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

Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal seine mittlere ‚Lebensphase‘ erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden. Im Laufe der Jahrmillionen driften die ursprünglich alle zur selben Zeit und in der gleichen Region entstandenen Sterne dann langsam auseinander, bis sie nicht mehr als einstmals zusammenhängender Sternhaufen erkennbar sind. Bereits nach ein paar Hundert Millionen Jahren haben sich diese Haufen typischerweise komplett aufgelöst.

Offene Sternhaufen stellen aufgrund der Art und Weise ihrer Entstehung – alle Sterne bildeten sich ursprünglich aus der gleichen Materiewolke – perfekte Beobachtungsziele für Astronomen dar, um die verschiedenen Theorien zur Entstehung und Entwicklung von Sternen zu überprüfen. Aufgrund ihres vergleichbaren chemischen Aufbaus und des in etwa gleichen Alters können sie untereinander leichter verglichen werden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien wie unserer Heimatgalaxie – der Milchstraße – oder in den sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten. Somit ist es möglich, durch gezielte Analysen der in solchen offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne die Entfernungen der unterschiedlichen Teilbereiche der Spiralarme der Milchstraßen-Galaxie genauer zu bestimmen und so mehr über die Struktur und den Aufbau unserer Heimatgalaxie zu erfahren.

Der offene Sternhaufen NGC 2367
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Canis Major (zu deutsch „Großer Hund“) gelegenen Haufen NGC 2367. Bei einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem verfügt dieser Sternhaufen am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp 3,5 Bogenminuten. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,9 mag kann NGC 2367 bereits mit einem kleineren Teleskop beobachtet werden. Entdeckt wurde dieser Sternhaufen am 20. November 1784 von dem in Hannover geborenen englischen Astronomen Sir William Herschel.

Die meisten Sterne des Sternhaufens NGC 2367, welcher sich vor gerade einmal etwa fünf Millionen Jahren gebildet hat, sind noch sehr ‚heiß‘ und leuchten deshalb in einem intensiven blauen Licht. Wie auch viele weitere offene Sternhaufen ist auch NGC 2367 in einen Emissionsnebel eingebettet. Die Überreste dieses Nebels erscheinen als Wolken aus Wasserstoffgas, welches von einer durch die heißesten Sterne des Sternhaufens freigesetzten ultravioletten Strahlung ionisiert wurde. Dieses Gas macht sich durch ein rötliches Leuchten bemerkbar.

Im Fall von NGC 2367 ist jedoch ungewöhnlich, dass – wenn man aus dem Sternhaufen und dem Nebel herauszoomt – eine zusätzliche und um einiges ausgedehntere Struktur erkennbar wird. Die Astronomen gehen davon aus, dass der Sternhaufen NGC 2367 und der umgebende Emissionsnebel den Kern eines größeren Nebels namens Brand 16 darstellen, welcher wiederum lediglich ein Teil einer riesigen ‚Superblase‘ mit der Bezeichnung GS234-02 ist.

Die Superblase GS234-02
Hierbei handelt es sich um eine Struktur, welche über eine Ausdehnung von mehreren hundert Lichtjahren verfügt und die sich in den Außenbereichen unserer Heimatgalaxie befindet. Ihre Existenz begann, als eine Gruppe massereicher Sterne, welche starke Sternwinde freisetzten, einzelne expandierende Blasen aus heißem Gas erzeugten. Diese benachbarten Blasen verschmolzen letztendlich miteinander und bildeten eine einzige größere Blase. Die Sterne im Zentrum dieser Blase explodierten aufgrund ihrer kurzen Lebensspanne alle zu einer ähnlichen Zeit als Supernovae, wodurch sich diese Blase noch weiter ausdehnen konnte.

In der Folgezeit verschmolz diese Struktur mit weiteren, auf die gleiche Weise entstandenen Blasen aus der ‚kosmischen Nachbarschaft‘ und bildete schließlich mit diesen die jetzt zu beobachtende Superblase GS234-02. Derartige konzentrisch expandierende Gebilde zählen zu den größtmöglichen Strukturen innerhalb einer Galaxie und stellen ein eindrucksvolles Beispiel für die verworrenen und doch zusammenhängenden Strukturen dar, welche im Bereich einer Galaxie durch das ‚Leben und Sterben‘ von Sternen entstehen können.

Die hier gezeigte Aufnahme des offenen Sternhaufens NGC 2367 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden angefertigt und zeigt sowohl den Sternhaufen als auch die interstellaren Wolken aus Gas und Staub, welche ihn unmittelbar umgeben.

