Quelle: INT 5. Juli 2023.

5. Juli 2023 – Der am Fraunhofer-Institut für Naturwissenschaftlich-Technische Trendanalysen INT entwickelte On-board Radiation Sensor (FORS) kommt auf dem Heinrich-Hertz-Satelliten, der am 5. Juli ins All startet, erstmalig zum Einsatz. Die Sensoren messen intensive Strahlenereignisse im Orbit, um die strahlungsempfindlichen Bauteile des Satelliten je nach Strahlungsniveau zu schützen. Die Messungen sollen außerdem dazu beitragen, ein besseres Verständnis für die Strahlungsumgebung der Satellitentechnik unter realen Bedingungen zu bekommen.

Die Heinrich-Hertz-Mission verfolgt mehrere Ziele. Eines davon ist es, neue Technologien für die Satellitenkommunikation im Weltraum zu testen. Satelliten sind im Weltraum zahlreichen Herausforderungen ausgesetzt, darunter extreme Temperaturen, aber auch Strahlung. Diese Bedingungen führen im schlimmsten Fall zum Ausfall der Technik. Um dieses Risiko zu minimieren, durchläuft der Satellit mit dieser Mission die sogenannte In-Orbit-Verifikation, um so das Ausfallrisiko für zukünftige Missionen zu minimieren.

Der Fraunhofer On-board Radiation Sensor misst die Dosis bzw. die Teilchenflüsse auf Trägern für elektronische Bauteile, den sogenannten Leiterplatten. Auf diesen befinden sich in unmittelbarer Nähe die zu schützenden strahlungsempfindlichen Bauteile. Bei intensiven solaren Strahlungsereignissen im Orbit kann ein plötzlicher Anstieg der Teilchenflüsse erheblichen Schaden verursachen. Die Messungen geben Hinweise darauf, wann adaptive Techniken zur Minimierung der Strahlungswirkung eingesetzt werden müssen, um elektronische Bauteile des Satelliten zu schützen. Erkenntnisse aus dieser Mission sind für Satellitenhersteller oder -betreiber von enormer Wichtigkeit.

Für den Heinrich-Hertz-Satelliten hat das Fraunhofer INT außerdem auch schon im Vorfeld Strahlungssimulationen an elektronischen und optischen Komponenten mit seinen Co-60-Gammabestrahlungsanlagen durchgeführt.

Die Sensoren des Fraunhofer INT befinden sich in der Box des Fraunhofer On-Board-Prozessors (FOBP). Dieser wurde am Fraunhofer-Institut für Integrierte Schaltungen IIS entwickelt und kommt ebenfalls zum ersten Mal im Rahmen dieser Mission zum Einsatz. Herkömmliche Kommunikationssatelliten waren bisher darauf beschränkt, Daten zu empfangen und weiterzuleiten. Der Fraunhofer On-Board-Prozessor (FOBP) hingegen filtert und verarbeitet die empfangenen Informationen bereits an Bord des Satelliten. Er kann von der Erde aus neu konfiguriert und somit jederzeit an neue Kommunikationsstandards angepasst werden. Damit dient er ebenfalls als Testumgebung für neue Satellitenkommunikationssysteme.

Die Heinrich-Hertz-Mission wird von der Deutschen Raumfahrtagentur im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Bonn geführt. Das Bundesministerium für Wirtschaft und Klimaschutz und das Bundesministerium der Verteidigung sind die Auftraggeber des Kommunikationssatelliten. Das Ziel der Mission besteht darin, neue Technologien im Weltraum unter realen Bedingungen zu testen und Experimente zur Kommunikations-, Antennen- und Satellitentechnik durchzuführen.

Der Satellit, der ein Gewicht von knapp 3,5 Tonnen hat, startet in der Nacht vom 5. auf den 6. Juli, zwischen 00.00 Uhr und 01.05 Uhr deutscher Zeit an Bord der letzten Ariane-5-Rakete vom europäischen Weltraumbahnhof Kourou in Französisch-Guayana. Nach dem Erreichen des Orbits wird der Satellit 15 Jahre lang auf einer geostationären Umlaufbahn in einer Höhe von 36.000 Kilometern kreisen.

