Hubbles Veränderlicher Nebel NGC2261

Dass es veränderliche Sterne gibt, ist in Kreisen von Amateurastronomen schon lange nichts neues mehr, da man den Lichtwechsel einiger dieser Sterne schon sehr leicht mit blossem Auge verfolgen kann. Bekannt ist hingegen die Tatsache, dass es auch veränderliche Nebel gibt. Daher sollen drei dieser Objekte an dieser Stelle vorgestellt werden.

NGC2261

NGC2261, auch bekannt als Hubbles Veränderlicher Nebel (engl.: Hubble’s variable nebula), ist der bekannteste Vertreter seiner Art. Dieser fächerförmige Nebel liegt weniger als ein Grad vom Konus-Nebel entfernt und man kann ihn unter guten Beobachtungsbedingungen schon mit einem 10cm-Teleskop sehen. Er hat eine Größe von 1'x 2' und eine scheinbare Helligkeit von 9,5mag. Seine Entfernung wird auf 800pc (etwa 2600 Lichtjahre) und sein Durchmesser auf etwa 1/3 Lichtjahre geschätzt. Auf der nebenstehenden Aufnahme erscheint er als ein kleiner, heller, dreieckiger Fleck nahe der rechten unteren Bildecke, während der Konus-Nebel als eine keilförmige Struktur zu sehen ist, die sich von unten her in den roten Nebel links der Bildmitte hineinschiebt.

Hubbles Veränderlicher Nebel wurde 1783 von Wilhelm Herschel entdeckt. 1916 fand Edwin Hubble durch den Vergleich von Fotoplatten heraus, das sich die Form, Helligkeit und Struktur dieses Nebels innerhalb einiger Monate verändert hatte. Aufgrund dieser Entdeckung kam NGC2261 zu den Namen Hubbles Veränderlicher Nebel. Vom 27.April 1919 bis zum 9.November 1951 untersuchte C.O. Lampland NGC2261 vom Lowell Observatorium aus. Dabei nahm er über 900 Photoplatten von NGC2261 auf. Seine Beobachtungen bestätigten Hubbles Entdeckung. Sie zeigten aber auch, dass diese Variationen keine Periode besitzen und auch nicht den Helligkeitsschwankungen von R Monocerotis folgen. R Mon ist ein junger, massenreicher Stern (ein Herbig Ae/Be), der an der "Spitze" des Nebels liegt. Hochauflösende Photos, aber auch visuelle Beobachtungen mit großen Teleskopen zeigen, dass R Mon im Vergleich zu anderen Sternen etwas diffus erscheint. Darüber hinaus ist das Objekt noch eingelagert in ein dreieckiges Nebelfleckchen von wenigen Bogensekunden Ausdehnung.

19.12.1919	09.10.1920	29.12.1921	24.10.1922	26.10.1933

Nach unserem heutigen Wissen muss man NGC2261 in eine umfangreiche Gruppe sogenannter Bipolarer Nebel einordnen, die sich bei der Entstehung von Sternen herausbildet. die Sternentstehung beginnt damit, dass Teile einer interstellaren Gas- und Staubwolke unter ihrer eigenen Schwerkraht zusammenbrechen. Unter Mitwirkung der Rotation entsteht dabei eine scheibenförmige Hülle um den entstehenden Stern, die sich im Infraroten nachweisen lässt. Tatsächlich zeigt das Spektrum von R Mon ein Maximum bei einer Wellenlänge von 3,5 Mikrometer. Das entspricht Staub bei einer Temperatur von 800K. Mit Hilfe der Speckle-Interferometrie konnte man zeigen, dass diese Staubhülle eine Ausdehnung vom 1300AE ( = 1300facher Abstand Erde-Sonne) hat. Diese Staubscheibe ist in der Äquatorebene undurchsichtig, wird aber zu Polen hin immer durchsichtiger. Das Licht des Sterns kann dann zu den Polen hin austreten - und ähnlich dem Lichtkegel einer Taschenlampe - dort keulenförmige Reflexionsnebel erzeugen. Es gibt Fälle, wo beide Keulen (oder "Lobes", wie sie im englischen heissen) sichtbar sind. Bei NGC2261 wird jedoch die südlichere Keule durch Staub verdeckt.