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

Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternkonzentrationen verfügen typischerweise über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen. Die Kugelsternhaufen zählen zu den ältesten bekannten Sternensystemen im Universum und haben beinahe die gesamte Zeitspanne der Entstehung und Entwicklung ihrer jeweiligen Galaxien überlebt.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie mehr als 150 solcher Kugelsternhaufen entdecken, welche viele der ältesten bekannten Sterne unserer Galaxie beherbergen. Die meisten dieser die Milchstraße umkreisenden Kugelsternhaufen befinden sich von unserem Sonnensystem aus gesehen in Richtung der zentralen Verdickung der Milchstraßenscheibe.

Größere und entsprechend massereichere Galaxien können allerdings von noch deutlich mehr Kugelsternhaufen umkreist werden. Aus der Umgebung der Andromedagalaxie – auch als Messier 31 bezeichnet – sind so zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name „Virgo“) gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 solcher Kugelsternhaufen umkreist.

Die Untersuchung von Kugelsternhaufen und der darin befindlichen Sterne kann den Astronomen dabei helfen zu verstehen, wie diese sich bilden und auf welche Weise sie miteinander interagieren. Bisher haben Astronomen jedoch lediglich Kugelsternhaufen eingehender untersucht, welche die zu der Lokalen Gruppe gehörenden Galaxien umgeben. Die hier gegebene vergleichsweise geringe Entfernung zu diesen Objekten ermöglicht zum Beispiel direkte Messungen der jeweiligen Massen.

Die Galaxie Centaurus A
Bei der Galaxie Centaurus A, auch bekannt unter der Bezeichnung NGC 5128, handelt es sich um eine elliptische Galaxie. Diese am 29. April 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckte Galaxie befindet sich in einer Entfernung von etwa 12 Millionen Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Zentaur (lateinischer Name „Centaurus“). Mit einer Winkelausdehnung von 25,7 x 20,0 Bogenminuten und einer scheinbaren Helligkeit von 6,6 mag kann sie bereits mit kleineren Teleskopen auch von Amateurastronomen erfolgreich beobachtet werden. Sie ist im Bereich des sichtbaren Lichts die zweithellste Galaxie außerhalb der Lokalen Gruppe und zugleich die fünfthellste Galaxie am Nachthimmel.

Für die professionellen Astronomen ist Centaurus A besonders deshalb von Interesse, da es sich bei dieser Galaxie um die nächstgelegene Radiogalaxie und zugleich um die dritthellste Radioquelle am Himmel handelt. Die von Centaurus A ausgehende Radiostrahlung konnte bereits in den 1950er Jahren nachgewiesen werden. Die Astronomen gehen davon aus, dass die Radiostrahlung von einem im Zentrum der Galaxie gelegenen supermassereichen Schwarzen Loch verursacht wird, welches über eine Masse von mehr als 100 Millionen Sonnenmassen verfügt. Zusätzlich ist Centaurus A eine starke Quelle von Röntgen- und Gammastrahlung (Raumfahrer.net berichtete). Zudem ist Centaurus A von mehr als 2.000 Kugelsternhaufen umgeben, von denen viele heller und somit auch massereicher sind als die entsprechenden Sternhaufen im Bereich der Milchstrasse.

Die Kugelsternhaufen der Galaxie Centaurus A
Anhand einer stichprobenartigen Analyse von 125 der Kugelsternhaufen um Centaurus A führte ein von Matthew A. Taylor – Doktorand an der Pontificia Universidad Catolica de Chile in Santiago und Empfänger eines ESO-Stipendiums – geleitetes Astronomenteam jetzt die bisher genaueste Untersuchung von Kugelsternhaufen durch, welche nicht der Lokalen Gruppe angehören. Hierfür verwendeten die Wissenschaftler den FLAMES-Spektrografen des Very Large Telescope (kurz „VLT“) am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden.

Die FLAMES-Daten lieferten den beteiligten Astronomen Informationen über die Bewegungen von einzelnen Sternen innerhalb der jeweiligen Haufens. Diese Bewegungen hängen von der Stärke des Gravitationsfeldes im Inneren eines Kugelsternhaufen ab und können deshalb dazu genutzt werden, um die Gesamtmasse eines Haufens abzuschätzen. Anschließend wurden diese Ergebnisse mit der Helligkeit, mit der jeder einzelne Haufen leuchtet, verglichen. Bei dem Großteil der so analysierten Kugelsternhaufen gelangten die Astronomen zu keinen überraschenden Ergebnissen. Wie erwartet verfügten die helleren Sternhaufen von Centaurus A auch über eine größere Masse, denn je mehr Sterne ein Haufen enthält, desto größer ist auch dessen Gesamthelligkeit und -masse.

