Bericht von Dr. Burkhard Lührmann, Januar 2023        (-weitere Berichte hier-)

In meinem Bericht „Eta-Carinae-Nebel NGC 3372“ [1] hatte ich bereits beschrieben, wie ich in Namibia im dortigen Herbst 2022 drei Wochen auf der Rooisand Desert Ranch [2] verbringen durfte. Obwohl die Farm sehr abgelegen inmitten der Dornbuschsavanne liegt, herrschen hier auf 1.200 Metern Höhe ideale Bedingungen zur Sternenbeobachtung. Wie in einer traumhaften Oase lassen sich die Objekte der südlichen Milchstraße unter Palmen anvisieren.

Abbildung 1: Blick zur Milchstraße vom mit Palmen gesäumten Pool der Rooisand Desert Ranch

Mein Vereinskollege Werner hat die südliche Milchstraße in der ersten Nachthälfte fotografisch festgehalten. Hierzu sind in der folgenden Abbildung zwei weitwinklige Einzelbilder (24 mm Brennweite) zusammengesetzt.

Abbildung 2: Über Horizont aufgehendes Milchstraßenzentrum und südlicher Ausläufer

Die helle Große Schützenwolke links über dem Horizont markiert das Zentrum der Milchstraße. Nach oben rechts steigt das südliche Ende auf und führt uns zum weiß-blau schimmernden Sagittarius-Arm. Hier liegt der Bereich um das Sternbild Carina, der im Herbst nur in der jeweils ersten Nachthälfte beobachtet werden kann.

Der weiße Rahmen markiert den Himmelsausschnitt der folgenden Abbildung.

Abbildung 3: Südliches Milchstraßenende (Panorama)

In diesem Ausschnitt eines Mosaiks aus sechs Teilbildern werden die Details des südlichen Milchstraßenendes deutlicher. Ausführliche Informationen zur Erstellung des Panoramas befinden sich bereits in meinem Bericht „Eta-Carinae-Nebel NGC 3372“ [1].

Die Milchstraße ist hier genau horizontal ausgerichtet und umfasst unter anderem die Sternbilder Centaurus (Zentaur), Crux (Kreuz des Südens), Carina (Schiffskiel) und Vela (Schiffssegel). Die am hellsten erscheinende Region befindet sich im Bereich der weißen Rahmen und ist in folgender Abbildung herausgestellt.

Abbildung 4: RCW 57 und weitere Umgebung

Bereits mit bloßem Auge sind die beiden offenen Sternhaufen NGC 3532 und NGC 3114 sehr leicht zu erkennen. Sie liegen in einer Linie mit dem dazwischen befindlichen noch heller strahlenden diffusen Nebelgebiet NGC 3372. Es handelt sich um den Eta-Carinae-Nebel, welchen ich auf der Grundlage eines Astrofotos, dessen Inhalt dem gestrichelt eingezeichneten Bildrahmen entspricht, bereits ausführlich im oben erwähnten Bericht unter dem Narrativ „Im Reich der Superlativen“ [1] diskutiert habe.

Der weiße durchgezeichnete Rahmen kennzeichnet den im Folgenden betrachteten winkelförmigen Beobachtungsausschnitt östlich vom Carina-Nebel. Zusammen überstreichen die Bildflächen bei einer theoretischen Pixelauflösung von etwa 2,1“ immerhin 6,1°×5,1°.

Abbildung 5: NGC 3372 und östliche Umgebung (LRGB und H-alpha)

Unter Berücksichtigung des roten Emissionslichtes H-alpha sind die Deep Sky-Objekte in der östlichen (linken) Bildhälfte bis auf einige kleine Stellen erheblich dunkler, sodass der Carina-Nebel in dieser Abbildung etwas überbelichtet gerechnet ist. Daher erschien es mir sinnvoll, den östlichen Bildteil in diesem Bericht separat zu betrachten. Die nachfolgende Abbildung zeigt das Gesamtbild.

Abbildung 6: NGC 3576 und Umgebung im Gesamtbild (LRGB und H-alpha)

Das gesamte Bild besteht aus drei hochformatigen Einzelbildern, die in PixInsight und Photoshop astrometrisch vermessen und zum Mosaik zusammengesetzt sind. Die resultierende Bildgröße beträgt 4,0°×5,1°. Die Einzelbilder werden mit der CCD-Kamera Moravian G3-16200 an dem Refraktor APM/LZOS 115 mit Riccardi-Reducer 0,75x bei 598mm Brennweite erreicht. Die theoretische Pixelauflösung beträgt etwa 2,1“. Die optische Ausrüstung lässt sich auf einer Skywatcher EQ-8 Montierung ohne Autoguiding nachführen.