Das Fraunhofer INT beschäftigt sich mit der Wirkung ionisierender Strahlung auf elektronische, optoelektronische und optische Komponenten und Systeme. In diesem Kontext führt das Geschäftsfeld »Nukleare Effekte in Elektronik und Optik« Bestrahlungstests nach anerkannten Standards durch und berät Unternehmen bei der Strahlungsqualifizierung und -härtung, insbesondere von Raumfahrtkomponenten. Die durch Bestrahlungstests gewonnenen Erkenntnisse werden auch zur Entwicklung von Strahlungssensoren verwendet.

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• Syracuse-4B und Heinrich Hertz auf Ariane 5 ECA+ von Kourou

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

Bei einem planetarischen Nebel handelt es sich um eine Ansammlung von Gas, welches einen relativ massearmen, sonnenähnlichen Stern, der sich in der letzten Phase seiner Entwicklung befindet, umgibt. Sobald ein Stern mit einer Masse von bis zu der achtfachen Sonnenmasse die Endphase seines Lebens erreicht stößt er seine äußeren Schichten ab und verliert dabei einen Großteil seiner ursprünglichen Masse. Das im Rahmen dieses Prozesses freigesetzte Gas verteilt sich anschließend in der Umgebung.

Eine starke, von dem heißen Kernbereich des ’sterbenden‘ Sterns ausgehende ultraviolette Strahlung bewirkt, dass die Atome des immer weiter nach außen driftenden Gases ihre Elektronen verlieren. Das auf diese Weise ionisierte Gas leuchtet dabei in charakteristischen Farben. Astronomen können die Strahlung dieses leuchtenden Gases mit entsprechenden Filtern isolieren und die lichtschwachen Nebel so vor dem Sternhintergrund deutlicher hervortreten lassen. Dabei dient insbesondere das Vorhandensein des grün leuchtenden zweifach ionisierten Sauerstoffs als Hilfsmittel, um planetarische Nebel ausfindig zu machen.

Die ausgestoßenen Gase eines planetarischen Nebels bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von einigen Dutzend Kilometern pro Sekunde von dessen Zentrum weg. Der Sternwind ebbt im Laufe der Zeit jedoch vollständig ab, so dass bei dem ionisierten Gas eine Rekombination einsetzt, wodurch es unsichtbar wird. Dies hat zur Folge, dass es sich bei planetarischen Nebel um – in astronomischen Maßstäben betrachtet – nur sehr kurzlebige Objekte handelt. Für die meisten planetarischen Nebel beträgt die Zeitspanne, welche zwischen Formation und Rekombination vergeht, lediglich ungefähr 10.000 Jahre. Die Prozesse, welche zu der Entstehung eines planetarischen Nebels führen, stellen zugleich die letzte Phase im Sterbeprozess eines sonnenähnlichen Sterns dar, bevor dieser sein Dasein letztlich als sogenannter Weißer Zwerg beendet.

Planetarische Nebel stellen für ambitionierte Astrofotografen ein immer wieder beliebtes Aufnahmemotiv dar. Die charakteristischen Farben der ionisierten Gase ermöglichen den Fotografen die Anfertigung von ästhetischen Bildern, in denen sich zugleich die teilweise bizarr anmutenden Formen dieser kosmischen Strukturen besonders gut erkennen lassen.

Für die professionellen Astronomen sind planetarische Nebel dagegen besonders deshalb von Interesse, weil diese Strukturen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution einer Galaxie spielen. Das von den Weißen Zwergsternen abgestoßene Material reichert die interstellare Materie, aus der sich letztendlich wieder neue Sterne bilden, mit schweren Elementen wie zum Beispiel Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Calcium an.