Bei einigen dieser Kugelsternhaufen zeigte sich allerdings ein seltsames Phänomen. Sie waren um ein Vielfaches massereicher als sie es entsprechend ihrer Helligkeit eigentlich hätten sein dürfen. Das Mysteriöse dabei: Je massereicher diese ungewöhnlichen ‚dunklen Haufen‘ waren, desto größer ist zudem der dortige Anteil an nicht sichtbarer Materie. Es muss in diesen Haufen also eine signifikante Komponente an nicht sichtbarem Material existieren. Worum könnte es sich dabei jedoch handeln? Derzeit gibt es dazu zwei Lösungsansätze, welche allerdings nicht wirklich befriedigend ausfallen.

Schwarze Löcher?
Eventuell enthalten die ‚dunklen‘ Kugelsternhaufen in ihren Zentren Schwarze Löcher oder andere, nicht sichtbare Überreste von bereits erloschenen Sternen. Dies könnte zwar zumindestens einen Teil der ‚versteckten Masse‘ erklären, reicht aber nicht aus, um die ungewöhnlich hohe Masse der Sternhaufen vollständig abzudecken, so die beteiligten Wissenschaftler.

Dunkle Materie?
Ein anderer Erklärungsansatz geht davon aus, dass sich im Bereich der Kugelsternhaufen ein höherer Anteil an Dunkler Materie befinden könnte. Dies würde die Beobachtungsresultate zwar erklären, würde aber gleichzeitig den bislang akzeptierten Theorien widersprechen, welche besagen, dass Kugelsternhaufen eigentlich keine größeren Mengen an Dunkler Materie beherbergen sollten.

„Unsere Entdeckungen von Sternhaufen, die verglichen mit ihrer darin enthaltenen Anzahl an Sternen eine unerwartet hohe Masse haben, deuten darauf hin, dass es verschiedene Arten von Sternhaufen gibt, die sich in ihrer Entstehungsgeschichte unterscheiden. Auf den ersten Blick erscheinen manche Sternhaufen wie 08/15-Haufen, aber im wahrsten Sinne des Wortes könnte mehr in ihnen stecken“, so Thomas H. Puzia von der Pontificia Universidad Catolica de Chile, einer der an der Untersuchung beteiligten Astronomen.

„Kugelsternhaufen und die darin enthaltenen Sterne sind der Schlüssel zum Verständnis von Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Über Jahrzehnte hinweg dachten Astronomen, dass all die Sterne in einem Kugelsternhaufen dasselbe Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben – aber wir wissen jetzt, dass es auch merkwürdigere und kompliziertere Kreaturen unter ihnen gibt. Das zeigt, dass wir noch viel über die verschiedenen Aspekte der Entstehung von Kugelsternhaufen lernen können. Das ist ein wichtiges Ergebnis und wir müssen nun weitere dunkle Haufen um andere Galaxien aufspüren“, so Matthew A. Taylor.

Bis auf weiteres bleibt die Natur der ‚dunklen Kugelsternhaufen‘ in der Umgebung der Galaxie Centaurus A somit ein Rätsel. Allerdings hat das Team um Matthew A. Taylor mittlerweile damit begonnen, im Rahmen einer weiteren Studie auch die Kugelsternhaufen von anderen Galaxien zu analysieren. Dabei deuten verschiedene der bisher gewonnenen Messergebnisse darauf hin, dass solche dunklen Haufen offenbar auch an anderen Orten des Universums vorhanden sind.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse werden von Matthew A. Taylor et al. unter dem Titel „Observational evidence for a dark side to NGC 5128’s globular cluster system“ in der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal veröffentlicht.

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Fachartikel von Matthew A. Taylor et al.:

• Observational evidence for a dark side to NGC 5128’s globular cluster system (Volltext, engl.)

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

Auf einer am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichen Aufnahme scheint sich inmitten eines aus unzähligen Sternen bestehenden Hintergrundes eine ’schwarze Lücke‘ zu befinden. In Wirklichkeit befinden sich jedoch auch hier eine Vielzahl von Hintergrundsternen, welche allerdings von einer Dunkelwolke verdeckt werden.

Bei einer Dunkelwolke handelt es sich um eine Ansammlung von Gasmolekülen und interstellarem Staub, welche so viel Materie enthält, dass sie das Licht von dahinter liegenden Sternen vollständig absorbiert. Auf diese Weise entsteht für den Betrachter der Eindruck, dass dieser Bereich des Himmels keine Sterne beherbergt.