Montierung und Teleskop sind von DeepSkySafaris gemietet [3]. Die folgende Abbildung zeigt das Equipment, das während der drei Wochen von mir verwendet wird.

Abbildung 7: Teleskopausrüstung auf der Rooisand Desert Ranch

Mithilfe der LRGB-Filter der Astrodon Gen 2 E-Series und dem Astrodon Narrowband H-alpha 3nm werden Luminanz-, Rot-, Grün- und Blau-Subframes mit jeweils 180s Belichtungszeit und H-alpha-Bilder á 450s aufgenommen. Für die beiden linken Einzelbilder ergeben sich Gesamtbelichtungszeiten von 6h 0min bzw. 5h 57min und für das rechte Einzelbild von 4h 30min. Damit wird eine Summe von 16 Stunden und 27 Minuten für das Gesamtbild erreicht. Auf die Luminanzbelichtungen entfällt dabei etwa doppelt so viel Zeit wie auf eine Farb- oder H-alpha-Komponente. Die Sensortemperatur beträgt ‑20°C. Der H-alpha-Kanal ist dem Rotkanal beigemischt, wobei die Bearbeitung der Sterne und des Nebelhintergrundes getrennt durchgeführt sind.

Die beiden folgenden Abbildungen stellen den Inhalt des Gesamtbildes noch einmal in höherer Auflösung dar.

Abbildung 8: Die zwei linken Einzelbilder des Gesamtbildes

Abbildung 9: Das rechte Einzelbild des Gesamtbildes

Sternentstehungsregion RCW 57

Im Gesamtbild (Abbildung 6) lassen sich eine ganze Reihe von offenen Sternhaufen finden. Ebenso ist dieses Gebiet von zahlreichen HII-Regionen durchsetzt, die im Sternentstehungsgebiet RCW 57 eine maximale Ausprägung zeigen.

Abbildung 10: Sternentstehungsregion RCW 57 zwischen zahlreichen Sternhaufen

Im RCW-Katalog sind 1960 von Rodgers, Campbell & Whiteoak HII-Regionen der südlichen Milchstraße eingetragen worden (wie im Gum-Katalog), während sich der Sharpless Katalog-2 auf die nördliche Hemisphäre konzentriert.

Jetzt wird auch klar, warum ich die vorliegende vielleicht zunächst merkwürdig anmutende Mosaik-Konstellation gewählt habe. Es ergibt sich so ein grafischer Zusammenschluss vom Carina-Nebel hin zu RCW 57, einem ebenso aufregenden astronomischen Gebiet. Auch wenn dieser Bereich häufig als Ganzes betrachtet wird, besteht er aus zwei Regionen, die räumlich weit auseinander liegen. Abbildung 11 verdeutlicht die Aufteilung.

Abbildung 11: Scheinbare Nachbarn RCW 57A und B

Der westliche Teil wird als HII-Region mit Gum 38a katalogisiert, während der östliche Gum 38b heißt [4]. Gelegentlich wird RCW 57 auch mit den angehängten Buchstaben A bzw. B für diese beiden Nebelregionen verwendet. Im RCW-Katalog existiert diese Unterscheidung allerdings nicht [5].

Eine weitere Bezeichnung für Gum 38b ist NGC 3603. Laut SIMBAD wird hiermit aber eher der im inneren Kern befindliche Sternhaufen bezeichnet [6].

Für Gum 38a findet sich meist die Katalogisierung NGC 3576, wobei bezüglich der Winkelausdehnung eine gewisse Definitionsunsicherheit herrscht. In manchen Bildern wird mit NGC 3576 auch nur ein kleines Emissionsgebiet im südwestlichen Teil bezeichnet. [6][7]

Während sich Gum 38b mit rund 22.000 Lichtjahren relativ weit entfernt befindet, liegt Gum 38a mit 9.000 Lichtjahren nur etwa so weit entfernt wie der Carina-Nebel. Dadurch ergeben sich auch die deutlichen Farbdifferenzen zwischen dem linken und rechten Teil von RCW 57. Das Licht von Gum 38b muss durch eine größere Menge an galaktischem Staub dringen und wird röter, da die kürzeren Wellenlängen blockiert werden. Gum 38a enthält mehr Blauanteile und wirkt damit etwas violett.