Der Medusa-Nebel
Im Bereich unserer Heimatgalaxie sind den Astronomen derzeit etwa 1.500 planetarische Nebel bekannt. Bei einem dieser Nebel handelt es sich um den rund 1.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernten, im Sternbild Zwillinge (lateinischer Name „Gemini“) gelegenen Medusa-Nebel, welcher auch unter den offiziellen Katalogbezeichnungen „Sharpless 2-274“, „Abell 21“ oder „PN A66 21“ aufgelistet ist. Er verfügt über eine Ausdehnung von etwa 5,8 x 4,5 Lichtjahren und erreicht am Nachthimmel der Erde somit eine Winkelausdehnung von etwa 12 Bogenminuten.

Trotz seiner Größe ist dieser Nebel jedoch extrem lichtschwach und somit nur sehr schwer zu beobachten. Dies ist auch der Grund dafür, dass dieses Objekt erst im Jahr 1955 unabhängig voneinander von den beiden US-amerikanischen Astronomen George O. Abell und Hugh M. Johnson entdeckt wurde.

Fast zwei Jahrzehnte lang haben Astronomen darüber spekuliert, ob es sich bei dem Medusa-Nebel eventuell um die Überreste einer Supernova-Explosion handeln könnte. Erst zu Beginn der 1970er Jahren waren sie aufgrund der fortschreitenden Beobachtungstechniken in der Lage, die Bewegung und andere Eigenschaften der Materie innerhalb der Gaswolke mit hoher Genauigkeit zu vermessen und dieses Objekt somit eindeutig als einen planetarischen Nebel zu identifizieren. So beträgt zum Beispiel die Expansionsgeschwindigkeit der Gase etwa 50 Kilometer pro Sekunde. Dies ist ein viel geringerer Wert als allgemein für einen Supernova-Überrest angenommen wird.

Namensgeber für diesen planetarischen Nebel war die Gorgone Medusa – eine Gestalt aus der griechischen Mythologie, auf deren Haupt sich statt Haaren Schlangen befanden. Diese Schlangen werden in dem Medusa-Nebel durch die sich windenden Filamente aus leuchtendem Gas dargestellt. Das rote Leuchten des Wasserstoffs und die leuchtschwächere grüne Emission des Sauerstoffgases fügen sich gut hinter dieser Gestalt ein, indem sie einen sichelförmig verlaufenden ‚Schatten‘ am Himmel bilden.

In der letzten Daseinsphase von Sternen findet der erfolgende Auswurf von Materie häufig stoßweise statt, was – wie hier zu beobachten ist, ohne dabei gleich zu Stein zu erstarren – zu wahrlich faszinierenden Strukturen innerhalb des planetarischen Nebels führen kann.

Jetzt ist es Astronomen gelungen, die bisher detailgetreueste Aufnahme des Medusa-Nebels anzufertigen. Hierfür verwendeten sie den FOcal Reducer and low dispersion Spectrographen (kurz „FORS“), welcher an das Very Large Telescope (kurz „VLT“) am Paranal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden angeschlossen ist.

Neben den rötlichen, grünlichen und bläulichen Gasfilamenten sind in dieser Aufnahme auch diverse Sterne erkennbar. Entgegen der ersten Erwartung handelt es sich bei dem hellen Stern im Zentrum des Fotos allerdings nicht um den zentrale Stern des Medusa-Nebels, sondern vielmehr um einen im Vordergrund befindlichen Stern namens TYC 776-1339-1. Der für das Leuchten des Nebels verantwortliche Stern ist ein leuchtschwächerer, ebenfalls bläulicher Stern, welcher sich außerhalb der Mitte des sichelförmigen Schattens im rechten Teil der Aufnahme befindet.

Das „Cosmic Gems“-Programm der ESO
Diese hier gezeigte und bereits am 20. Mai 2015 von der ESO veröffentlichte Aufnahme des Medusa-Nebels wurde im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms (übersetzt „kosmische Edelsteine“) der ESO erstellt. Dieses Programm nutzt 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 und werden auch von professionellen Astronomen für ihre Arbeiten genutzt. Höher aufgelöste Versionen des Medusa-Nebels finden Sie auf dieser Internetseite der ESO.

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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.

