47. Woche - Der Kokon-Nebel - eine HII-Region mit begleitender kometarischer Wolke

Im letzten AdW hatten wir schon das Thema "helle Dunkelwolke", jetzt wieder. Markus Meel präsentiert ein sehr tiefes Bild des Kokon-Nebels IC 5146 im Cygnus. Genau genommen ist IC 5146 ist nicht nur der Name des Nebels, vielmehr umfasst er auch den eingebetteten Sternhaufen. Der Sternhaufen mitsamt umgebendem Emissionsnebel wurde 1894 von Max Wolf entdeckt. Populärer Name des Nebels ist "Kokon-Nebel" (engl. anders geschrieben: cocoon nebula), weil er wie ein so genannter "Kokon" ausschaut, das ist ein rundes Gespinst, aus dem später ein bunter Schmetterling schlüpft. Die HII-Region wurde in der Zeit vom 10.08. bis zum 03.09.2021 aufgenommen, Ort war Kronau (Rheinebene). Dazu wurde ein Newtonreflektor 250 mm/1000 mm mit Kohlefasertubus eingesetzt. Die Kamera war eine Canon 6dac (dac:= digital astronomy cooled). Belichtet wurde insgesamt 10 Stunden bei ISO 1600, die Einzelbilder je 90 Sekunden. Die Montierung - eine "Ur-EQ6" hat der Bildautor auf Riemenantrieb umgebaut, dazu ein Mgen 3 am 60er Sucher gesetzt. Flats und Bias waren eine Selbstverständlichkeit, aber keine Darks wegen der Rauscharmut aufgrund der Kühlung. Das Bildfeld ist 1° 48' x 1°10' groß mit Norden oben, Osten links.

Zu diesem Objekt gibt es eine Fülle an Hintergrundinformationen. Normal belichtete RGB-Aufnahmen des Kokon-Nebels zeigen einen runden Emissionsnebel in leuchtend roter Farbe, eine so genannte "Strömgren-Sphäre". Dieser begriff geht zurück auf den schwedischen Astronomen Bengt Strömgren, der sich mit der Anregung von Wasserstoff in solchen Nebeln befasste und eine Theorie herleitete, welche Größe eine von einem Einzelstern ionisierte HII-Region erreicht. Die erreichte Größe ist nicht für alle HII-Regionen gleich, sondern hängt davon ab, welchen Spektraltyp - also welche effektive Oberflächentemperatur - der Energie liefernde Zentralstern besitzt. Heiße junge Sterne können sehr massereich sein und haben dann den Spektraltyp O, zwischen O3 bis O9 (mit Zehntelabstufungen, O2 und O1 wurden nie beobachtet). Etwas masseärmere Sterne sind ein wenig kühler, aber im Vergleich zu unserer Sonne immer noch sehr heiß. Bis zu den Spektraltypen B0 bis B2 ist immer noch eine HII-Bildung möglich - weiter nicht, denn B3 bis B9 erzeugen nicht mehr genügend UV-Energie, um das Eigenleuchten des Nebels anregen zu können. Daher werden die HII-Regionen in der spektralen Abfolge O4 bis B2 wegen der abnehmenden Ionisierungsreichweite im Durchmesser immer kleiner. Der Zentralstern des Kokon-Nebels ist der Doppelstern BD+46°3474. Seine Helligkeiten sind B = 10,37 mag V = 9,63 mag. Der Spektraltyp lautet B1V. Merkwürdig ist, dass der Farbindex des Sterns den Wert B-V = 0,74 mag aufweist, ein klares Weißgelb! Wie kommt es, dass ein dermaßen kühler Stern (kühler als die Sonne mit B-V = 0,62 mag) eine HII-Region zum Leuchten bringen kann? Es liegt an der Absorption, die der Stern in der umgebenden Gas- und Staubmaterie des Nebels mitbekommt. Sie beträgt 3,3 Größenklassen, ohne diese verfärbende Materie würde der Stern ein B-V von -0,30 mag aufweisen, wäre also knallblau, wie es sein Spektraltyp auch vorgibt. Blaue Sterne - orangerote Sterne ... Im Bild sind mir zwei Sterne aufgefallen, deren Eigenfarbe ein sattes Orange ist. Es handelt sich um LEE 340 und LEE 341, zwei Kohlenstoffsterne an den Pixelpositionen (1750/1557) und (2794/491) mit den Farbindizes B-V = 2,55 und 2,62 mag. Extrem!