Es wird vermutet, dass in RCW 57 Wolke-Wolke-Kollisionen auftreten [8].

Die Freiheitsstatue NGC 3576

Der helle Emissionsnebel NGC 3576 im Sagittarius-Arm unserer Galaxie wurde 1834 von dem britischen Astronomen John Herschel auf seiner Reise nach Südafrika entdeckt. Wegen der markanten Form in der Mitte des Nebels wurde 2009 von Dr. Steve Mazlin, einem Mitglied des Star Shadows Remote Observatory (SSRO) der Spitzname „Statue of Liberty Nebula“ vorgeschlagen. [7]

In der folgenden Abbildung sind die Sterne erodiert worden, sodass die Struktur des Freiheitsstatuen-Nebels besonders deutlich hervortritt.

Abbildung 12: NGC 3576, ein faszinierender und wunderschöner Nebel

Es ist schon bemerkenswert, dass die Frau auf dem Sockel genau in Nordrichtung aufrecht steht.

Wenn ich den in Abbildung 11 eingezeichneten Kreis als Ausdehnung ansetze, besitzt der Nebel einen Durchmesser von 108 Lichtjahren, was mit den Literaturwerten gut übereinstimmt.

Dieser Nebel hat neben NGC 3576 noch fünf weitere Klassifizierungsnummern im New General Catalogue erhalten, die jeweils besonders hell leuchtende HII-Regionen bezeichnen, siehe Abbildung 12. SIMBAD nennt sie interstellare Medien, was auch Wolken aller Art und Überreste von Supernovae miteinschließen kann.

Die suggestiven Ausformungen von Felsen, Podest und Frau mit erhobenem Arm haben sich vermutlich durch Episoden der Sternentstehung innerhalb des Nebels in den letzten Millionen Jahren gebildet. Dabei sind die von mächtigen Sternwinden geformten Schleifenfilamente, die den Kopf der Freiheitsstatue gewissermaßen umrahmen und im Durchmesser 80 Lichtjahre erreichen, besonders eindrucksvoll. [7][9][10]

Detaillierte Untersuchungen von C. R. Purcell et. al. im Infrarot- und Mikrowellenbereich haben einen guten schematischen Überblick bezüglich des Aufbaus von NGC 3576 geliefert [11]. In deren Paper wird in Fig. 16 die Struktur der Materieverteilung skizziert. Ich habe versucht, die wesentlichen Aspekte in einer Freihandzeichnung mit meiner Aufnahme zu überlagern.

Abbildung 13: Materieverteilung in NGC 3576, siehe auch [11]

Offenbar existiert innerhalb der großräumigen Struktur des interstellaren Mediums (ISM) eine Molekülwolke, die entlang eines Bogens verläuft, in welchem weniger H-alpha-Emission zu beobachten ist. Diese Korrelation könnte auf der Extinktion des Lichtes durch Staub und verdichtete Materie beruhen.

Zudem wurde eine zentrale HII-Region festgestellt (hier wird zumeist auch das Zentrum von NGC 3576 verortet), aus welcher sich ionisiertes Gas beidseits in die Molekülwolke ausdehnt und diese weiterhin aufheizt und zu klumpigen Materieverdichtungen (nur radioastronomisch messbar) führt. Gleichzeitig entstehen nördlich und südlich Hohlräume, also Gebiete geringerer Massendichte, die somit vermehrt auch für uns sichtbare H-alpha-Emission aufweisen. Diese Räume werden wahrscheinlich durch energiereiche Winde junger Sternhaufen in der zentralen HII-Region geformt.

Da NGC 3576 sehr dicht ist, sind viele der Sterne nicht sichtbar. Selbst bei Infrarotbeobachtungen, z.B. 251 Quellen mit Infrarotüberschuss durch M. Maercker et. al. [12], wurden nicht genügend junge, massereiche Sterne identifiziert, um die Helligkeit von NGC 3576 zu erklären.

Weitere Untersuchungen von M. Maercker et. al. haben in NGC 3576 mindestens 33 massereiche Sterne in den Endstadien der Entstehung und das deutliche Vorhandensein von polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAKs) enthüllt [12]. Diese komplexen Kohlenstoffmoleküle, die sich vermutlich im kühlenden Gas von Sternentstehungsgebieten bilden, könnten im Entstehungsnebel der Sonne vor fünf Milliarden Jahren ein wichtiger Schritt in der Entwicklung des Lebens auf der Erde gewesen sein [9].