Bei einem planetarischen Nebel handelt es sich um eine Hülle aus Gas, welche einen sogenannten Weißen Zwerg – einen relativ massearmen, sonnenähnlichen Stern, der sich in der letzten Phase seiner Entwicklung befindet – umgibt. Sobald ein Stern mit einer Masse von bis zu dem etwa achtfachen Massewert der Sonne seine Vorräte an nuklearem Brennstoff nahezu aufgebracht hat und damit die Endphase seines kosmischen Daseins erreicht stößt er im Rahmen eines mehrstufigen Entwicklungsprozesses seine äußeren Schichten ab und verliert im Rahmen dieses Vorganges einen Großteil seiner ursprünglichen Masse. Eine starke, von dem immer noch heißen Kernbereich des Sterns ausgehende Strahlung lässt diese immer weiter nach außen driftende Hülle in der Folgezeit über einen Zeitraum von einigen zehntausend Jahren als planetarischen Nebel aufleuchten.

Trotz ihres Namens stehen planetarische Nebel somit in keinem Zusammenhang mit den herkömmlichen Planeten. Vielmehr wurde dieser Begriff für einige der ersten Entdeckungen solcher kosmischer Objekte verwendet, da diese bei der Betrachtung mit den damals verwendeten Teleskopen gewisse Ähnlichkeiten zu den erst kurz zuvor entdeckten äußersten Planeten unseres Sonnensystems, dem Uranus und dem Neptun, aufwiesen. Der Begriff war jedoch eingängig genug, um auch bis in die Gegenwart in der Fachsprache der Astronomen zu „überleben“, obwohl selbst frühe Beobachter wie der Astronom Wilhelm Herschel, welcher selbst mehrere planetarische Nebel entdeckte und über deren Ursprung und ihre Zusammensetzung spekulierte, sich darüber bewusst waren, dass diese kosmischen Objekte keine Planeten in einer Umlaufbahn um unsere Sonne darstellten, da sie sich relativ zu den Hintergrundsternen in ihrer Umgebung nicht bewegten.

Innerhalb unserer Galaxie sind den Astronomen mittlerweile etwa 1.500 planetarische Nebel bekannt. Einer davon ist der rund 2.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte und im Sternbild Wasserschlange (lateinischer Name „Hydra“) gelegene Nebel Abell 33, welcher über eine Winkelausdehnung von 4,6 x 4,6 Bogenminuten verfügt und eine visuelle Helligkeit von 13,4 mag aufweist. Der Nebel wurde erst im Jahr 1955 von dem US-amerikanische Astronomen George Ogden Abell entdeckt. Es handelt sich hierbei um eines von 86 Objekten, welche der Astronom im Jahr 1966 in seinem „Catalogue of Planetary Nebulae“ vorstellte. George Ogden Abell hat im Rahmen seiner astronomischen Tätigkeiten den Nachthimmel auch nach Galaxienhaufen durchsucht und dabei den daraus resultierenden Abell-Katalog erstellt, welcher mehr als 4.000 solcher Galaxienhaufen mit jeweils mindestens 50 Galaxien beinhaltet.

Der planetarische Nebel Abell 33
Astronomen haben den planetarischen Nebel Abell 33, dessen Durchmesser etwa 3,2 Lichtjahre beträgt, jetzt mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) abgebildet. Der Überrest des Vorgängersterns von Abell 33 befindet sich gerade in der Übergangsphase zu einem Weißen Zwerg und ist als winzige weiße Perle etwas abseits der Mitte innerhalb des Nebels zu erkennen. Er ist immer noch sehr hell – heller als zum Beispiel unsere Sonne – und emittiert genügend ultraviolette Strahlung, um die von ihm ausgestoßene Atmosphärenblase zum Leuchten anzuregen.

