Mai 2009 – NGC 3372, der Nebel um Eta Carinae

1. Mai 2009 - g.grutzeck

Im Carina-Arm unserer Galaxis sitzt die prominente HII-Region NGC 3372 [1, 2]. Da sie den Stern Eta Carinae umgibt, wird sie auch "Eta-Carinae-Nebel" genannt. Das Alter dieses Deep-Sky-Objekts beträgt einige Millionen Jahre. Die Entfernungsangaben sind in der Literatur unterschiedlich. Ältere Werte gehen von 8000 Lj aus, neuere Messungen ergeben für die im Nebel enthaltenen Sternhaufen jedoch Entfernungen um 10000 Lj [3]. Bis in die schwächsten Ausläufer beträgt der scheinbare Durchmesser von NGC 3372 etwa 2,5°. Damit liegt der wahre Durchmesser bei etwa 430 Lj. Demnach ist der Eta-Carinae-Nebel ungefähr 14-mal so groß wie der Orionnebel, der es nur auf ca. 30 Lj bringt. Astrofotografisch ist NGC 3372 eines der farblich imposantesten Foto-Motive überhaupt (Abb. 1 bis 8). Absorbierende Staubwolken und überlagerte bläuliche Reflexionsanteile bewirken eine beachtliche Vielfalt von Rottönen.
Bereits mit einem Feldstecher erkennt man eine von Staubwolken durchsetzte Struktur. Der Nordteil erinnert von der Form her an ein "V", das durch zwei mächtige Dunkelwolken vom größeren, dreigliedrigen Südteil getrennt wird. Mit mittleren und erst recht größeren Optiken kann der Beobachter verschiedene kleine, eingelagerte Sternhaufen wahrnehmen. Der hellste Bereich im Südteil des "V" zeigt viele Details, z.B. auffällige, gebogene Nebelsträhnen und kleine Dunkelwolken. Hier tritt auch der dunkle "Schlüsselloch-Nebel" hervor, der aus zwei kugeligen Hälften besteht. Etwa 2′ östlich des Schlüsselloch-Nebels liegt der Stern Eta Carinae. Dieser Stern entzieht er sich der direkten Beobachtung, weil er in ein kleines, sehr dichtes und nur etwa 16" ausgedehntes Nebelchen eingebettet ist. Es erhielt 1950 vom argentinischen Astronomen Ernesto Gaviola wegen seines menschenähnlichen Aussehens den Namen "Homunculus". Kurz belichtete Fotografien zeigen den Homunculus rötlich. Dabei muss man feststellen, dass die moderne CCD-Technik selbst bei "nur" 600 mm Öffnung die alte Technik auf Film sogar mit einem 4-m-Teleskop ganz klar abhängt (Abb. 9, 10). Die Wissenschaft hat den Homunculus als einen bipolaren Nebel klassifiziert, was durch Untersuchungen mit dem Hubble Space Telescope bestätigt wurde (Abb. 11). Allerdings hat sich das astrophysikalische Bild neu geformt: Zwei sphärische Gasblasen bilden die Form einer Erdnuss [4, 5]. Aus der Mitte schießen senkrecht dazu zwei Jets hervor. Erdgebundene Spektraluntersuchungen ergaben, dass die Gasblasen die Polarachse des Nebels bilden. Die südöstliche Blase dehnt sich in unsere Richtung aus, während sich die nordwestliche von uns weg bewegt [5, 6].