Jetzt zu den verschiedenen Katalognamen des Kokon-Nebels. Lange vor der Farbfotografie gab es bereits Schwarzweißaufnahmen leuchtender Nebel, die aber immer nur als Grauflächen erschienen. Man interpretierte sie einfach als "interstellare Materie". Schon in den 1940er Jahren suchte der Schwede S. Cederblad systematisch nach Nebeln und publizierte 1946 seinen Nebelkatalog. In den 1950er Jahren befassten sich die russischen Astronomen Gase und Shajn mit der Katalogisierung von Nebeln und veröffentlichten 1955 an der Simeis-Sternwarte auf der Krim ihren Katalog. Darin wurde der Nebel um IC 5146 als Nebel Nr. 246 erwähnt, das ergab dann den heutigen Namen [GS55] 246. 1959 kam dann im zweiten Sharpless-Katalog die Nr. Sh2-125 hinzu, 1965 die Nummer LBN 464 aus dem Lynds-Katalog und 1977 schließlich [B77] 33 = Bernes 33 aus dem Bernes-Katalog.

Neue Untersuchungen in diesem Jahrtausend ergaben, dass der Sternhaufen in IC 5146 im Inneren Bereich noch viel mehr Sterne enthält. Im infraroten Zusatzbild 1 aus Aladin wird deutlich, dass die schwächeren zentralen Sterne durch die Nebelmaterie verdeckt werden, im IR-Bereich aber sichtbar sind. Hier zeigt sich, dass der Sternhaufen den oben bereits genannten BD+46°3474 knapp neben dem Zentrum als hellsten Stern enthält. Der IR-Sternhaufen wird auch als [FSR2007] 0308 bezeichnet. Der seltsame Katalogname geht auf die Entdecker zurück, das waren D. Froebrich, A. Scholz und C.L. Raftery. Sie veröffentlichten 2007 eine IR-Untersuchung mit dem Titel "A systematic survey for infrared star clusters with |b|<20° using 2MASS" in Mon. Not. R. Astron. Soc. 374, 399-408 (2007). Dabei verwendeten sie den Two Micron All Sky Survey (2MASS).

Wie weit ist IC 5146 eigentlich entfernt? G.H. Herbig und S.E. Dahm (2002) nennen eine Entfernung von 1,2 kpc (ca. 3900 Lj), die sich aus der Fotometrie einiger Haufensterne mit spätem Spektraltyp ergeben haben. Das Alter ist recht jung und wird auf lediglich rund 1 Million Jahre geschätzt. Dazu passt es sehr gut, dass viele junge stellare Objekte (YSO) gefunden wurden, etliche davon mit Hα-Emission. Etwa 50% haben noch nicht das Hauptreihenstadium erreicht, sind also noch nicht stabil.

IC 5146 ist aber nicht allein. Er sitzt im östlichen ausgedehnten Kopfbereich einer nach Westen langgezogenen und kometarisch geformten Wolke. Ein kurz belichtetes Bild würde hier etliche langezogene Dunkelwolken zeigen. Bei der langen Belichtungszeit jedoch werden Dunkelwolken durch extern gelagerte beleuchtende Sterne zu einem lichtschwachen Reflexionsnebel aufgehellt. An Dunkelwolken sind im Bild die wichtigsten zu sehen an den Pixelkoordinaten:

(4760/1080) Dobashi 3074
(4470/1170) Dobashi 3080
(4060/1245) Dobashi 3090
(3850/1010) Dobashi 3095
(3184/1406) Dobashi 3101
(2115/1357) Dobashi 3113

