu erkennen, sondern auch Hunderttausende schwächerer Sterne, welche auf vorherigen Aufnahmen dieser Region des Himmels unsichtbar geblieben waren. Somit erfüllt die Aufnahme neben den ästhetischen Gesichtspunkten auch die eigentliche wissenschaftliche Zielsetzung, denn eines der Hauptziele der Astronomen war die Suche nach Sternen in dieser Region, welche wesentlich masseärmer und somit auch lichtschwächer als die Sonne in unserem Sonnensystem sind.

Die Aufnahme verfügt zudem auch über eine genügend große Auflösung, um darauf unter anderem auch junge Braune Zwerge nachweisen zu können. Bei den Braunen Zwergen handelt es sich um eine spezielle Klasse von astronomischen Objekten. Sie verfügen über zu wenig Masse, als dass in ihrem Inneren ein Wasserstoffbrennen einsetzen könnte. Es handelt sich also nicht um „echte Sterne“. Andererseits verfügen sie mit einer Masse von mindestens 13 Jupitermassen wiederum über zu viel Materie, als dass sie als Planeten charakterisiert werden können.

Der bereits anfangs erwähnte Stern Eta Carinae ist auf der Aufnahme in der linken unteren Bildecke zu erkennen. Er ist von Gaswolken umgeben, welche von der starken von dem Stern ausgehenden UV-Strahlung zum Leuchten angeregt werden. Über das gesamte Bild verteilt sind zudem zahlreiche kompakt ausfallende Konzentrationen verschiedener dunkler Materialien zu sehen, welche auch im nahen infraroten Wellenbereich des Lichts undurchsichtig bleiben. In Inneren dieser auch als Globulen bezeichneten „Staubkokons“ bilden sich neue Sterne.

Während der letzten paar Millionen Jahre sind in der Region des Carinanebels unzählige neue Sterne entstanden, welche sich dabei sowohl als Einzelsterne als auch in Form von Sternhaufen gebildet haben. Der helle Sternhaufen nahe der Bildmitte, welcher ebenfalls bereits im sichtbaren Licht gut zu erkennen ist, trägt die Bezeichnung Trumpler 14. Im infraroten Lichtbereich werden allerdings auch dort noch viele weitere Sterne sichtbar.

In der linken Bildhälfte erkennt man außerdem eine kleine Ansammlung gelblich erscheinender Sterne. Diese Sternenformation konnte auf den neuen VLT-Daten erstmalig ausgemacht werden, da diese Sterne im sichtbaren Licht nicht beobachtbar sind. Sie stellen somit ein weiteres hervorragendes Beispiel für all die vielen neuen Objekte dar, welche diese eindrucksvolle Panorama des Carinanebels erstmalig enthüllen konnte.

Verschiedene höhere Auflösungen (bis zu 218 MB) des heute veröffentlichten Bildes finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der Europäischen Südsternwarte.

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Fachartikel:

• Deep wide-field near-infrared survey of the Canina Nebula (engl.)

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

Bei dem Carinanebel, auch bekannt unter der Bezeichnung Eta-Carinae-Nebel, handelt es sich um einen sogenannten Emissionsnebel, welcher sich in einer Entfernung von etwa 7.500 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Schiffskiel (lateinischer Name „Carina“) befindet und über eine Ausdehnung von etwa 150 Lichtjahren verfügt. Aufgrund der Vielzahl der dort befindlichen massereichen Sterne zählt der Carinanebel zu den hellsten Nebeln am Nachthimmel. Seine scheinbare Helligkeit beträgt +3,00 Magnitude und der scheinbare Durchmesser liegt bei 120 Bogenminuten. Der Nebel ist somit eine der ausgedehntesten HII-Regionen in unserer Galaxie. Bei diesen Regionen handelt es sich um Geburtsstätten für neu entstehende Sterne.