Die Starburst-Region NGC 3603

Die in Abbildung 11 mit Gum 38b bezeichnete Sternentstehungsregion ist erheblich größer als NGC 3576, aber weiter entfernt. Mit etwa 22.000 Lichtjahren Distanz ergibt sich für den eingezeichneten Kreis ein Durchmesser von 260 Lichtjahren. Der im Zentrum befindliche helle offene Sternhaufen befindet sich im Sagittarius-Carina-Spiralarm der Milchstraße und wird mit NGC 3603 katalogisiert. Er wurde ebenso wie NGC 3576 von John Herschel auf seiner Südafrika-Reise zwei Tage zuvor entdeckt. [13][14]

Die folgende Abbildung zeigt die Starburst-Region, eingebettet in zahlreiche rot-orange leuchtende Molekülwolken.

Abbildung 14: Starburst-Region NGC 3603 mit Umgebung Gum 38b

NGC 3603 ist eine der größten Sternbildungsregionen der Milchstraße und hochaktiv. Aus Gas- und Staubwolken bilden sich in dieser sogenannten Starburst-Region laufend neue Sterne. Der zentrale offene Sternhaufen enthält Tausende Sterne, die massereicher sind als unsere Sonne und wahrscheinlich vor nur einer oder zwei Millionen Jahren bei einem einzigen Sternentstehungsausbruch entstanden. [15][16]

Der sehr kompakte offene Sternhaufen (wahrscheinlich ein Supersternhaufen und innerhalb der Milchstraße eine „ultra dense HII-region“) wurde ursprünglich als Stern HD 97950 katalogisiert. Später stellte sich bei feinerer Auflösung heraus, dass er drei der massereichsten und leuchtkräftigsten bekannten Sterne enthält, sowie eine Reihe von hellen Sternen der O-Klasse und viele schwächere. [14]

Der Haufen ist weiter außen von Wolken aus leuchtendem interstellarem Gas und undurchsichtigem Staub umgeben, die von der energiereichen Strahlung und Winden der Sterne geformt werden. Diese HII-Region gilt in unserer Milchstraße als die massivste sichtbare Wolke [14].

Im Inneren haben die massereichen Sterne das Gas und den Staub bereits beseitigt. Leider lässt die folgende Abbildung diesen Sachverhalt aufgrund der geringen Brennweite nur erahnen.

Abbildung 15: Zentraler Sternhaufen NGC 3603 mit massiven Sternen

Der mit WR 43 bezeichnete helle Punkt ist der freiliegende zentrale Sternhaufen mit der dichtesten Ansammlung sehr massereicher Sterne, die in der Galaxie bekannt sind. Dort wurden drei prominente Wolf-Rayet-Sterne entdeckt.

Der hellste von ihnen ist das Binärsystem WR 43A. Die beiden Sterne (WN6h/WN6h) umkreisen sich mit ihren geschätzten 120 bzw. 92 Sonnenmassen alle 3,77 Tage.

Noch heller und massereicher ist der Einzelstern WR 43B. Mit 132 Sonnenmassen leuchtet das Gestirn 2.880.000 mal so hell wie die Sonne. [14]

Der Dritte im Bunde ist das Binärsystem WR 43C. Die beiden Teilsterne umkreisen sich alle neun Tage. Die Sekundärseite ist offenbar ausreichend kleiner und schwächer als die Primärseite, sodass letzterem Stern (WN6h) eine 113-fache Sonnenmasse und eine über zwei Millionen so helle Leuchtkraft wie die der Sonne zugeordnet wird. Man schätzt, dass er in seinem jungen Alter von etwa 1,5 Millionen Jahren bereits 24 Sonnenmassen verloren hat. [17]

Der dunklere nebelfreie Ring unmittelbar um WR 43 ist in Abbildung 15 mit optisch aufgelösten Sternen gefüllt, die ebenfalls noch zum Haufen gehören. Sie erscheinen aufgrund der Auswirkungen der interstellaren Absorption (Extinktion) fast gelblich. Mithilfe der astronomischen Datenbank SIMBAD habe ich versucht, alle dort liegenden Sterne der Spektralklasse O zu identifizieren. Sie reichen von der Unterklasse 2 bis 9.