Der Stern Eta Carinae selbst ist ein unregelmäßiger Veränderlicher mit einer bewegten Historie [7]: Edmund Halley katalogisierte Eta Carinae im Jahre 1677 mit einer scheinbaren Helligkeit von 4 mag. In der Folgezeit wurde der Stern allmählich heller und erreichte um 1730 bereits die 2. Größenklasse. Bis gegen 1782 ging die Helligkeit auf 4 mag zurück und blieb in den Folgejahren wechselhaft. Ab 1820 setzte ein kräftiger Helligkeitsanstieg ein (Abb. 12). In einem heftigen Ausbruch im Jahre 1843 wurde Eta Carinae mit -0,8 mag zum zweithellsten Stern nach Sirius (-1.4 mag). Eigentlich hätte der Stern damals mit voller Berechtigung in "Alpha Carinae" umbenannt werden müssen, denn selbst Canopus, der mit -0,7 mag hellste Stern im Sternbild Carina, wurde knapp überboten. Nach diesem Ausbruch blieb die Helligkeit schwankend, fiel dann aber nach 1858 rapide "in den Keller", nur durch zwei kleinere Ausbrüche 1870 und 1889 unterbrochen. Eta Carinae wurde für das bloße Auge allmählich unsichtbar und kam ab 1900 nur noch auf 8 mag. Zwischen 1941 und 1953 gab es wieder einen leichten Anstieg auf 7 mag. Zu Beginn der neunziger Jahre wurden sogar um 6 mag gemessen. Zwischen 1998 und 1999 ereignete sich ein unerwarteter, leichter Zuwachs um einen Faktor 2. Diese Entwicklung hält offenbar an und bleibt extrem spannend. In einer recht neuen Arbeit wird darüber berichtet, dass zwischen 2003 und 2006,5 ein Anstieg auf visuelle 4,7 mag stattfand [8].
Eta Carinae ist ein superleuchtkräftiger, instabiler Veränderlicher. Dieser LBV (luminous blue variable) dürfte einer der massereichsten Sterne der Milchstraße sein. Er zeigt bei näheren Untersuchungen komplexe Profile der Spektrallinien He I, H I und Fe II. Der Astronom Augusto Damineli entdeckte 1995 bei spektroskopischen Beobachtungen am 1,6-m-Teleskop des Nationalen Astrophysikalischen Instituts von Brasilien, dass diese Profile deutlich sichtbaren, periodischen Veränderungen unterliegen [9, 10]. Er stellte fest, dass die hoch angeregte Linie des Heliums bei 1083 nm Wellenlänge (nahes Infrarot) ihre Intensität regelmäßig beträchtlich ändert. Dieses zyklische Verhalten wird von vielen Astronomen auf eine Doppelsternnatur von Eta Carinae zurückgeführt. Die leuchtkräftigere, aber kühlere Hauptkomponente Eta Carinae A (etwa 18000 K) erzeugt einen dichten Sternwind, der mit dem weniger dichten, aber schnelleren Sternwind des Begleiters Eta Carinae B und dessen Strahlungsfeld kollidiert. B umrundet A offenbar auf einer sehr exzentrischen Bahn. B ist sehr heiß (35000 – 39000 K) und besitzt neuen Abschätzungen zufolge einen Spektraltyp zwischen O5.5 III und O7 I [11]. Eta Carinae ist aber nicht einzigartig als massiver Doppelstern. Erst vor wenigen Jahren wurden in einem Programm zur Auffindung veränderlicher Sterne in NGC 3372 u.a. auch drei Bedeckungsveränderliche des Spektraltyps O entdeckt [12]. Diese Sterne NSV 18497, CPD-59 2635 (Abb. 13) und NSV 18518 geben Materie in Form vehementer Sternwinde in den Nebel hinein, insofern sind sie mit Eta Carinae vergleichbar.
Damineli sagte für Ende 1997 bis Anfang 1998 ein Minimum in der He I-Linienstärke voraus. Und das trat am 16. Dezember 1997 tatsächlich ein. Auch Röntgenbeobachtungen mit dem Rossi X-ray Timing Explorer (Satellit RXTE, [13, 14]) bestätigen das Doppelsternmodell. So konnte M.F. Corcoran vom Goddard Space Flight Center in der Überwachungszeit von 1996 bis Ende 2003 sowohl in der harten als auch in der weichen Röntgenstrahlung zwei tiefe, zeitgleiche Minima nachweisen und daraus eine Periode von 2024 Tagen ableiten (Abb. 14). Über die letzten 60 Jahre gemittelt betrug diese Periode 2020 Tage, derzeit sind es etwa 2023 Tage [10].