Ein Team unter der Leitung des Astronomen Thomas Preibisch von der Universitätssternwarte der Ludwig-Maximilians-Universität in München hat jetzt die Himmelsregion um den Carinanebel mit der LABOCA-Kamera am Submillimeter-Teleskop APEX (Atacama Pathfinder Experiment) auf dem Chajnantor-Plateau in den chilenischen Anden beobachtet. Bei der Beobachtung im Submillimeterwellenlängenbereich fangen Teleskope hauptsächlich die von Staubkörner ausgesandte Wärmestrahlung auf. Die dabei entstandenen Aufnahmen, welche das Glimmen von Staub- und Gaswolken zeigen – letztere setzen sich überwiegend aus molekularem Wasserstoff zusammen – dokumentieren Materiekonzentrationen, aus denen sich Sterne bilden.

Der Staub ist mit einer Temperatur von lediglich rund -250°C sehr kalt, so dass das schwache Leuchten der Wolken nur bei Submillimeterwellenlängen registriert werden kann, welche wesentlich länger ausfallen als die Wellenlängen von sichtbarem Licht. Somit stellt die Submillimeterstrahlung einen Schlüssel zur Klärung der Fragen dar, wie Sterne entstehen und wie diese mit den Wolken interagieren, aus denen sie sich einstmals gebildet haben.

Das hier gezeigte Bild beinhaltet die Beobachtungsdaten des APEX/LABOCA-Instruments und wurde mit einer Aufnahme des Carinanebels im sichtbaren Licht kombiniert, welche mit dem Curtis-Schmidt-Teleskop am Cerro Tololo Interamerican Observatory aufgenommen wurde. Diese kombinierte Großfeldansicht dokumentiert eindrucksvoll die verschiedenen Bereiche der Sternentstehungsgebiete innerhalb des Carinanebels. Dieser beinhaltet Sterne mit insgesamt über 25.000 Sonnenmassen. Weitere rund 140.000 Sonnenmassen liegen in Form von Gas und Staub vor.

Allerdings konzentriert sich nur ein Bruchteil des im Carinanebel enthaltenen Gases in Wolken, welche dicht genug ausfallen, um in absehbarer Zukunft – in astronomischen Maßstäben betrachtet sind damit die nächsten Millionen Jahre gemeint – zu kollabieren, so dass sich im Rahmen dieses Prozesses weitere Sterne bilden können. Auf noch längeren Zeitskalen könnten die bereits vorhandenen massereichen Sterne allerdings auf die Wolken in ihrer Umgebung einwirken und die Sternentstehungsprozesse beschleunigen.

Die im Carinanebel befindlichen massereichen Sterne existieren nur für wenige Millionen Jahre. Im Vergleich mit unserer Sonne, welche über eine „Lebenserwartung“ von etwa 10 Milliarden Jahren verfügt, ist dies eine vergleichsweise kurze Lebensdauer. Trotzdem sind solche Sterngiganten in der Lage, ihre Umgebung in diesem Zeitraum maßgeblich zu beeinflussen. Von solchen jungen, heißen Sternen gehen starke Sternwinde und eine intensive UV-Strahlung aus, welche die Form der Wolken in ihrer Umgebung und deren Dichte nachhaltig verändern. Dabei bilden sich eventuell sogar Verdichtungen innerhalb der Materiewolken, welche anschließend als Keimzellen für die Entstehung weiterer Sterngenerationen dienen können.

Am Ende ihres kurzen Lebens werden diese massereichen Sterne allerdings hochgradig instabil. Zuerst erfolgen immer wieder gigantische Materieauswürfe, dann beenden die Sterne ihr Dasein in Form einer Supernova-Explosion. Das Paradebeispiel für einen solchen instabilen Stern ist der veränderliche Stern Eta Carinae, welcher sich ebenfalls im Carinanebel befindet. Er verfügt über mehr als 100 Sonnenmassen und gehört zu den leuchtkräftigsten bekannten Sternen überhaupt. Laut den Prognosen der Astronomen wird er voraussichtlich innerhalb der kommenden Million Jahre als Supernova explodieren.