Noch etwas weiter außerhalb befinden sich zwei der hellsten bekannten jungen Sterne: WR 42-1 (auch WR 42e) und WR 43-2 (auch MTT 58). Sie besitzen beide den Spektraltyp O2If*/WN6, was auf extrem massereiche Sterne hinweist. WR 42-1 ist ein möglicher Ausreißer aus einer Drei-Körper-Begegnung, während WR 43-2 vermutlich mit einem O3If-Stern ein Binärsystem bildet. [14]

Der Blaue Überriese (B1Iab) Sher 25, der aufgrund der ringförmigen Form seines ausgestoßenen Materials bekannt ist, lässt sich in Abbildung 15 deutlich erkennen. Er gilt als baldiger Kandidat für eine Supernova vom Typ II. Der vor etwa 6.500 Jahren abgestoßene äquatoriale Ring ist hier natürlich nicht auflösbar. [14]

Etwas nordwestlicher fällt ein besonders roter Stern auf: Ein roter Überriese der Spektralklasse MIb. Er liegt aber erheblich weiter entfernt als NGC 3603. Ebenso befindet sich das interstellare Objekt BRAN 351 jenseits von 35.000 Lichtjahren Entfernung, siehe Abbildung 14. Über die Distanz des planetarischen Nebels PN G291.4-00.3 (auch LEDA 2792856) konnte ich keine verlässlichen Angaben finden.

Wishing Well Cluster NGC 3532

Im Gesamtbild (Abbildung 6) dominiert in der nördlichen Hälfte ein riesiger offener Sternhaufen, der bereits von John Herschel für einen der schönsten am Himmel gehalten wurde. Seine Entdeckung fand aber 1751 durch den französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille statt, wie ein Jahr später auch die des Carina-Nebels. [18][1]

Aufgrund seiner Größe und Helligkeit ist der als NGC 3532 katalogisierte Sternhaufen leicht mit bloßem Auge zu erkennen. In Abbildung 10 beträgt der große Winkeldurchmesser der eingezeichneten Ellipse etwa 0,9 Grad. Damit ergibt sich bei einem Abstand von 1.500 Lichtjahren eine Größe von 24 Lichtjahren. Die folgende Abbildung zeigt einen vergrößerten Bildausschnitt.

Abbildung 16: Offener Sternhaufen NGC 3532

Der Sternhaufen erlangte im Laufe der Zeit eine ganze Reihe von Spitznamen, wobei „Wishing Well Cluster“ der am meisten verbreitete ist. Seit 300 Millionen Jahre liegen die Sterne wie verstreute Silber- und Kupfermünzen in einem Wunschbrunnen. Vielleicht war der spektakuläre Anblick auch der Grund dafür, dass man NGC 3532 am 20. Mai 1990 als erstes Beobachtungsziel für das Weltraumteleskop Hubble auswählte? [19]

Über die Anzahl der Mitglieder des Sternhaufens sind sich die Quellen uneins. Meistens handelt es sich um rund 400 Mitglieder, teilweise aber auch um über 2.000 und damit um den an Sternen reichsten beobachtbaren Sternhaufen mittleren Alters. [18][19][20]

In einer Arbeit von 1988 sind zwölf Rote Riesen fotometrisch untersucht worden [21]. In nachfolgender Abbildung habe ich mithilfe von SIMBAD Sterne der Spektralklassen G und K mit den zugehörigen Reihen in NGC 3532 gekennzeichnet.

Abbildung 17: Rote Riesen im Sternhaufen NGC 3532

Einige Riesen befinden sich noch außerhalb der Vergrößerung. Die Giganten gehören den Zustandsreihen III, II oder Ib an. Ebenso wurden einige Weiße Zwerge entdeckt, die hier allerdings nicht auflösbar sind. Der Überriese x Car (HD 96918) in Abbildung 16 liegt fast vier mal weiter entfernt, besitzt als Cepheide die Spektralklasse G5_0-Ia und gehört nicht zum Haufen.

Die immer noch hell in blau-weißen Farben leuchtenden Sterne begannen vor 300 Millionen Jahren mit moderaten Massen, während die massereicheren ihre Vorräte an Wasserstoff bereits aufgebraucht haben und zu roten Riesensternen geworden sind. Die ursprünglich massereichsten Sterne werden bereits vor langer Zeit ihr kurzes, aber brillantes Leben hinter sich gelassen haben und als Supernovae explodiert sein. O-Sterne sind hier also nicht mehr zu finden.

