November 2009 – Die H II-Region IC 1396

31. Oktober 2009 - g.grutzeck

Im südlichen Bereich des Sternbildes Cepheus liegt der ausgedehnte Emissionsnebel IC 1396. Er umfasst den offenen Sternhaufen Tr 37 (Nummer 37 aus dem Trümpler-Katalog). Dieser Haufen bildet das Zentrum der Assoziation Cep OB2. Aufgrund seiner geringen Konzentration ist Tr 37 sehr unauffällig und geht im Hintergrund der Milchstraße unter. Nur auf kurzbrennweitigen Aufnahmen hebt er sich einigermaßen ab (Abb. 1 – 4). Dennoch konnten 486 Sterne mit einer Zugehörigkeitswahrscheinlichkeit größer als 80% gefunden werden [1]. Die Entfernung von Tr 37 liegt bei 705 pc = 2.300 Lj [2]. Hieraus und aus dem scheinbaren Durchmesser von IC 1396 von nahezu 2,5° ergibt sich der wahre Durchmesser der H II-Region, und zwar 100 Lj. Damit ist IC 1396 doppelt so groß wie der Orion-Nebel M 42.

Das Haufenalter von Tr 37 kann aus dem Farbenhelligkeitsdiagramm zu etwa 1 bis 2 Millionen Jahren abgeleitet werden [3]. In älteren fotometrischen Untersuchungen wurden in der gesamten Nebelzone 12 Sterne gefunden, die mit Spektraltypen "früher" als B1 genügend UV-Strahlung erzeugen, um IC 1396 zumindest teilweise zum Leuchten anzuregen [4, 5]. Der hellste Einzelstern ist jedoch der 5,6 mag helle Stern HD 206267 mit dem Spektraltyp O6e. Ein solcher Spektraltyp bedeutet, dass es sich um einen sehr jungen, massereichen und heißen Stern handelt, der im Spektrum sogar über Emissionslinien verfügt. Er allein produziert den überwiegenden Anteil der UV-Anregungsenergie für IC 1396. Ein weiterer UV-Strahler ist der Stern HD 204827, der aber mit seinem Spektraltyp O9 schon deutlich weniger Energie erzeugt.

In IC 1396 befindet sich aber nicht nur angeregte Nebelmaterie, die das typisch rote H-Alpha-Licht und die "verbotene" [O III]-Linie emittiert, sondern auch staubförmige Materie sowie kühler, neutraler Wasserstoff. Erkennbar wird dies besonders an den dynamisch wirkenden Globulen und Elefantenrüsseln, die zum Teil sogar leuchtende Ränder aufweisen (Fachsprache: "bright rims"). Eine der markantesten Strukturen ist der auffällige Elefantenrüssel IC 1396A/B (Abb. 5 – 10). Die Bezeichnungen IC 1396A und IC 1396B (Abb. 8b) stammen von S. Pottasch [6]. IC 1396A ist mit IC 1396B durch einige dünne Dunkelwolken verbunden.

Oft sieht man, dass IC 1396A als vdB 142 bezeichnet wird, und das ist falsch! Der vdB-Katalog aus dem Jahre 1966 ist nämlich eine Studie, die sich überwiegend auf bläuliche Reflexionsnebel erstreckt und hat mit Dunkelwolken nichts zu tun.

Was entdecken wir in IC 1396A? Schauen wir Abb. 11 an. In dem länglichen Globulenkörper befinden sich einige bläuliche Sterne, darunter auch ein doppelter. Der Stern in dem "dicken Kopf" von IC 1396A mit dem kleinen blauen, nach Westen gerichteten Nebel ist HD 239710. Er hat B = 9,75 mag und V = 9,48 mag, ist also mit einem Farbindex B-V = 0,27 mag den blauen Sternen zuzuordnen. Der von ihm beleuchtete winzige blaue Nebel wird im Reflexionsnebelkatalog von Sidney van den Bergh (daher vdB) als Katalognummer 142 geführt [7]. Schaut man genau hin, so entdeckt man direkt südlich von vdB 142, aber immer noch in der Globule, ein weiteres blaues Nebelstreifchen.