Astrophysikalische Beobachtungsdaten weisen das Doppelsternsystem Eta Carinae als sehr massereich aus. Für Eta Carinae A werden 150 bis 180 Sonnenmassen angenommen, für Eta Carinae B 60 bis 70 Sonnenmassen [15]. Die Leuchtkraft übertrifft die der Sonne um etwa das Viermillionenfache, das sind 16,5 Größenklassen mehr! Stünde unsere Sonne neben Eta Carinae, käme sie lediglich auf 21 bis 22 mag. Pro Jahr gibt Eta Carinae ungefähr 0,001 Sonnenmassen als Sternenwind in die Nebelumgebung ab [16]. Dieser Massenverlust bewirkt ein zunehmendes Ungleichgewicht: Der nach außen gerichtete Strahlungsdruck wird irgendwann den gravitativen Zusammenhalt überflügeln. Es ist abzusehen, dass Eta Carinae ein explosiver Sternentod bevorsteht [2]. Sehr wahrscheinlich wird der Stern in nicht allzu ferner Zukunft als gleißende Supernova enden [1, 17].
In der Umgebung von Eta Carinae haben sich seit dem Ausbruch von 1843 einige Änderungen ergeben. So sieht der Schlüsselloch-Nebel heute anders aus als damals. John Herschel, der bekannte Doppelsternbeobachter, fertigte zwischen 1834 und 1838 in seinem Observatorium nahe Kapstadt/Südafrika verschiedene Zeichnungen an, die im Jahre 1847 publiziert wurden [18]. Unter anderem gibt es eine vieldiskutierte Zeichnung von der Schlüsselloch-Region mit einigen bemerkenswerten Details (Abb. 15a). Im Jahre 1870 gelangen auch dem Astronomen Le Sueur am 1,2-m-Melbourne-Reflektor detailreiche Beobachtungen der Eta-Carinae-Region. Seine Darstellung (Abb. 15b) beweist klar (von den subjektiv unterschiedlichen Eindrücken einmal abgesehen), dass das Nebelfeld um Eta Carinae sein Erscheinungsbild gewandelt hat. Bereits 1870 war der südliche Dunkelbereich des Schlüsselloch-Nebels mit seiner hell begrenzten Ostseite nicht mehr auffindbar. Offenbar wurden beim Ausbruch von 1843 große Mengen an Materie in die Umgebung geschleudert, so dass sich die Beleuchtungsverhältnisse durch den neu gebildeten Homunculus änderten. Dies wird sofort verständlich: Eta Carinae ist gleich weit entfernt wie der Schlüsselloch-Nebel, denn das reflektierte Spektrum von Eta Carinae kann über den gesamten Bereich des Schlüsselloch-Nebels registriert werden (Walborn & Liller 1977 sowie Lopez & Meaburn 1986).
Der Homunculus ist eindeutig das Überbleibsel des Ausbruchs von 1843. Legen wir eine Entfernung von 10000 Lj zu Grunde, so entspricht die 16" große Achse des Homunculus einer Ellipse von 0,78 Lj Durchmesser. Das sind 7,3 Billionen km, auf die das Nebelchen in den vergangenen 166 Jahren angewachsen ist. Dies kommt einer Expansionsgeschwindigkeit von ca. 700 km pro Sekunde gleich. Abb. 10 und 11 zeigen, dass der Homunculus in einem weiteren, aber schwächeren Nebel von 40" Ausdehnung steckt. Dies sind vermutlich die Überreste eines noch früheren Ausbruches.