Reflexionsnebel NGC 3503

Die in der nördlichen Hälfte der Abbildung 10 befindlichen H-alpha-Regionen gehören zur Carina OB2-Assoziation, in welcher auch der Carina-Nebel mit der OB1-Assoziation eingebettet ist [1]. Sie liegen in einer Entfernung von etwa 8.000 bis 10.000 Lichtjahren. Der schwache Ausläufer RCW 54 (BRAN 337), der in Abbildung 16 vom Südwesten her ins Bild führt, liegt demnach deutlich hinter dem Sternhaufen NGC 3532. Folgt man diesem H-alpha-Band südwestlich, gelangen wir zum rosa-rötlichen Reflexionsnebel NGC 3503.

Abbildung 18: Reflexionsnebel NGC 3503 mit Umgebung

NGC 3503 ist aber auch eine kleine etwa 9.500 Lichtjahre entfernte HII-Region, also ein Emissionsnebel, der von einer Reihe von B-Sternen ionisiert wird. Diese wiederum gehören zu dem offenen Haufen Pismis 17, der mit der hell berandeten Wolke SFO 62 verwandt ist. Untersuchungen von N. U. Duronea et. al. weisen eine Molekülwolke nach, die ich in Abbildung 18 skizziert habe. SFO 62 liegt am südlichen Rand und zieht sich bis unterhalb des Reflexionsnebels. Das ionisierte Gas von NGC 3503 dehnt sich mit einer Geschwindigkeit von 23 bis 28 km/s gegen die Molekülwolke aus und führt zu Verdichtungen (gravitativ gebundene Molekülklumpen), in welchen strahlungsgetriebene Implosionen letztlich zu vermehrter Sternbildung führen sollen. [22]

HII-Region BRAN 347 mit Herbig-Haro-Objekten

Östlich des Wishing Well Clusters NGC 3532 ist ein kleinerer roter Nebel von 7‘ Ausdehnung zu sehen, siehe Abbildung 10. Es handelt sich um eine HII-Region mit der Benennung BRAN 347.

Abbildung 19: HII-Region BRAN 347 mit Herbig-Haro-Objekten

Für die Ionisation und Anregung der Umgebung ist der zentrale OB-Stern HD 97471 verantwortlich, der von uns etwa 10.000 Lichtjahre entfernt liegt. Nach links oben schließt sich eine Molekülwolke an, mit der BRAN 347 einen leuchtenden Rand erzeugt.

Im Bereich des nordöstlichen H₂-Ausflusses, der sich als heller rosa-braun-farbiger Faden darstellt, befinden sich die als HH 135 und HH 136 katalogisierten Herbig-Haro-Objekte. Dieser gut kollimierte Gasbereich besitzt eine Anregungstemperatur von rund 2.000 K und in Schockwellen Teilchengeschwindigkeiten von 100 km/s. [24]

Jenseits davon setzt sich die HII-Region noch nordöstlich, schwächer werdend, weiter fort.

In der unteren linken Ecke der Abbildung 19 ist der kleine offene Sternhaufen Stock 13 zu sehen. Er liegt etwa 9.000 Lichtjahre entfernt und besitzt ein geschätztes Alter von 25 Millionen Jahre.

Sternhaufen NGC 3572 und Umgebung

Auf etwa halber Strecke zwischen dem Sternhaufen NGC 3532 und dem massereichen Gebiet RCW 57 befindet sich ein weiterer Sternhaufen: NGC 3572, siehe Abbildung 10. Es handelt sich um einen jungen offenen Sternhaufen, der im Entfernungsbereich der dort ebenfalls sichtbaren roten Emissionsnebel liegt. Er wurde 1834 von John Herschel zusammen mit der Starburst-Region NGC 3603 entdeckt.