Diese gigantischen Sternexplosionen reißen zunächst durch die dabei auftretenden Schockwellen Löcher in die Wolken aus molekularem Gas in ihrer unmittelbaren Umgebung. Zugleich erfolgt eine Komprimierung des Gases. Dieser Prozess ist letztendlich der Startschuss für die Entstehung einer neuen Sterngeneration. Im Rahmen der Supernovaexplosionen bilden sich zudem kurzlebige radioaktive Isotope schwerer Elemente, welche sich mit den kollabierenden Materiewolken vermengen. Auf ähnliche Art und Weise dürfte auch radioaktives Material in die Wolke gelangt sein, aus der sich einst unsere Sonne und anschließend die Planeten unseres Sonnensystems gebildet haben. Somit ermöglicht uns die Untersuchung des Carinanebels zusätzliche Einblicke in die Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems. Fast nirgends sonst lässt sich das Zusammenspiel zwischen jungen Sternen und den Staubwolken, aus denen sie sich gebildet haben, so gut untersuchen, wie in dieser Region.

Bei dem 12 Meter durchmessenden APEX-Teleskop handelt es sich nicht nur um ein eigenständiges Beobachtungsinstrument, sondern vielmehr auch um einen technologischen Wegbereiter für das ALMA-Teleskop der Europäische Südsternwarte ESO, so die Abkürzung für das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. ALMA ist ein neuartiges Verbundteleskop, welches die ESO in Zusammenarbeit mit verschiedenen internationalen Partnern ebenfalls auf dem Chajnantor-Plateau errichtet und betreibt.

Das APEX basiert auf dem Prototypen einer Antenne für das ALMA-Projekt, während ALMA nach seiner Fertigstellung aus 54 solcher Antennen mit 12 Metern Durchmesser und zusätzlichen 12 Antennen mit 7 Metern Durchmesser bestehen wird. ALMA wird über ein ungleich höheres Auflösungsvermögen als das APEX verfügen. Allerdings wird dafür das Gesichtsfeld von ALMA deutlich kleiner ausfallen. Die beiden Teleskope ergänzen sich daher nahezu perfekt. APEX, so die Erwartung der Astronomen, wird viele interessante Beobachtungsziele entdecken, welche ALMA anschließend detailliert untersuchen kann.

Das APEX-Teleskop ist ein Gemeinschaftsprojekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), des Weltraumobservatoriums Onsala (Onsala Space Observatory OSO) und der ESO, die auch für den Betrieb des Teleskops verantwortlich ist. ALMA dagegen ist eine internationale Einrichtung, welche von verschiedenen Instituten aus Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb des Observatoriums ist die ESO zuständig für den europäischen Beitrag, das National Astronomical Observatory of Japan für den Beitrag Ostasiens und das National Radio Astronomy Observatory der USA für den nordamerikanischen Beitrag. Das Joint ALMA Observatory ist für die übergreifende Projektleitung – für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb – von ALMA zuständig.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ESO.

Das Very Large Telescope Survey Telescope (VLT Survey Telescope oder kurz VST) steht auf dem Paranal in Chile in unmittelbarer Nachbarschaft der 4 Einzelteleskope des Very Lage Telescope und wurde speziell für Durchmusterungsprojekte entwickelt und gebaut. Es arbeitet mit einem 2,65 m durchmessenden Haupt- und einem knapp 1 Meter großen Sekundärspiegel und verfügt über ein etwa 1 Grad breites Gesichtsfeld sowie aktive Mechanismen zum Ausgleichen von Luftbewegungen. Dadurch gelingen besonders scharfe digitale Weitfeldaufnahmen, die auf 32 Sensoren mit insgesamt 268 Millionen Pixeln entstehen. Weitere Sensoren sind für Guiding und Korrekturen in die OmegaCAM eingebaut.