Die nahezu perfekt runde Form ist für diese Art von kosmischen Objekten ungewöhnlich, denn normalerweise stören äußere Einflüsse wie das unregelmäßige Rotationsverhalten des „sterbenden Sterns“ oder gravitative Störungen durch nahe gelegene Nachbarsterne, die Symmetrie und verursachen dabei eine Unregelmäßigkeit in der äußeren Form und Gestalt von planetarischen Nebeln. Häufig befinden sich im Zentrum von planetarischen Nebeln auch Doppelsterne. Der dabei noch nicht in das Stadium eines „Weißen Zwerges“ eingetretene Sternenpartner beeinflusst dabei das Abströmen der Gase des sterbenden Sterns nachhaltig. Auch in der jetzt veröffentlichten Aufnahme erscheint der Zentralstern des Nebels „doppelt“. Unklar ist dabei derzeit noch, ob es sich wirklich um ein gravitativ aneinander gebundenes Doppelsternsystem handelt oder ob diese Anordnung zufälliger Natur ist.

Ein Diamantring am nächtlichen Himmel
Auf jeden Fall zufälligerweise befindet sich – von der Erde aus betrachtet – am Rand des Nebels jedoch ein relativ heller Stern, welcher von den Astronomen mit dem Namen HD 83535 belegt wurde. Dieser in etwa auf halben Weg zwischen unserem Sonnensystem und dem planetarischen Nebel platzierte Stern verfügt über keinen Zusammenhang mit Abell 33 – befindet sich jedoch allerdings an genau der richtigen Stelle am Himmel, um eine wunderschöne Illusion zu erzeugen, denn gemeinsam bilden der Vordergrundstern HD 83535 und der Nebel Abell 33 einen funkelnden Diamantring, welcher – zugegebener Weise etwas Phantasie vorausgesetzt – einen funkelnden diamantenen Verlobungsring ähnelt. Obwohl dieser Stern bereits mühelos durch ein kleines Fernglas zu erkennen ist, ist der weiter entfernt gelegene planetarische Nebel ein sehr lichtschwaches Objekt, welches nur durch ein größeres Amateurteleskop – und dabei am besten unter der Verwendung einen geeigneten Filters – beobachtet werden kann.

Für die am vergangenen Mittwoch von der ESO veröffentlichte Aufnahme des planetarischen Nebels Abell 33 wurden Aufnahmen verwendet, welche im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms der ESO mit dem im sichtbaren Licht und im nahen ultravioletten Lichtbereich arbeitenden „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ (kurz „FORS“) am VLT der ESO angefertigt wurden.

Bei dem „Cosmic Gems-Programm“ handelt es sich um eine Initiative der ESO zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen, um Himmelsaufnahmen von interessanten, faszinierenden oder von Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach schön anzusehen sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich. Auch professionelle Astronomen können diese Aufnahmen für ihre Zwecke nutzen.

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

Bei einem planetarischen Nebel handelt es sich um eine Hülle aus Gas, welche einen sogenannten Weißen Zwerg – einen relativ massearmen, sonnenähnlichen Stern, der sich in der letzten Phase seiner Entwicklung befindet – umgibt. Sobald ein Stern mit einer Masse bis zum achtfachen Wert der Sonne die Endphase seines Lebens erreicht, stößt er seine äußeren Schichten ab und verliert dabei einen Großteil seiner ursprünglichen Masse. Eine starke, von dem heißen Kernbereich des Sterns ausgehende Strahlung lässt diese nach außen driftende Hülle in der Folgezeit über einen Zeitraum von einigen zehntausend Jahren als planetarischen Nebel aufleuchten.

Innerhalb unserer Galaxie sind den Astronomen derzeit etwa 1.500 planetarische Nebel bekannt. Einer davon ist der rund 3.300 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte und im Sternbild Schild (lateinischer Name „Scutum“) gelegene Nebel IC 1295, welcher über eine Winkelausdehnung von 1,7 x 1,4 Bogenminuten verfügt und eine visuelle Helligkeit von 12,7 mag aufweist.

Am heutigen Tag wurde von der Europäischen Südsternwarte (ESO) eine Aufnahme dieses planetarischen Nebels veröffentlicht, bei der es sich um das detaillierteste Bild handelt, welches bisher von diesem Objekt angefertigt wurde. Hierfür wurde der FOcal Reducer Spectrograph (kurz „FORS“) am Very Large Telescope (VLT) der ESO) eingesetzt, welches sich auf dem Cerro Paranal in der Atacama-Wüste im Norden der chilenischen Anden befindet. Für die Aufnahme wurden die Daten von drei verschiedenen Farbfiltern kombiniert.