Wodurch erhält der Eta-Carinae-Nebel eigentlich seine Energiezufuhr? Dies erfolgt zum größten Teil durch etliche junge offene Sternhaufen (Abb. 16), die mit massiven, heißen Sternen gefüllt sind. Der zentrale und bedeutendste Sternhaufen ist Trümpler 16 (Tr = Trümpler). Anmerkung: In der angloamerikanischen Literatur steht leider immer wieder falsch "Trumpler". Tr 16 liegt in der südlichen Spitze des "V", Eta Carinae ist sein leuchtkräftigstes Mitglied. In der Nordwestflanke des "V" liegt der kompakte Tr 14. Nördlich und schon außerhalb des "V" befindet sich Tr 15. Weiterhin sind noch Bochum 10 und 11 sowie Collinder 228, 232 und 234 zu nennen. Letzterer ist Teil von TR 16. Tr 16 und Tr 14 sind die jüngsten und sternreichsten Haufen des Nebels [3]. Für Tr 14 ergab sich ein Alter von nur 1 bis 2 Millionen Jahren, Tr 16 ist auch nicht älter als 3 Millionen Jahre. Es gibt mindestens 31 O-Sterne allein in diesen beiden Sternhaufen, darunter sechs des außerordentlich seltenen Spektraltyps O3 V, Hauptreihensterne also. Tr 14 beherbergt den O2-Überriesen HD 93129 – ein Doppelsystem ähnlich Eta Carinae, jedoch ohne Nebelhülle. Aber auch eine Fülle "nicht organisierter" massiver junger Sterne ist über NGC 3372 verteilt. Insgesamt geben etwa 70 O-Sterne und frühe B-Sterne ihre UV-Strahlung und ihre kräftigen Sternwinde in den Riesennebel hinein. Energie liefern auch verschiedene Wolf-Rayet-Sterne (WR), z.B. HD 93162, HD 92740 und HD 93131, von denen HD 93162 sehr wahrscheinlich Tr 16 angehört. WR-Sterne sind eine kurze "Entwicklungsphase" massereicher O-Sterne. Auch sie erzeugen eine kräftige UV-Strahlung und starke Sternwinde.
Neben den supermassereichen Sternen, die kurz vor ihrem Tod als Supernovae stehen, finden im Eta-Carinae-Nebel ständig weitere Sterngeburten statt. Viele neue Informationen dazu stammen aus Infrarot-Aufnahmen. So wurde das Nebelgebiet 1996 mit dem MSX-Satelliten (Midcourse Space Experiment) untersucht [19]. Dazu diente ein 33-cm-Spiegel sowie eine Infrarot-Kamera mit Namen SPIRIT III. Erstaunlich, wie anders der übliche Nebelanblick jetzt wirkt (Abb. 17). In einer anderen IR-Untersuchung entdeckte man mehr als 500 Kandidaten junger Sterne [3]. Viele davon liegen südöstlich von Tr 16, entlang des V-förmigen Staubbandes. Hier wächst die nächste Sterngeneration heran. Südöstlich von Tr 16 gaben die IR-Bilder in diesem dichten Staubband einen weiteren Sternhaufen frei, Tr 16-SE. Von ihm waren bisher lediglich einige Röntgen-Punktquellen bekannt, zum Teil sehr massive Einzelsterne. Auch an anderen Stellen in NGC 3372 gab es Hinweise auf eine aktuell ablaufende Sternentstehung. Beobachtet wurde dies 2003 in Sutherland/Südafrika. Am dortigen IRSF 1,4-m-Teleskop konnten über drei Chips von 1024 x 1024 px gleichzeitig Bilder in den Infrarotbändern J (1,25 µm), H (1,63 µm) und K (2,14 µm) gewonnen werden. Ähnlich spektakulär war die Entdeckung eines weiteren, verborgenen neuen Sternhaufens. Er befindet sich in einem kleinen kompakten Nebel am Ende eines Elefantenrüssels (Anmerkung: Man kann ihn auf Abb. x in dem Sternentstehungsgebiet südöstlich der V-Spitze jenseits der Dunkelbalkens als hellroten Nebel erkennen). Da der Nebel in H-Alpha leuchtet, muss im Inneren UV-Strahlung erzeugt werden, d.h. auch massive heiße O-Sterne vorhanden sein, die im visuellen Bereich nicht nachzuweisen sind. Die Auffindung gelang nur in infraroten Wellenlangen [20]. Die Front des Elefantenrüssels wird durch die Strahlung von Eta Carinae selbst (zumindest aber durch Tr 16) verdichtet. Daher kann man hier ebenfalls von einer zweiten Sternengeneration reden.