Die Nebelaufhellung im Kopf der Globule trägt bemäß [8] die Bezeichnung [B77] 37. Dieses runde Nebelchen umgibt den veränderlichen Stern V390 Cep mit B = 15,11 mag und V = 13,32 mag. Sein Farbindex beträgt also B-V = 1,79 mag. Dies bedeutet im RGB-Bild eigentlich eine orange Farbe, was in Abb. 10 eher auf gelblich hinausläuft. Direkt neben V390 Cep, also auch in [B77] 37, sitzt ein weiteres, schwächeres Sternchen mit der Bezeichnung LkHAlpha 349. Dies ist ein junger T-Tauri-Stern mit B = 17,0 mag und V = 15,81 mag, d.h. mit einem Farbindex von B-V = 1,19 mag. Das ist gelb, was jedoch für einen T-Tauri-Stern nicht gelten kann. Sein warmer Farbton dürfte eher auf eine Verfärbung durch die ihn umgebende Nebelmaterie zurückzuführen sein. Der späte F-Stern wird immerhin durch eine Absorption von 3,9 mag abgedunkelt [9].

Die gesamte Region des Elefantenrüssels ist geprägt durch Sternentstehung. Es wurden zahlreiche enthaltene Infrarot-Sterne gefunden. Auslöser der Sternentstehung ist die starke UV-Strahlung des O6-Sterns HD 206267. Er ist der leuchtkräftigste Stern in der gesamten H II-Region IC 1396. Er befindet sich links außerhalb des Bildes (d.h. etwa eine Globulenlänge oder 10 Lj östlich). Man erkennt sehr deutlich, dass die dem Stern zugewandten Seiten der Globulen rot im H-Alpha-Licht leuchten. Das sind die "bright rims". Hier findet die Wechselwirkung zwischen der starken UV-Strahlung und den Molekülwolken statt, bei der die Globulen komprimiert werden und dadurch eine "Sternenstehung der 2. Generation" im Inneren getriggert wird.

Die H II-Region IC 1396 selbst liegt nicht – wie viele ähnliche Emissionsnebel (z.B. der Rosetten-Nebel) – am Rand einer Molekülwolke. Beobachtungen mit dem im Infrarot-Satelliten IRAS bei Wellenlängen von 60 und 100 Mikrometern ergaben, dass der interstellare Staub im Sternbild Cepheus eine Blase bildet [10]. IC 1396 liegt mit dem enthaltenen Staub am Südrand dieser Cepheus-Blase (Cepheus Bubble). Optisch ist die Cepheus-Blase nur daran zu erkennen, dass auf ihrem Rand außer IC 1396 noch die H II-Regionen Sh2-129, 133, 134 und 140 liegen (siehe Abb. 12). Nach Ansicht von Kun et al. (1987) könnte die Blasenbildung in Vorzeiten durch eine Supernovaexplosion entstanden sein. Allerdings bleibt unter anderem die Frage, warum dann in der Blase selbst keine H II-Region mehr zu finden ist, aus der die Supernova hervorgegangen ist.

IC 1396 wurde im Zeitraum 1992/93 mit einem 14-m-Radioteleskop untersucht, um die Verteilung von Kohlenmonoxid (CO-Emission) im Nebel zu bestimmen [10]. Dies geschah bei einer Frequenz von 115 GHz, was einer Wellenlänge von 2,6 mm entspricht. Es zeigte sich, dass im Inneren von IC 1396 ein Ring von CO-Globulen vorliegt, die teilweise auch bei optischen Wellenlängen sichtbar sind (sehr schön in Abb. 4). Die Dunkelwolken B 161 und B 163 im südlichen Bereich von IC 1396 sowie die große Dunkelwolke Kh 161 nordwestlich zeigen keine nennenswerten Emissionen im Infraroten. Folglich sind sie zu weit weg von HD 206267 und können von ihm nicht aufgeheizt werden. Da sie auch kaum eine CO-Emission zeigen, stehen diese Dunkelwolken wahrscheinlich im Vordergrund und sind physikalisch nicht mit IC 1396 verbunden.