In den letzten Phasen der Sternentstehung treten in der Regel unregelmässige Helligkeitsschwankungen auf. Da NGC2261 Sternenlicht reflektiert, sollte er auch Helligkeitsschwankungen zeigen. Beobachtungen haben aber gezeigt, dass sich die Helligkeit von R Mon und dem Nebel nicht prallel verändern. Es gibt zeitlich Unterschiede, die darauf hindeuten, dass der Nebel durch bewegliche Bereiche aus der Staubhülle des Sterns zeitweise verdeckt wird.

Hubbles Veränderlicher Nebel war das erste Objekt, dass mit dem 5m-Spiegel auf dem Mount Palomar 1949 fotografiert wurde.

Hinds Nebel NGC1555 um T Tauri

Hinds Nebel um T Tauri, Aufnahme aus dem Palomar Observatory Sky Survey

Der Stern ist heute als T Tauri bekannt. Hinds Nebel wurde noch einige Male von anderen Astronomen beobachtet. Aber 1681 entdeckte H. d'Arrest in Kopenhagen, dass der Nebel verschwunden war, obwohl er ihn 1855 und 1856 noch öfters beobachtet hatte. Mit den grössten Teleskope konnte Hind's nebula (der heute die Bezeichnung NGC1555 trägt) noch zwischen 1861 und 1864 beobachtet werden, aber 1686 war er total verschwunden.

1868 entdeckte Otto Struve einen Nebel um einen Stern 14. Grösse 3' westlich von T Tauri. D'Arrest bestätigte Struves Entdekung, war sich aber sicher, dass dieser Nebel vorher noch nicht dort war. Struves Nebel blieb bis 1877 sichtbar, wurde aber danach nie wieder gesehen, und auch moderne Fotos zeigen keine Spur von ihm. Im NGC Katalog trägt Struves Nebel die Nummer 1554.

Bis 1890 schenkte offenbar niemand mehr der Region um T Tauri Beachtung. In diesem Jahr wurde Hind's nebula von E.E. Barnard und S.W. Burnham mit dem 36"-Refraktor des Lick-Observatoriums wiederentdeckt.

Burnham beschrieb ihn als "ein außerordentliche schwacher, runder Nebel... 3/4' von T Tauri entfernt... anscheinend nicht mit dem veränderlichen [T Tauri] verbunden, und das Schwächste, was mit dem großen Lick-Teleskop zu sehen ist. Es ist wahrscheinlich zu schwach für jedes andere Teleskop." Damit war der Nebel viel schwächer als im Jahre 1852, wo es von Hind mit einem 7"-Refraktor entdeckt wurde. Im Frühjahr 1895 stellte Barnard fest, dass der Nebel ein wenig heller geworden war, aber im Herbst des gleichen Jahres war er auch zu schwach für das 36"-Teleskop geworden. Ende 1897 versuchten Burnham und Barnard - jetzt mit dem 40"-Teleskop des Yerkes-Observatoriums - den Nebel wiederzufinden. Sie vermuteten die Existenz eines schwachen Nebels nahe der Sichtbarkeitsgrenze. Aber es war selbst für zwei so erfahrene Beobachter eine extrem schwierige und unsichere Beobachtung.

1890 versuchte Isaac Roberts vergeblich den Nebel mit Hilfe der Fotografie nachzuweisen. 1899 fand J.E.Keeler mit dem Crossley 36"-Reflektor des Lick-Observatoiums schwache Nebelstrukturen, die recht gut mit den Beschreibungen und Zeichnungen, die Burnham und Barnard von NGC1555 angefertigt hatten, übereinstimmten.