Nach [16] stellt der Eta Carinae-Nebel eine OB-Assoziation in der Entstehungsphase dar. Wir beobachten das Geschehen zu einem sehr frühen Zeitpunkt – so früh, dass die supermassiven Sterne bisher noch nicht in Supernova-Explosionen vergehen konnten. Wenn das aber erst beginnt, wird sich NGC 3372 zu einer "Superblase" ausdehnen, die sich im Laufe der Zeit allmählich abschwächt und in der Milchstraße ein außerordentliches Bild abgibt – vielleicht wie der "Gum-Nebel"?

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Abb. 1: Am 29.05.2006 fotografierte Reinhard Nürnberger Eta Carinae von Namibia aus. Mit einer SBIG ST-L11000M an einem 4"-APO von 600 mm Brennweite (mit Fokalreduktor) betrug die Belichtungszeit: H-Alpha 10 x 120 s, L 15 x 120 s, R und G je 9 x 120 s, B 13 x 120 s. Abb. 2: Die vorliegende Aufnahme entstand 1998 in Namibia auf der Farm Tivoli. Mit einem Astro Physics Starfire 150/1120 mm wurde 75 min auf dem heute nicht mehr hergestellten Farbnegativfilm Kodak Ektacolor Pro Gold 400 belichtet (6×7-Format). Autoren: B. Schröter, S. Binnewies, H. Tomsik, P. Riepe.
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Abb. 3: Dieter Willasch gelang diese Aufnahme am 01.02.2009 in Somerset West (Südafrika). Als Optik diente ein TMB 130 f/6 mit Bildfeldebnungslinse (heute sagt man "Field Flattener") auf Astro-Physics 900 GTO. Mit einer SBIG STL 11000M plus Astronomik H-alpha Filter wurde 6 x 10 min ohne Binning belichtet, dazu die RGB-Farbauszüge mit jeweils 4 x 5min, auch ohne Binning (RGB-Filtersatz Astrodon True Balance). Farbkodierung L: H-alpha, dazu RGB. Bemerkung: Multiple luminance layering nach Rob Gendler. Abb. 4: Michael Hoppe verwendete einen TMB 80/480mm plus TeleVue Fokalreduktor 0,8-fach (= 384mm Brennweite). Mit einer modifizierten Canon 20 D wurde 12 x 10 min bei ISO 800 belichtet. Nachgeführt wurde mit einer ALccd 5.2 am Pentax 75 SDHF. Montierung: Vixen Atlux mit MTS-3 Steuerung auf Farm Tivoli (Namibia). Am Nordwestende ist der rundliche NGC 3324 zu sehen, ferner in der Bildecke der offene Sternhaufen NGC 3293.
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Abb. 5: LRGB-Bild der Zentralregion von Michael Hoppe. Diesmal wurde ein Vixen VC 200 L benutzt (modifiz. Cassegrain mit Korrektor und f = 1280 mm), aber mit Reduktor f/6,4. Kamera: Artemis 4021, Belichtungszeiten: L = 36 x 300 s, RGB jeweils 5 x 300 s. Nachführung, Ort und Montierung wie in Abb. 4. Abb. 6: Kometenfotograf Michael Jäger nahm Eta Carinae im Jahr 2006 auf Farm Tivoli auf. Er verwendete einen 8"-Astrographen f/2,8 und eine CCD-Kamera Fingerlake 3200. Belichtungen: H-Alpha 2 x 10 min, LRGB jeweils 5 min.