Am nordnordöstlichen Rand von IC 1396 liegt der helle, rötlich leuchtende Stern Mü Cephei. Er hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von V = 4,08 mag und eine scheinbare Blauhelligkeit von B = 6,43 mag. Der Farbindex ist damit B-V = 2,35 mag. Dies ist extrem rotorange, und deswegen wird Mü Cephei auch “Granatstern” genannt. Immer wieder taucht die Frage auf, ob er dem Sternhaufen Tr 37 angehört. Mü Cephei ist ein M2-Überriese. Riesensterne vom Spektraltyp M bilden sich im Laufe der Sternentwicklung erst zu viel späterer Zeit, verglichen mit dem geringen Haufenalter von wenigen Millionen Jahren. Insofern wäre die Frage nach der Haufenzugehörigkeit eher negativ zu beantworten. Massereiche O-Sterne können aber durchaus das Stadium der roten Überriesen durchschreiten, bevor sie zu Supernovae explodieren. Von daher könnte Mü Cephei durchaus ein Haufenmitglied sein. Rechnen wir jetzt einmal selbst: Legt man die oben genannte Entfernung von 2300 Lj zugrunde, so folgt ein Entfernungsmodul m-M = 9,25 mag. Unter Berücksichtigung der lokalen Absorption in der Nebelumgebung von 1,5 mag käme Mü Cephei daher auf eine Absoluthelligkeit von etwa -6,7 Mag. Damit wäre er einer der leuchtkräftigsten Sterne der Milchstraße.