Spätere Photografien am Lick-Observatorium von H.D.Curtis und von F.G.Pease mit dem 60"-Reflektor am Mt.Wilson in den Jahren 1911-16 zeigten mehr Einzelheiten. Pease fand auch heraus, dass die ein grosser Teil der Dunkelwolken, in denen T Tauri und Hinds Nebel liegen, selber schwach leuchten.

Der Einsatz der Fotografie beim Studium von NGC1555 beendete die grossen Unsicherheiten, die bei visueller Beobachtung immer auftreten. Unzweideutige Veränderungen im Aussehen von Hinds Nebel konnten nachgewiesen werden. Wegen seiner lichtschwäche blieb der Nebel aber stets ein ein Objekt nur für grosse Reflektoren. Um 1920 wurde der direkt bei T Tauri gelegene Teil des Nebels heller. Dieser Teil war schon auf frührern Aufnahmen schwach sichtbar gewesen.

Um 1935 berichteten W.Baade und E.P.Hubble, dass der Nebel visuell mit dem 2,5m-Teleskop gesehen werden kann. C.O.Lampland berichtete, dass seine Beobachtungen mit dem 42"-Reflektor am Lowell-Obserwatorium suggeriern, dass der Nebel immer heller wird. 1940 nahm Baade ein spektakuläres Photo mit dem 2,5m-Spiegel auf: es zeigt NGC1555 als ein Objekt, das aus hellen und sich überlappenden Bögen besteht, die konkav zu T Tauri gekrümmt sind. Fotos, die seit 1951 mit dem Crossley-Reflektor am Mount Hamilton gewonnen wurden, zeigen in etwa das gleiche. Hundert Jahre nach seiner Entdekung ist Hinds Nebel wieder ein leicht zu sehendes Objekt: man kann es ohne Probleme mit dem Crossley-Reflektor sehen.

Jedoch ist der Nebel nicht nur einfach eine hellere Ausgabe des Nebels, der auf den früheren Aufnahmen zu sehen ist. Früher lag der hellste Teil ca. 40" südwestlich von T Tauri, mit viel schwächeren Ausläufern nach Westen und noch schwächeren Teilen in einem größeren Abstand. der hellste Teil des Nebels erstreckt sich in einem langen Bogen von Südwesten nach Nordwesten. Die visiuellen Beschreibungen von Hinds Nebel aus den Jahren 1852-56 sagen aus, dass der Nebel - in ungefährer Übereinstimmung mit Fotos aus dem Jahre 1899 - südwestlich vob T Tauri liegt. Wir erleben ein Wiederaufleuchten von Hinds Nebel, aber der Nebel hat jetzt eine andere Form als vor 100 Jahren.

Die Verbindung des Nebels mit T Tauri ist so auffällig, dass man kaum bezweifeln kann, dass der Stern irgendwie für das Leuchten des Nebels verantwortlich ist. Das der Nebel das Licht von T Tauri reflektiert konnte in der Jahren 1949 bis 1951 am Lick Observatorium durch Spektren bewiesen werden. Diese Beobachtungen zeigten, dass der Stern und der Nebel - so weit man es auf Spektrogrammen geringer Dispersion erkennen kann - ein identisches Spektrum haben. Nebel mit Emissonslinienspektrum (wie z.B. der Orionnebel) benötigen zur erzeugung der Emissionslinien Sterne in ihrer Nähe, die heisser sind als 20000K. Nebel, die mit kühleren Sternen verbunden sind, reflektieren nur das Licht ihres Stern. Weil T Tauri ein etwas kühlerer Zwergstern als unserer Sonne ist, kann man vermuten, dass der Nebel nur das Licht von T Tauri reflektiert. Aber vor Überraschungen kann man ja nie sucher sein...