Bei dem hier gezeigten Objekt handelt es sich um die Dunkelwolke LDN 483. Namensgeberin war die US-amerikanischen Astronomin Beverly Turner Lynds, welche diese Wolke in den von ihr zusammengestellten und im Jahr 1962 publizierten Lynds Dark Nebula Catalogue aufgenommen hat. Der Dunkelnebel LDN 483 befindet sich in einer Entfernung von etwa 700 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im südlichen Bereich des zweigeteilten Sternbildes Schlange (lat. Name „Serpens Cauda“).

Dunkelnebel bieten aufgrund der dort konzentrierten Gas- und Staubpartikel hervorragende Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne und werden deshalb von Astrophysikern eingehend untersucht. Astronomen, die den Prozess der Sternentstehung im Bereich von LDN 483 erforschen, haben dabei tief im Inneren dieser Dunkelwolke einige ‚Baby‘-Sterne entdeckt, welche sich noch in einer sehr frühen Phase ihrer Entwicklung befinden. Diese Exemplare gehören mit zu den jüngsten Sternen, welche bisher von Astronomen entdeckt wurden.

Sternentstehung
Neue Sterne entstehen im Inneren von kollabierenden interstellaren Molekülwolken. Im ersten Stadium ihrer stellaren Entwicklung sind diese zukünftigen Sterne noch nicht viel mehr als annähernd kugelförmige Konzentrationen aus Gas und Staub, welche sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft innerhalb der umgebenden Molekülwolke immer weiter zusammenziehen und dabei allmählich verdichten. Dabei steigen auch die Temperatur und der Druck im Inneren dieser Protosterne immer weiter an.

Auf seiner Oberfläche ist ein solcher Protostern jedoch mit einer Temperatur von etwa minus 250 Grad Celsius zunächst noch sehr kalt, weshalb er Strahlung auch nur im langwelligen Submillimeterbereich des elektromagnetischen Spektrums aussendet, jedoch nicht im sichtbaren Bereich des Lichtspektrums beobachtet werden kann. Für das Studium von Protosternen ist deshalb unter anderem das in den nordchilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“) geeignet, welches das Universum im Submillimeter- und Millimeterbereich beobachtet.

Diese früheste Phase der Sternentstehung dauert lediglich wenige Tausend Jahre. In astronomischen Maßstäben betrachtet ist dies eine nur sehr kurze Zeit, da Sterne üblicherweise mehrere Millionen oder gar Milliarden Jahre lang existieren. In den darauffolgenden Entwicklungsphasen steigen Temperatur und Dichte des Protosterns im Verlauf von einigen Jahrmillionen weiter an. Infolgedessen nimmt auch die Energie der abgegebenen Strahlung immer weiter zu. Vom kalten, fernen Infrarot verschiebt sich das Maximum der Abstrahlung nach und nach über das nahe Infrarot bis hin in den Bereich des sichtbaren Lichts. Aus dem einstmals leuchtschwachen Protostern wird dabei im Laufe der Zeit ein hell leuchtender Stern, welcher auch mit dem menschlichen Auge wahrgenommen werden kann.

Sterne werden ‚geboren‘ – Dunkelwolken lösen sich auf
In Zukunft werden sich im Inneren von LDN 483 immer mehr Sterne bilden, welche dabei zugleich auch immer mehr Materie aus ihrer Umgebung ‚aufsaugen‘. Im Rahmen dieses Prozesses wird die Dunkelwolke LDN 483 in den kommenden Jahrmillionen zunächst immer ‚durchsichtiger‘ werden und sich schließlich vollständig auflösen. Beschleunigt wird dieser Auflösungsprozess zudem durch die von den neu geborenen Sternen ausgehenden Sternwinde.

Die gegenwärtig noch von der Dunkelwolke verdeckten Hintergrundsterne werden dann – zumindestens theoretisch – sichtbar. Praktisch werden dagegen die dann neu geborenen, somit sehr leuchtstarken und zudem näher an unserem Sonnensystem gelegenen Sterne, welche aus LDN 483 hervorgehen, die weiter weg gelegenen Hintergrundsterne ‚überstrahlen‘.

Die Dunkelwolke LDN 483 ist ein unter Amateurastronomen relativ unbekanntes Objekt. ‚Berühmtere‘ Vertreter dieser Art von Sternentstehungsregionen sind dagegen der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion oder der im Sternbild „Kreuz des Südens“ gelegene Kohlensack-Dunkelnebel. Ein besonders beeindruckendes Beispiel für eine derartige Sternentstehungsregion sind zudem die im Adlernebel – dieser Nebel liegt ebenfalls im Sternbild Schlange – befindlichen „Säulen der Schöpfung“. An den Enden der dort erkennbaren Bok-Globulen bilden sich gegenwärtig ebenfalls neue Sterne.