Abbildung 20: Offener Sternhaufen NGC 3572 und südliche Umgebung

Die Angaben zur Entfernung und zum Durchmesser des Sternhaufens fallen in der Literatur sehr unterschiedlich aus. Laut der häufig zitierten Wikipedia-Werte habe ich bei einer Entfernung von 6.500 Lichtjahren aus einem Winkeldurchmesser von 7‘ etwa 13,2 Lichtjahre berechnet [25]. In Abbildung 20 ist ein entsprechender Kreis eingezeichnet, welcher die deutlich erkennbare Sternansammlung gut umschreibt. Allerdings definiert die SIMBAD Astronomical Database für NGC 3572 ein Zentrum, das am unteren Rand dieses Kreises liegt. In Übereinstimmung mit vielen NASA-Quellen wird eine Entfernung von rund 9.000 und ein Durchmesser von 100 Lichtjahren genannt [26]. Daraus errechne ich einen Winkeldurchmesser von 38‘. Dieser ist in Abbildung 20 ebenfalls um das in SIMBAD angegebene Zentrum eingetragen. Er umschließt auch die nördliche HII-Region und weite Teile im Süden. Dieser Bereich erschien mir zunächst zu groß, sodass ich einige weiter außen befindliche blau-weiße (also vermutlich junge) Sterne untersuchte. Die drei beispielhaft eingetragenen Sterne mit den HD-Bezeichnungen besitzen tatsächlich Entfernungen zwischen 8.000 und 9.000 Lichtjahren, sodass sie noch zum Sternhaufen gehören könnten. Selbst der Superriese y Car liegt in diesem Bereich. Insofern erscheint mir diese Ausdehnung des Sternhaufens NGC 3572 plausibel.

Die folgende Abbildung zeigt einen Ausschnitt der kosmischen Himmelslandschaft von NGC 3572 mit der wunderschönen Kombination aus Emissionsnebel und innerem Sternhaufen.

Abbildung 21: Leuchtendes Gas und dunkle Staubwolken in NGC 3572

Die Sternentstehung findet hier seit mindestens 10 bis 20 Millionen Jahren statt. Das noch sichtbare interstellare Gas und der Staub sind Teil der Geburtsmolekülwolke. Die Winde der energiereichen jungen Sterne treiben die Wolke nach Norden, wobei dichtere Materialstreifen innerhalb des Nebels erodiert werden und faszinierende Formen wie Blasen, Bögen und dunkle Säulen formen. Eine Blase ist der planetarische Nebel PN G290.7+00.2. Leider lässt die Brennweite von 598 mm in obiger Abbildung keine höhere Auflösung zu. [26][27][28]

Binäres Sternhaufensystem NGC 3590 und Hogg 12

Am unteren Rand der Abbildung 20 liegen die kleineren offenen Sternhaufen NGC 3590 und Hogg 12. Da sie beide ebenfalls rund 9.000 Lichtjahre von uns entfernt liegen, trennen diese nur ein räumlicher Abstand von etwa 10 Lichtjahre. Sie bilden ein sogenanntes binäres System von offenen Haufen. Davon existieren in unserer Milchstraße schätzungsweise nur 180, von welchen NGC 3590 und Hogg 12 eines der beiden engsten Paare zu sein scheinen. [29]

Mit 30 Millionen Jahren ist NGC 3590 etwas älter als NGC 3572. Die durch ihre Eigengravitation schwach gebundenen einige Dutzend Sterne wurden von John Herschel erst 1835 entdeckt, also ein Jahr später als die bisher beschriebenen Objekte. Durch die Strahlung von nahen heißen Sternen leuchten die umgebenden Wolken orange und rot. [30]

Weitere offene Sternhaufen

Die Freiheitsstatue NGC 3576 umgibt sich mit noch weiteren Sternhaufen. In Abbildung 22 sind exemplarisch sechs Starcluster im jeweils gleichen Beobachtungsmaßstab angezeigt.

Abbildung 22: Sechs offene Sternhaufen in der weiteren Umgebung von NGC 3576

Abbildung 10 ist die jeweils zugehörige Position zu entnehmen. Die Sternhaufen Feinstein 1 und IC 2714 gehören nicht in den betrachteten Entfernungsbereich von 7.500 bis 10.000 Lichtjahren. IC 2714, im Jahre 1826 von James Dunlop entdeckt, liegt uns mit 4.500 Lichtjahren erheblich näher. Feinstein 1 ist nicht einmal ein physikalischer Sternhaufen. Die hellen blauen Sterne, die sich um den pulsierenden Veränderlichen HD 96446 (Spektralklasse B2IIIp) scheinbar gruppieren, liegen in Wirklichkeit zwischen 1.300 und 4.000 Lichtjahren Entfernung verteilt. [31][32]

Trumpler 17 ist bereits 25 Millionen Jahre alt. NGC 3496 und NGC 3519 wurden 1834, wie könnte es auch anders sein, von John Herschel entdeckt.