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Abb. 7: Walter Gröning setzte am 03.01.2009 auf dem IAS Observatory (Hakos, Namibia) einen 500-mm-Cassegrainreflektor bei 1500 mm Brennweite ein. Als Kamera diente eine SBIG STL 11000 M mit Astrodon-Filtern (RGB und H-Alpha 6 nm). Belichtet wurde insgesamt 40 Minuten (H-Alpha: 3 x 7 min, RGB jeweils 1 x 6 min). Abb. 8: Das auflösungsstärkste Bild dieser Serie: Stefan Binnewies und Josef Pöpsel nahmen NGC 3372 am 03.05.2006 am damaligen Capella-Observatorium auf der Farm Amani (Namibia) auf. Der 600-mm-Hypergraph "Ganymed" hat primär f = 1800 mm. Mit einer SBIG STL-11000M wurde belichtet: L = 10 x 300 s ohne Binning, RGB jeweils 4 x 300 s (2×2-Binning und SBIG-Filter). FWHM = 2 arcsec.
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Abb. 9: Der Homunculus, kurzbelichtet auf konventinellem Film mit dem 4-m-Teleskop des Anglo-Australian Observarory (Copyright). Abb. 10: Heutiges Ergebnis zum Homunculus, aufgenommen von Rainer Sparenberg, Stefan Binnewies und Volker Robering am 08.05.2004 mit dem 600-mm-Hypergraphen "Ganymed" bei f = 4800 mm mit SBIG ST-10 XME, Ort war die Farm Amani. Das H-Alpha/RGB wurde ohne Binning 10 x 1 s in H-Alpha belichtet, 10 x 20 s in RGB mit 2×2-Binning (Astronomik-Filter).
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Abb. 11: Der Homunculus, eingebettet in expandierende Nebel. Nach einer Aufnahme mit dem Hubble Space Telescope (http://seds.org/messier/xtra/ngc/etacar). Abb. 12: Entwicklung der Helligkeit von Eta Carinae zwischen 1820 und heute, nach [7].
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Abb. 13: In NGC 3372 ist Eta Carinae nicht der einzige massive Doppelstern. Die Lichtkurve des Sterns CPD-59 2635 enthüllt einen Bedeckungsveränderlichen [12]. Die Spektren ergeben zwei recht heiße Komponenten vom Typ O8 und O9,5. Abb. 14: Die Überwachung von Eta Carinae im Röntgenlicht lässt zwischen 1996 und 2003 eine deutliche Periodizität von 2024 Tagen erkennen (nach [13]).
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Abb. 15: Historische Zeichnungen des Gebietes um Eta Carinae, a) von Sir John Herschel aus dem Jahre 1838, b) von Le Sueur (siehe auch Text). Abb. 16: Zentrum von NGC 3372, aufgenommen in Somerset West (Südafrika) am 12.02.2008 von Dieter Willasch. Norden ist links oben. Man erkennt sehr schön die hellsten Nebelanteile ohne das "Ausbrennen" durch falsche Kontrastanhebung. Der Schlüsselloch-Nebel zeichnet sich deutlich ab. Oben links in der Bildecke liegt Tr 15, darunter der kompakte TR 14 neben dem lockeren, sternarmen Cr 232. Eta Carinae steckt in Tr 16, Cr 234 kann als dessen südliche Fortsetzung betrachtet werden. Daten: Meade LX 200 GPS 10 Zoll f/10 auf Astro Physics 900 GTO, Kamera QHY8/ALccd 6c, Belichtung 14 x 2 min, IDAS LPS Filter, Nachführung über Meade DSI Pro an einem TMB 130 als Leitrohr.
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Abb. 17: NGC 3372 aus wissenschaftlicher Sicht. Links: Falschfarbenaufnahme in RGB. Rechts ebenfalls ein Falschfarbenbild, entstanden über drei IR-Filterungen: 6,8 bis 10,8 µm, 11 bis 15,3 µm und 17,5 bis 27,5 µm. Die dichten Staubwolken sind nicht mehr sichtbar, weil die IR-Strahlung sie durchdringt.  

Literatur
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[20]  N. Smith, K.G. Stassun K.G., J. Bally: Opening the Treasure Chest: a newborn star cluster emerges from its dust pillar in Carina; AJ 129, 888-899 (2/2005)