SH 2-209, BFS 34 und NGC 1491 – so lauten die nüchternen Katalogbezeichnungen der Nebelobjekte auf diesem Bild. Sie liegen allesamt in Richtung des Sternbildes Perseus am Himmel über der Nordhalbkugel. Obwohl das Sternbild von Mitteleuropa aus besonders gut in den Herbst-und Wintermonaten beobachtet werden kann, bleiben die hier abgebildeten Objekte für Hobby-Sterngucker in dieser Form unerreichbar.
Ein Grund dafür ist ihre große Entfernung zu unserem Sonnensystem und damit verbunden eine relativ geringe Ausdehnung und Helligkeit am Himmel. NGC 1491 (rechts) und BFS 34 (Mitte) sind ungefähr 10.700 Lichtjahre entfernt; SH 2-209 (links) liegt mit circa 16.000 Lichtjahren noch deutlich weiter weg.
Ein anderer Grund ist die Art und Weise, wie das Bild entstand. Es basiert nicht auf optischen Wellenlängen, die man auch mit Amateur-Teleskopen beobachten kann. Das Weltraumteleskop WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) registriert infrarote Wellenlängen, die für das menschliche Auge ohne zusätzliche Bildbearbeitung nicht sichtbar sind. Lediglich NGC 1491 kann mit entsprechend leistungsfähigen Amateur-Teleskopen auch rein visuell beobachtet werden.
Bei NGC 1491 handelt es sich um einen Emissionsnebel. Wie der Begriff schon vermuten lässt, gibt der Nebel selbst Strahlung in charakteristischen Wellenlängen ab, weil das Gas von nahen Sternen ionisiert und zum Leuchten angeregt wird. Dieser spezielle Typ eines Emissionsnebels wird auch als H-II-Region bezeichnet, weil er zum größten Teil aus ionisiertem, atomaren Wasserstoff besteht.
Auch BFS 34 und SH 2-209 werden als H-II-Regionen klassifiziert. Solche Nebelstrukturen können mehrere hundert Lichtjahre groß sein, und in ihnen entstehen zahlreiche neue Sterne. Junge, sehr massereiche Sterne haben eine Lebenserwartung von nur einigen Millionen Jahren, weil sie ihren Brennstoff sehr schnell verbrauchen. Die immensen Schockwellen der resultierenden Supernova-Explosionen durchlaufen die Nebelfilamente und können den Kollaps lokaler Gasansammlungen nach sich ziehen, wodurch eine nachfolgende Sterngeneration geboren wird.
Der Vorteil von Beobachtungen im Infrarotbereich liegt darin, dass diese Wellenlängen auch vergleichsweise dichte Staubwolken durchdringen können. SH 2-209 beispielsweise ist visuell nicht zu erkennen, weil das sichtbare Licht dieses Objekts nahezu vollständig von Staubwolken blockiert wird. In infraroten Wellenlängen offenbart es jedoch komplexe Strukturen und gibt Aufschluss über die dort ablaufenden Sternentstehungsprozesse.
Blaue und blaugrüne (cyane) Farbtöne stammen von den Wellenlängen bei 3,4 und 4,6 Mikrometern und weisen auf die Präsenz heißer Sterne hin. Grüne (12 Mikrometer) und rote (22 Mikrometer) Nuancen zeigen dagegen das Vorhandensein warmer Staubwolken an. Insgesamt ergibt sich daraus ein besseres Bild über die Dynamik innerhalb der Sternentstehungsregionen. Oft werden derartige Bilder noch durch Daten aus anderen Wellenlängenbereichen ergänzt, etwa Radiowellen oder Röntgenwellen.
Eine größere Version der Aufnahme gibt es unter:
http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA14092.jpg
Anmerkung der Redaktion
Die anderen drei Vorschläge für das Astro-Bild der Woche waren:
Bild 1: Der Himmelsausschnitt um den Sternhaufen NGC 2259
Bild 3: wird in den folgenden 3 Wochen zum Astrobild (Losentscheid wegen Stimmengleichstand)
Bild 4: wird in den folgenden 3 Wochen zum Astrobild (Losentscheid wegen Stimmengleichstand)
(THK)
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