Die hier gezeigte Aufnahme der Dunkelwolke LDN 483 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt.

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

Eine am heutigen Tag von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt zwei im Sternbild Schiffskiel (lat. Name „Carina“) gelegene Sternentstehungsregionen. Die Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt.

Der offene Sternhaufen NGC 3603
Die erste Region – in der Aufnahme auf der linken Seite zu erkennen – wird von dem offenen Sternhaufen NGC 3603 dominiert. Dieser Sternhaufen wurde erstmals am 14. März 1834 von dem englischen Astronomen John Herschel während einer systematischen Durchmusterung des südlichen Sternenhimmels von Südafrika aus beobachtet. John Herschel war dabei der Meinung, dass es sich hierbei um einen Kugelsternhaufen handeln könnte. Spätere Untersuchungen zeigten jedoch, dass es sich bei NGC 3603 nicht um einen alten, kugelförmigen Sternhaufen, sondern vielmehr um einen jungen und zugleich sehr sternreichen offenen Haufen handelt.

NGC 3603 ist zudem von einem Emissionsnebel umgeben – einer Wolke aus interstellarem Gas, in deren Inneren gerade eine intensive Phase der Sternentstehung abläuft. Im Inneren dieses Sternentstehungsgebietes befinden sich relativ junge und entsprechend ‚heiße‘ Sterne.

Solche H-II-Regionen ‚leuchten‘ aufgrund der Wechselwirkung zwischen der ultravioletter Strahlung, welche von den jungen und heißen Sternen abgegeben wird, und dem Wasserstoffgas in den sie umgebenden Wolken in einem charakteristischen roten Farbton. H-II-Regionen können Durchmesser von mehreren hundert Lichtjahren erreichen. Die Region, welche NGC 3603 umgibt, ist in unserer Heimatgalaxie die Sternentstehungsregion mit der größten bekannten Masse.

Der Sternhaufen ist dafür bekannt, dass er die größte Konzentration an ’schweren‘ Sternen enthält, welche bisher von Astronomen in einem Sternhaufen entdeckt wurden. In seinem Zentrum befindet sich ein Wolf-Rayet-Mehrfachsystem mit der Bezeichnung HD 97950. Wolf-Rayet-Sterne verfügen über mehr als die zehnfache Masse der Sonne und befinden sich bereits in einem fortgeschrittenen Stadium der Sternentwicklung. Sie verlieren große Mengen an Materie durch starke Sternwinde, welche Material von der Oberfläche der Sterne mit einer Geschwindigkeit von mehreren Millionen Kilometern pro Stunde in den Weltraum transportieren.

NGC 3603 befindet sich in einer Entfernung von rund 20.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Bereich des Carina-Sagittarius-Spiralarms unserer Heimatgalaxie und besitzt einen Durchmesser von etwa 20 Lichtjahren. Von der Erde aus betrachtet verfügt das Objekt über eine Ausdehnung von 4 x 4 Bogenminuten und kann mt einer scheinbaren Helligkeit von 9,1 mag mit einem Teleskop beobachtet werden.

Der Emissionsnebel NGC 3576
Bei dem Objekt auf der rechten Bildseite handelt es sich dagegen um den Emissionsnebel NGC 3576. Obwohl er in der Aufnahme wie ein ‚kosmischer Nachbar‘ von NGC 3603 erscheint, ist er doch lediglich etwa 9.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Auch dieser Nebel befindet sich im Bereich des Carina-Sagittarius-Spiralarms. Er verfügt über eine Winkelsausdehnung von 3 x 3 Bogenminuten, was einem Durchmesser von rund 100 Lichtjahren entspricht.

Am Rand des Nebels sind zwei Strukturen erkennbar, die entfernt an die Hörner eines Schafbocks erinnern. Diese seltsam geformten Filamente sind das Ergebnis stellarer Winde, welche von den heißen und junge Sternen in der Zentralregion des Nebels ausgehen und die Staub und Gas über Entfernungen von mehreren hundert Lichtjahren nach außen transportiert haben. Im oberen Bereich des Nebels sind zwei dunkle Silhouetten zu sehen. Hierbei handelt es sich um sogenannte Bok-Globulen – Regionen, in denen in Zukunft neue Sterne entstehen werden.

Auch der Emissionsnebel NGC 3576 wurde von John Herschel entdeckt. Als Entdeckungsdatum wird der 16. März 1834 genannt.

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