Wo Dunkelwolken sind - sprich: optisch erkennbarer Staub - da ist auch stets die völlig unsichtbare molekulare Materie vorhanden. Bereits vor langen Jahren fand eine japanisch-französische Astronomengruppe heraus, dass ihr untersuchtes Gebiet zwischen NGC 7000 und IC 1396 voller Molekülwolken ist. Gemessen wurden zahlreiche CO-Wolken. Die Zone um IC 5146 gehört mit dazu (K. Dobashi, J.-P. Bernard, Y. Yonekura, Y. Fukui, 1994: Molecular clouds in Cygnus. I. A large-scale survey; Astrophys. J. Suppl. Ser. 95, 419-456). Und das ist ein Forschungsgebiet für die Radioastronomie, denn Molekülwolken lassen sich hervorragend in Radiowellenlängen untersuchen, insbesondere in Bezug auf das immer spannende Thema Sternentstehung. Neues Einsichten brachte eine Arbeit von D. Arzoumanian et al. (2011) ans Licht: Characterizing interstellar filaments with Herschel in IC 5146; Astron. & Astrophys. 529, L6-6. Die Astronomengruppe erforschte mit dem Weltraumteleskop Herschel der ESA den Gould Belt, eine nahegelegene recht lange Ansammlung heller Sterne parallel zur Milchstraße. Die Beobachtungsdaten wurden in den Wellenlängen 70 bis 500 Mikrometer erfasst. Danach ist die gesamte lange Wolkenstruktur westlich von IC 5146 in Filamente aufgelöst. Nicht nur Supernovareste oder expandierende HII-Schalen zeigen diesen Filamentaufbau, auch die Dunkel- und Molekülwolken. An vielen Stellen wurden junge Sterne nachgewiesen (siehe Zusatzbild 2 aus dieser Publikation). In diesem Zusatzbild wird die Dichte der räumlichen Verteilung des molekularen Wasserstoffs aufgezeigt, wobei alle Dreiecke junge Sterne repräsentieren. Die Struktur wird als "Streamer" (Abströmungen) bezeichnet. Unterschieden wird der northern streamer vom southern streamer, was im AdW anhand der Dunkelwolkenstreifen sehr gut nachvollziehbar ist. Auch E.J. Chung et al. (2021) untersuchten mit dem 14-m-Radioteleskop der Universität Taeduk die Nebelstruktur von IC 5146 bis in die Streamer hinein. Dabei wurde in den Radiowellenlängen verschiedener molekularer Verbindungen aus Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Kohlenstoff und Schwefel gearbeitet. Die Streamerstrukturen wurden bestätigt, ebenso die vielen jungen Sterne. Zusätzlich fand man zahlreiche dichte Kerne in den Streamern. Absolut neu ist, dass die Entfernung von IC 5146 auf 800 pc (ca. 2600 Lj) und die des Streamerschweifes auf 600 pc (ca. 1960 Lj) neu bestimmt wurden. Gleichlautende Werte stammen aus Gaia-Messungen von Wang et al. (2020). Der Schweif ist also mehr oder weniger von IC 5146 weg in Richtung Sonne gerichtet.

Anmerkungen: Zunächst einmal zum Bild selbst. Das Objekt IC 5146 ist farblich gut getroffen, ebenso die Sterne. Dass eine Verzerrung der Sterne in den Ecken zu sehen ist, besonders rechts unteren, soll die Aussagekraft des Bildes nicht schmälern. Möglicherweise könnte die Poljustierung der Montierung einmal überprüft werden. Markus Meel hat es richtig gemacht, den Emissionsnebel im Bild nicht in der Mitte, sondern weit nach links zu positionieren, so dass die Schweifstruktur weitestgehend mit ins Bild kommt. Äußerst spannend finde ich, dass ein dermaßen tiefes Bild parallele Strukturen optisch nachvollziehbar macht, die in Radiowellenlängen gefunden wurden.

Markus Meel jetzt die Gratulation des AdW-Teams zu diesem gelungenen Bild … und natürlich auch die Gratulation zum Astrofoto der Woche.

Peter Riepe
Bildautor: Markus Meel

Objektkoordinaten (J2000):
RA = 21 h 53 min 29 s, Dec = +47° 16´ 00´´

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