Im Zentrum von IC 1295 sind als ein heller, blau-weißer Punkt die ausgebrannten Überreste des Zentralsterns zu erkennen. Auf der Aufnahme wird zudem deutlich, dass sich der grünlich leuchtende Nebel aus mehreren Hüllen aufbaut.

Diese Blasen bestehen aus dem Gas, welches ursprünglich die Atmosphäre des Sterns bildete. Infolge von instabilen Fusionsreaktionen im Kern des Sterns wurde dieses Gas schließlich im Rahmen von mehreren aufeinanderfolgenden eruptiven Ereignissen schlagartig abgestoßen.

Auf diese Weise entstand die verschachtelte blasenartige Struktur um den Zentralstern, welche durch die von dem Stern ausgehende ultraviolette Strahlung zum Leuchten angeregt wurde. Die unterschiedlichen Farben werden dabei durch verschiedene chemische Elemente hervorgerufen. Für den grünen Farbton, welcher diese Aufnahme von IC 1295 dominiert, ist zum Beispiel ionisierter Sauerstoff verantwortlich.

Für die Astronomen sind planetarische Nebel besonders deshalb von Bedeutung, da diese eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution einer Galaxie spielen. Das von den Weißen Zwergen abgestoßene Material reichert die interstellare Materie, aus der sich letztendlich wieder neue Sterne bilden, mit schweren Elementen wie zum Beispiel Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Kalzium an.

Trotz ihres Namens stehen planetarische Nebel in keinem Zusammenhang mit den herkömmlichen Planeten. Vielmehr wurde dieser Begriff für einige der ersten Entdeckungen solcher kosmischer Objekte verwendet, da diese in den damals verwendeten Teleskopen gewisse Ähnlichkeiten zu den kurz zuvor entdeckten äußersten Planeten unseres Sonnensystems, Uranus und Neptun, aufwiesen. Der Begriff war eingängig genug, um in der Fachsprache zu überleben, obwohl selbst frühe Beobachter wie der Astronom Wilhelm Herschel, welcher mehrere planetarische Nebel entdeckt hat und über deren Ursprung und ihre Zusammensetzung spekulierte, wussten, dass diese Objekte keine Planeten in einer Umlaufbahn um die Sonne waren, da sie sich relativ zu den Hintergrundsternen in ihrer Umgebung nicht bewegten.

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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.

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Ein Beitrag von Felix Herrmann. Quelle: ESO News Release.

Das Leben ist schon nicht einfach, nicht einmal für Galaxien. Manche kommen tatsächlich im Laufe der Zeit so nah an die ihnen nebenstehende Galaxie heran, dass sie durch den Kontakt ziemlich zerstört werden. Aber solche Zusammenstöße haben noch einen anderen Effekt: sie bringen neue Sterngenerationen hervor, unter anderem auch explodierende. Das Very Large Telescope der ESO hat sich einen exzellenten Blick auf zwei verhedderte Galaxien verschafft, in denen ein Stern explodierte.
Wegen der Wichtigkeit explodierender Sterne, speziell von Supernovae des Typs Ia, für kosmologische Studien sind sie ein begehrtes Forschungsobjekt für Astronomen. Somit wurde vorsorglich das große ESO VLT Teleskop auf eine Region im Himmel ausgerichtet, wo drei Galaxien sich möglicherweise bald näher begegnen.

Die MCG-01-39-003 ist eine seltsame Spiralgalaxie mit einem Telefonnummernamen. Sie hat einen Haken auf der einen Seite, der als erstes fällig ist bei einem Zusammenstoß mit der Nachbarspiralgalaxie NGC 5917. Andere Bilder zeigen, dass die Materie von MCG-01-39-003 von der Galaxie NGC 5917 weggeschoben wird. Beide Galaxien wurden 87 Millionen Lichtjahre nah beieinander gefunden, in Richtung der Libra Konstellation.