Das VST ist ein Gemeinschaftsprojekt der Europäischen Südsternwarte ESO mit dem italienischen INAF. Ziel des Projektes ist es, im Verlaufe verschiedener Durchmusterungsprojekte Sterne, Transneptunobjekte, Galaxien, Galaxiencluster und Quasare abzulichten und aus ihrer genauen Anordnung Rückschlüsse auf die Entwicklung des Universums schließen zu können. Dazu sind zunächst drei „Surveys“ geplant. Im Rahmen von KIDS und ATLAS werden Bereiche untersucht, die außerhalb unserer Galaxie liegen. Hier erhofft man sich die Entdeckung neuer Galaxiencluster und Quasare. VPHAS+ hingegen hat einen Zentralbereich der Milchstraße als Ziel. Dabei sollen rund 500 Millionen Einzelobjekte mit hoher Präzision erfasst werden.

Die erwartete Rohdatenmange liegt bei 30 Terabyte pro Jahr, weswegen die Auswertung langwierig wird und auch die interessierte Öffentlichkeit daran beteiligt werden soll. Das von der Elektronik erfasste Licht liegt im Wellenlängenbereich von 300 bis 1.000 Nanometer, also im sichtbaren Licht und im nahen Infrarot. Gerade dieser Bereich scheint für die Öffentlichkeit besonders interessant, hat die Technik doch auch ambitionierten Amateurastronomen neue Werkzeuge bereitgestellt, um hier erfolgreich tätig werden zu können. Das VST bringt diese Fortschritte nun in den professionellen Bereich.

Die erste veröffentlichte Aufnahme zeigt den Omeganebel im Sternbild Schütze. Dabei handelt es sich um einen Emissionsnebel, der etwa 5.500 Lichtjahre von uns entfernt und Sternentstehungsgebiet ist. Die jungen Sterne in seinem Inneren regen die Gasatome der umgebenden Wolke zu einem rötlichen Leuchten an. Bereits mit einfachen Mitteln (Fernglas oder kleines Teleskop) kann Messier 17 am Himmel als nebulöse Formation beobachtet werden. Farben werden dabei aber erst bei minutenlanger Belichtung sichtbar. Unser Auge hingegen hat nur eine Belichtungszeit von einer Fünfzehntelsekunde.

Ein weiteres Durchmusterungsteleskop VISTA, das allerdings mehr für den Infrarotbereich gedacht ist, hatte Ende 2009 seine Arbeit aufgenommen. Hier wird das Licht von einem 4,1 Meter durchmessenden Hauptspiegel gesammelt und auf einen 67-Megapixel-Sensor geleitet.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: ESO.

Der größte Emissionsnebel am Himmel, der Tarantel-Nebel (auch bekannt als NGC 2070 oder 30 Dodarus) befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke, einer der Begleitgalaxien unseres Milchstraßensystems. Am Himmel der Südhalbkugel beobachtet hat der Nebel eine Entfernung von etwa 170.000 Lichtjahren von uns. Er hat einen Durchmesser von mehr als 1000 Lichtjahren. Er erhielt seinen Namen aufgrund seiner ungewöhnlichen Form.
Der Tarantel-Nebel besitzt einen zentralen Bereich mit heißen stark leuchtenden jungen Sternen, dass die kräftigen Lichtemissionen der Wasser- und Sauerstoffwolken um sie begünstigen.

Dies macht ihn zu einem einfachen und eindrucksvollen Beobachtungsobjekt, sogar mit bloßem Auge. Er ist für die Großteleskope der Europäischen Südsternwarte (ESO) auf den Bergen La Silla und Paranal in Chile sehr gut beobachtbar und war bereits das Zielobjekt für unzählige Forschungsprogramme mit vielen verschiedenen Teleskopen.

Die neusten Bilder des Tarantel-Nebels wurden mit dem Wide-Field Imager des MPG/ESO 2.2-m Teleskops des La Silla-Observatoriums geschossen. Die Kamera hat mehrere eindrucksvolle Bilder geschossen.

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Astronomie
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