Gehen wir noch einmal zurück ins Jahr 1890. Als Burnham diese Region mit dem 36"-Refraktor untersuchte, entdeckte er, dass T Tauri selbst in einen kleinen, nur ein paar Bogensekunden grossen, ellipsischen Nebel eingebettet ist. Zuerst hielt Burnham diesen kleinen Nebel für NGC1555. Aber ein paar Nächte später wurde er von Barnard auf einen extrem schwachen Nebelfleck 45" südwestlich von T Tauri aufmerksam gemacht, bei dem es sich in Wirklichkeit um hind nebel handelte (s.o.). Auch der innere Nebel um T Tauri scheint veränderlich zu sein. 4 Jahre später schaute Barnard nochmal mit dem 36"-Teleskop nach und fand, dass der kleine elliptische Nebel, mit Ausnahme eines schwachern, nebligen Leuchtens um den Stern, auch verschwunden war. 1897 sah Barnard mit dem 40"-Refraktor einen kleinen Nebligen Fleck südöstlich von T Tauri.

Auch die Fotografie macht das Studium von Burnhams Nebel nicht einfacher: Lange Belichtungszeiten zeigen zwar selbst schächste Ausläufer, die bei visiueller Beobachtung verborgen bleiben, produziert aber grosse, überbelichtete Scheiben um helle Sterne. Aufnahmen von Keeler mit dem Crossley-Reflektor aus dem Jahre 1899 zeigen Burnhams Nebel als ein verschwommenes, 4" grosses Anhängsel von T Tauri. Auch auf dem Bild oben erscheint T Tauri einwenig verschwommen. Gegen 1920 fand Hubble mit dem 2,5m-Spiegel auf dem Mount Wilson, dass es wenigstens drei Nebelfetzen aus dem Bild von T Tauri herauslaufen. Der hellste erstreckt sich nach Südwesten. Dieser Ausläufer ist wahrscheinlich (zusammen mit ein Auslaüfer nach Norden) ein Teil von Burnhams Nebel.

Wir haben gesehen, dass Hinds Nebel durch reflektiertes Licht von T Tauri beleuchtet wird. Warum sollte es bei der Nebelmaterie, die T Tauri umgibt, anders sein? Um diese Frage zu entscheiden müssen spektroskopische Beobachtungen durchgeführt werden. Dieses ist hier aber schwerer als bei Hinds Nebel. Fur letzteren braucht man nur einen lichtstarken Spektrographen und eine Menge Geduld für eine stundenlange Belichtung. Die kleine Hülle um den Stern T Tauri ist nicht so schwach, wird aber durch das Licht des Sterns fast völlig überstrahlt, so dass man Vorkehrungen treffen muss, um das Licht des Sterns fernzuhalten. Spektrogramme des inneren Nebels entstanden in zwei guten Nächten mit dem 82"-Spiegel des McDonald Observatoriums in Texas. Diese Spektrogramme zeigen, dass das Nebelspektrum aus Emissionslinen von Sauerstoff, Schwefel und Wasserstoff besteht, wie man sie sonst nur bei Nebeln findet, die von heissen blauen Sternen angeregt werden. Aber T Tauri ist nur ein kühler gelber Zwergstern. Bisher wurde keine vollkommen befriedigende erkläung für dieses Phänomem gefunden. Es scheint, als ob sich die phsysikalischen Bedingungen im inneren und der äusseren Nebel um T Tauri aus noch unbekannten Gründen deutlich unterscheiden.

Bisher haben wir hier nur von Winkeleinheiten (Bogensekunden und Bogenminuten) gesprochen. T Tauri ist etwa 450 bis 500 Lichtjahre entfernt, daher entspricht ein winkel von 1" ca. dem 150 AE, d.h dem 150 fachen Abstand Erde Sonne. Wenn nun der innere Nebel sich bis in einem Abstand von 10" von T Tauri erstreckt, so bedeutet das, dass er sich in Wirklichkeit midestens 1500 AE (etwa 60 facher Abstand Pluto-Sonne) von T Tauri aus erstreckt. Wir können nicht annehmen, dass der innere Nebel genau senkrecht zur Blicklinie verläuft. Daher kann es sehr wohl sein, dass er viel grösser ist als 1500AE. Der Abstand von Hinds Nebel von T Tauri ist mehr als drei Mal so gross (vorausgesetzt die Projektion zur Sichtlinie ist die gleiche) wie die äussersten Ränder des inneren Nebels.