NGC 5917 (auch bekannt als Arp 254 und MCG-01-39-002) müsste ungefähr 750-mal heller sein, um mit bloßem Auge erkennbar zu sein. Sie ist etwa 40.000 Lichtjahre breit. Sie wurde 1835 von William Herschel entdeckt, der komischerweise ihre nur 2,5-mal dunklere Partnergalaxie übersah.

Wie man links unten auf dem Bild vom VTL sehen kann, befindet sich dort noch eine blasse und namenlose Galaxie.

Aber das ist nicht der Grund, warum Astronomen diese Region besonders beobachten. Letztes Jahr explodierte ein Stern in der Nähe des Hakens. Die Supernova, notiert unter dem Namen SN2005cf, war die 84ste die in diesem Jahr gefunden wurde. Sie wurde von den Astronomen Pugh und Li mit dem Roboterteleskop KAIT am 28. Mai entdeckt. Es scheint so, als sei sie ein Resultat der Materievereinigung von MCG-01-39-003 mit der NGC5917 Galaxie. Andere Analysen zeigen, dass die Supernova eine vom Typ Ia ist und dass sie Material mit einer Geschwindigkeit von bis zu 15.000 km/s, das sind 54 Millionen Kilometer in der Stunde, heraus schleudert.

Unmittelbar nach der Entdeckung startete die Europäische Supernova Kollaboration (ESC), unter der Schirmherrschaft von Wolfgang Hillebrandt, eine umfassende Beobachtungskampagne an diesem Objekt, wobei sie viele unterschiedliche Teleskope rund um die Welt benutzten.

Es gab einige Hinweise darauf, dass die Zusammenstöße zwischen den Galaxien und die galaktischen Aktivitäten rundherum zu einer vermehrten Sternbildung führen. Deshalb wird erwartet, dass die Zahl der Supernovae in dieser Art von Systemen größer ist als in isolierten Galaxien. Normalerweise sollten bei diesen Bedingungen hauptsächlich Explosionen von jungen, massiven Sternen stattfinden. Trotzdem haben Studien hervorgebracht, dass solche Phänomene die Zahl der Sterne die möglicherweise als Supernova vom Typ Ia in die Höhe treiben. Dieser Tatsachen ungeachtet, ist die Entdeckung einer Supernova in zwei sich verbindenden Galaxien ein besonderes Ereignis. Deswegen ist die Entdeckung von Sn2005cf in der Nähe der Nahtstelle zwischen MCG-01-39-002 und MGC-01-39-002 weiter ein interessanter Fall.

Das Team der ESC beobachtete die Supernova während ihrer gesamten Entwicklung, 10 Tage bevor das Objekt seine volle Leuchtkraft entfaltete bis ein Jahr nach der Explosion. Als die Supernova dann dunkler und dunkler wurde, wurden immer größere Teleskope benötigt. Das Objekt ist innerhalb eines Jahres um den Faktor 700 dunkler geworden.

Die Supernova wurde vom mit dem FORS1 ausgestatteten VLT beobachtet. Ferdinando Patat, der auch Mitglied im Team von Massimo Turatto (INAF-Padua, Italy) ist, und viele Leute des Paranel Wissenschaftsteam überwachten die Forschung, mit dem Ziel, insbesondere die späte Phase im Leben einer Supernova zu erforschen. Die Spätphasen sind besonders aufschlussreich, um die Geheimnisse um das ausgestoßene Material, den Explosionsmechanismus und die während der Explosion entstandenen Elemente zu lüften.

Die weitreichende Blicke gewährenden Bilder des FORS1 zeigen eine wunderschöne hakenförmige Struktur mit einer Fülle von Details, die wahrscheinlich Sternformationen darstellen, die beim Zusammenstoß zwischen den beiden Galaxien entstanden sind.

„Seltsamerweise scheint die Supernova aber außerhalb der sich verhakenden Galaxienteile zu sein“, berichtet Ferdinando Patat, „Das Objekt ist möglicherweise aus einer der beiden Galaxien herausgeflogen und weit weg von seinem Geburtsort explodiert.“

Das Leben mag für Galaxien nicht einfach sein, aber Sterne haben es auch nicht einfacher.

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