Als ich meine Bildaufnahmen in dieser Himmelsregion für Namibia plante, hatte ich nicht erwartet, dass sich östlich neben dem imposanten Carina-Nebel NGC 3372 noch so viele weitere interessante und sehenswerte Deep Sky-Objekte tummeln würden, siehe Abbildung 5. Der Kosmos hält doch immer wieder große Überraschungen bereit, auch zuhause bei der inhaltlichen Ausarbeitung. So ist der folgende Streifenausschnitt, der uns durch den Freiheitsstatuen-Nebel und einen Teil seiner umgebenden Sternhaufen führt, allemal noch einen abschließenden Blick wert.

Abbildung 23: Streifenausschnitt aus Gesamtbild

[1] https://www.astro-os.de/418-0-Im-Reich-der-Superlativen-Eta-Carinae-Nebel-NGC-3372-Dezember-2022-Burkhard-Luehrmann.html: Im Reich der Superlativen: Eta-Carinae-Nebel NGC 3372

[2] https://rooisand.com/: Rooisand Desert Ranch

[3] https://www.deepskysafaris.com/de: DeepSkySafaris

[4] http://galaxymap.org/cat/list/gum/31: Gum 38a, Gum 38b

[5] http://galaxymap.org/cat/view/rcw/57: RCW 57

[6] SIMBAD Astronomical Database – CDS (Strasbourg)

[7] Wikipedia: NGC 3576

[8] Hunt-Cunningham et. al.: Cloud Collisions and Star Formation in RCW 36 and RCW 57, Symposium no. 221, held 22-25 July, 2003 in Sydney, Australia

[9] https://www.spektrum.de/alias/wunder-des-weltalls/ngc-3576-the-statue-of-liberty-nebula-ngc-3603-ngc-3590/1300613: NGC 3576 (The Statue of Liberty Nebula), NGC 3603, NGC 3590

[10] https://apod.nasa.gov/apod/ap080326.html: The NGC 3576 Nebula

[11] C. R. Purcell, V. Minier, S. N. Longmore, Ph. Andre, A. J. Walsh, P. Jones, F. Herpin, T. Hill, M. R. Cunningham and M. G. Burton: Multi-generation massive star-formation in NGC3576, A & A manuscript no. 11358 (2009)

[12] M. Maercker, M. G. Burton and C. M. Wright: L-band (3.5 μm) IR-excess in massive star formation, A & A 450, 253-263 (2006)

[13] https://www.spektrum.de/alias/wunder-des-weltalls/ngc-3576-the-statue-of-liberty-nebula-ngc-3603-ngc-3590/1300613: NGC 3576 (The Statue of Liberty Nebula), NGC 3603, NGC 3590

[14] Wikipedia: NGC 3603

[15] http://www.starobserver.org/ap161106/: Sternbildungshaufen NGC 3603

[16] https://www.eso.org/public/germany/images/eso1005a/: Die Sternkinderstube NGC 3603

[17] Wikipedia: NGC 3603-C

[18] Wikipedia: NGC 3532

[19] https://www.eso.org/public/news/eso1439/: A Colourful Gathering of Middle-aged Stars

[20] https://www.astronews.com/news/artikel/2021/12/2112-013.shtml: Die Rotation der Sterne von NGC 3532

[21] J. J. Claria and E. Lapasset: A UBV and DDO astrophysical study of the open cluster NGC3532, Mon. Not. R. astr. Soc. 235, 1129-1139 (1988)

[22] N. U. Duronea1, J. Vasquez, G. A. Romero, C. E. Cappa, R. Barbá and L. Bronfman: Molecules, dust, and protostars in NGC 3503, A & A 565, A30 (2014)

[24] R. Gredel: HH135/HH136 - a luminous H₂ outflow towards a high-mass

Protostar, A & A 457, 157-166 (2006)

[25] Wikipedia: NGC 3572

[26] https://science.nasa.gov/ngc-3572-and-southern-tadpoles: NGC 3572 and the Southern Tadpoles

[27] https://www.eso.org/public/germany/images/eso1347a/: Der Sternhaufen NGC 3572 und seine Umgebung

[28] https://www.raumfahrer.net/der-offene-sternhaufen-ngc-3572/: Der offene Sternhaufen NGC 3572

[29] Andrés E. Piatti, Juan J. Clariá and Andrea V. Ahumada: Hogg 12 and NGC 3590: A New Open Cluster Binary System Candidate, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 122, No. 891, 516-523 (2010)

[30] Wikipedia: NGC 3590

[31] Wikipedia: IC 2714

[32] http://www.chamaeleon-observatory-onjala.de/en/chamaeleon-observatory/deepsky-htm-2020/deepsky-ngc3532-2020.htm