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Abb. 1: Die Aufnahme von Werner E. Celnik, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, lässt Tr37 als kleinen Sternklecks in IC 1396 erkennen. Aufnahme vom 08.04.1997 um 0:07 UT; Objektiv 1:4,5/150 mm, Mittelformatfilm Kodak Panther 400, Belichtungszeit 45 Minuten. Ort: Gornergrat bei Zermatt (Schweiz, 3135 m). Abb. 2: Schöne Übersichtsaufnahme mit 12 x 9 Grad Bildfeld von Robert Pölzl; Sternwarte Salzstiegel/Steiermark auf 1200 m Seehöhe, 09.08.2008, 23:00 Uhr, Sigma-Objektiv f = 105 mm, Canon EOS 350Da bei ca. 7°C, Belichtung 30 x 5 min, und das bei Halbmond und ca. 80% Luftfeuchtigkeit, visuelle Grenzgröße 5,5 mag. Rechts oben ist der hufeisenförmige Nebel Sh2-129 zu sehen, links der kleinere Sh2-132.
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Abb. 3: Antonius Recker, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, nahm IC 1396 mit einer 300-mm-“Russentonne” im Jahre 2008 auf, 24 x 500 s belichtet bei ISO 800. Als Kamera hielt die modifizierte Canon EOS 300d her. Norden ist links, Westen oben. Sehr knallig kommt der 4 mag helle, orangefarbene "Granatstern" Mü Cephei heraus. Abb. 4: IC 1396, hier bildfüllend aufgenommen von Dieter Willasch, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie. Aufnahmedatum: 25.07.2007 (Norden rechts, Osten oben). Aufnahmeteleskop war ein TMB 80 f/6 mit 0,8-fachem Fokalreduktor (TeleVue). Mit einer CCD-Kamera QHY8/ALccd 6c wurde 33 x 5 min belichtet. Die Nachführung erfolgte mit einem DSI Pro II (Meade) und einem TMB 130 als Leitrohr. Zur Verbesserung des künstlichen Himmelslichtes kam ein IDAS LPS-Filter zum Einsatz. Rechts ist sehr schön der Stern Mü Cephei sichtbar, noch eingebettet in die nördlichen Nebelausläufer.
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Abb. 5: Rainer Sparenberg, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, gelang diese Aufnahme im Jahre 2006 auf Kreta mit einer modifizierten (= rotempfindlichen) Canon 20D und einem FSQ 106 mm/530 mm (Norden rechts, Osten oben). Die Belichtung betrug 33 x 5 Minuten. So konnte ein recht rauscharmes Bild erzeugt werden. Abb. 6: Gundbert Banik, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, fotografierte IC 1396 in Telow (Mecklenburg-Vorpommern) im Herbst 2005, TMB 80/600, ST-8 XME gekühlt auf -20°C, Luminanzkanal ohne Binning, Belichtung 3 x 900 s, RGB 2 x 2-Binning, Belichtung je 2 x 600 s. Hier kommt das blaue reflektierte Sternenlicht der jungen Sterne deutlich zur Geltung. Der Nebel leuchtet ja nicht nur in H-Alpha.
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Abb. 7: Eduard von Bergen hat den Elefantenrüssel mit einem Meade Schmidt-Newton von 150 mm Brennweite und Fokalverhältnis f/5 auf einer Sphinx-Montierung von Vixen aufgenommen. Einzelbilder von zehn Minuten wurden zu einer Gesamtbelichtungszeit von 105 Minuten im roten und jeweils 55 Minuten im blauen und grünen Licht gestackt. Als Kamera wurde eine Canon EOS 20Da bei ISO 1600 verwendet. Die Korrekturen für die Nachführung geschahen von Hand an einem 70-mm-Refraktor bei 2,7 m Brennweite. Aufnahmeort: 1460 m über Meer in den Schweizer Alpen. Abb. 8a: Michael Deger setzte einen 4,5"-Newton mit f = 440 mm auf Vixen New Atlux ein, dazu wurde der Baader Coma Corrector verwendet. Filter: RGB von SBIG RGB, H-Alpha (13 nm) von Astronomik. Als Kamera diente eine SBIG ST-2000XM. Belichtung: H-Alpha = 14 x 10 min, RGB jeweils 2 x 10 min (ohne Binning). Die Aufnahme entstand am 25.08.2007 in Erdweg/Bayern.
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Abb. 8b: Die eingesetzten Bezeichnungen des Elefantenrüssels in IC 1396. (Aufnahmedaten siehe 8a) Abb. 9: Zentrum von IC 1396 mit VdB 142, aufgenommen von Oliver Schneider, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, am 19.09.2006 ab 21 Uhr MESZ, Belichtung 36 x 5 min bei ISO 800.
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Abb. 10: Harald Strauß, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, hat eine Wolkenlücke am Abend des 31.08.06 genutzt und 8 x 15 Minuten auf IC 1396A halten können. Teleskop: 14"-Hypergraph, SBIG ST-8 mit H-Alpha-Filter, FS2. An diesem Abend waren die Bedingungen sehr gut. Deutlich zeigt sich f = 1092 mm schon die Strukturierung der "bright rims". Der kleine Reflexionsnebel vdB 142 ist aber wegen der Rotfilterung nicht auszumachen. Abb. 11: Auf seiner Balkonsternwarte in Remseck fotografierte Rolf Geissinger den Bereich um den Elefantenrüssel mit der Globule IC 1396A/B. Er belichtete über drei komplette Nächte: 11 x 30 min in H-Alpha und 24 x 30 min für die RGB-Kanäle. Teleskop: Planewave 12,5" CDK f/8, Kamera: QHY8, Montierung: GM2000.
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Abb. 12: Lage von IC 1396 am unteren Rand der Cepheus-Blase (siehe auch Text des Beitrags).  

Quellen:

[1] Marschall L.A., van Altena W.F.: Membership in the young cluster Trumpler 37; AJ 94, 71-83 (1987)
[2] Becker W., Fenkart R.: A Catalogue of Galactic Star Clusters observed in three Colours; A&A Suppl. 4, 241-252 (1971)
[3] Janes K., Adler D.: Open clusters and galactic structure; ApJ Suppl. Ser. 49, 425-446 (1982)
[4] Simonson S.C., ApJ 154, 923 (1968)
[5] Garrison R.F., Kormendy J., PASP 88, 865 (1976)
[6] Pottasch S., Bull. Astron. Inst. Netherlands 13, 77 (1956)
[7] van den Bergh S.: A Study of Reflection Nebulae, AJ 71, 990-998 (12/1966)
[8] SIMBAD: http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad
[9] Wootten A. et al.: The structure of bright-rimmed molecular clouds; ApJ 269, 147-164 (1983)
[10] Patel N.A., Goldsmith P.F., Snell R.L., Hezel T., Xie T.: The large-scale structure, kinematics, and evolution of IC 1396; ApJ 447, 721-741 (7/1995)