Die Wichtigste Frage haben wir aber noch nicht behandelt: Wie kommen die Helligkeitsschwankungen des Nebels zustande? Es ist kaum Anzunehmen, dass der Nebel sich aufgelöst und wieder neu gebildet hat, da die dazu nötigen Geschwindigkeiten unwahrscheinlich gross wären. Auch können wir nicht die unregelmässigen Helligkeitsschwankungen von T Tauri dafür verantwortlich machen, da kaum ein Zusammenhang zwischen den Helligkeitschwankungen des Nebels und des Sterns besteht. So hat sich z.B. seit 1916 die Helligkeit von T Tauri nur wenig verändert, aber Hinds Nebel ist seit dem viel heller geworden. Erfahrungen mit anderen veränderlichen Nebel haben gezeigt, das diese Phänomene auf unterschiedliche Beleuchtung des Nebels zurückzuführen sind. Es klingt wahrscheinlich, dass die Gaswollken, die einst so hell von T Tauri beleuchtet wurden, sich nach 1861 nicht aufgelöst haben, sondern unsichtbar wurden, als irgend etwas in der Nähe von T Tauri seinen Schatten auf sie warf. Vermutlich sehen wir nicht mehr als das Spiel von Licht und Schatten auf einen relativ unbeweglichen Gardine aus Gas und Staub. Es ist verlockend anzunehmen, dass die Schatten von Wolken oder Verdichtungen im inneren Nebel um T Tauri erzeugt werden. Vom Nebel aus gesehen mögen die Hellikeitsschwankunngen des Nebel durch Lichtschwankungen von T Tauri verursacht sein. Aber diese Helligkeitsänderungen können sich sehr wohl von denen unterscheiden, die wir von T Tauri auf der Erde sehen.

NGC6729 in der Südlichen Krone

Der Nebelkomplex NGC6726-6727-6729. Mas sieht, dass die gesamte Region von dunklen und hellen Staubwolken durchzogen ist.

7 1/2 Grad südlich von zeta Sagittarii liegt in einer von hellen und dunklen Nebeln durchzogenen Region der veränderliche Nebel NGC6729. Er sieht aus wie ein 1,3' grosser Komet und enthält den unregelmässigen Veränderlichen R Coronae Australis. Beide bilden eine Kombination, die stark an Hubbles Veränderlicher Nebel NGC2261 im Sternbild Einhorn erinnert (siehe oben). Im Allgemeinen folgen die Helligkeitsschwnkungen des Nebels denen des Sterns. Aber es gibt auch Veränderungen einiger Details des Nebels, die zu schnell sind, um physikalisch real zu sein. Wahrscheinlich kommen sie durch unterschiedliche Einwirkung von Licht- und Schatten auf dem Nebel zustande.

In dieser Region findet man zahlreiche veränderliche Sterne: R CrA ist ein Stern vom Spektraltyp F5. Seine Helligkeit schwankt unregelmaessig zwischen der 10 und der 14 Grössenklasse. Manchmal ändert sich seine Helligkeit innerhalb weniger Tage um zwei Grössenklassen. Ungefähr 1,3' südöstlich von R CrA liegt der schwächere Veränderliche T CrA. Er zeigt Helligkeitsschwankungen zwischen 11,4 und 14,3 mag. Sein Spektraltyp ist ungefähr F0. Etwa 9' westlich von R liegt S CrA. Er schwankt zwischen 10,8 und 12,5 mag.

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© Hans-Peter Jäger 2008, Letzte Änderung am 04.05.2008