NGC 6188 - "Fighting Dragons of Ara"

Bericht von Dr. Burkhard Lührmann, November 2025

Auf der Rooisand Desert Ranch [1] in Namibia läuft und krabbelt so manches Getier durch die Gegend. So konnte ich, einige Meter von der Eingangstür meiner Unterkunft entfernt, eine kleine Hornviper beobachten. In Abbildung 1 kann man oberhalb der Augen die beiden auffälligen Hörner entdecken, die jeweils aus einer Schuppe bestehen. Ebenso charakteristisch sind die Sandspuren, die ein solcher Seitenwinder hinterlässt: Versetzte, parallele Linien. Aber nicht nur auf dem Boden sind Tiere zu finden. Auch am Himmel, der sich von dieser Astrofarm aus im Herbst hervorragend observieren lässt, geht es hoch her. Ich gehe dieses Mal auf Drachenjagd. Wenn sich zwei von ihnen bekämpfen, gelingt es mir vielleicht, mich unbemerkt anzunähern und sogar noch ein Drachenei zu entdecken.

Abbildung 1: Kleine Hornviper auf Astrofarm in Namibia

Im südafrikanischen Herbst neigt sich die Milchstraße nach Mitternacht mit ihrem südlichen Ende bereits wieder in Richtung Horizont, so auch im Jahr 2022. Mein Vereinskollege Werner hat dies mit einer EOS 6D bei einer Objektivbrennweite von 24 mm fotografisch festgehalten. Das Sternbild Carina (Schiffskiel), über dessen interessante Deep-Sky-Objekte ich bereits in „Im Reich der Superlativen: Eta-Carinae-Nebel NGC 3372“ [2] und „Die Freiheitsstatue zwischen ihren Sternhaufen: Statue of Liberty Nebula NGC 3576, Starburst-Region NGC 3606 und Umgebung“ [3] berichtete, ist bereits untergegangen. Während ein Rest von Crux (Kreuz des Südens) gerade noch zwischen den Palmen zu entdecken ist, sind vom Sternbild Centaurus (Zentaur) noch beträchtliche Anteile identifizierbar.

Abbildung 2: Untergehende Milchstraße auf der Rooisand Desert Ranch

Die hellen Sterne Alpha und Beta Centauri bilden den Vorderfuß des Zentauren (untere Ecke des Rahmenbereiches), vergleiche „Proxima Centauri V 645 und das Alpha-Centauri-System“ [4]. Auch der Kugelsternhaufen Omega Centauri ist auf dem Rücken des Zentauren oberhalb der Palme deutlich zu erkennen [5].

Der weiße Rahmen markiert den Himmelsausschnitt der folgenden Abbildung.

Abbildung 3: Südliche Milchstraße von Centaurus bis Scorpius

Diese erheblich höher aufgelöste Darstellung setzt sich als Mosaik aus neun Teilbildern zusammen, welche jeweils aus Aufsummierung von etwa 120 einminütigen Belichtungen entstanden sind. Die Fotos wurden mit einem Zeiss-Objektiv Makro-Planar T* 2/50mm ZE an einer EOS 7D auf der Reisemontierung Polarie aufgenommen.

Abbildung 3 ist als Gesamtbild astrometrisch vermessen und umfasst die Sternbilder Centaurus (Zentaur) mit Alpha Centauri, Circinus (Zirkel), Lupus (Wolf), Ara (Altar), Norma (Winkelmaß) und Scorpius (Skorpion). In Richtung der oberen linken Bildecke erlangt die Milchstraße mit Annäherung an das galaktische Zentrum eine immer größere Breitenausdehnung. Zum zentral gelegenen Sternbild Norma, das 1500 von Lacaille entdeckt wurde, gehörten ursprünglich noch die zwei helleren Sterne N und H des Skorpions, sodass Norma keinen Stern α und β mehr besitzt.

Da ich mir einen Himmelsausschnitt zwischen Ara und Norma näher anschauen möchte, enthält die nächste Abbildung einen in diesem Bereich vergrößerten Teil des Mosaiks.

Abbildung 4: NGC 6188 und weitere Umgebung

Der mit dem weißen Rechteck gekennzeichnete Beobachtungsausschnitt liegt laut der durch die Internationale Astronomische Union (IAU) festgelegten Sternbildgrenzen zum Großteil im Sternbild Ara (Altar). Mit einer theoretischen Pixelauflösung von etwa 2,1“ besitzt das folgende Bild eine Größe von 2,1°×2,6°.

Abbildung 5: NGC 6188 im Gesamtbild (LRGB und H-alpha)

Die Brennweite von 598mm wird an einem Refraktor APM/LZOS 115 mit Riccardi-Reducer 0,75x erreicht. Dieses Teleskop ist zusammen mit der ohne Auto-Guiding betriebenen Montierung Skywatcher EQ-8 von DeepSkySafaris gemietet [6]. Während der drei Wochen Farmaufenthalt verwende ich meine mitgebrachte CCD-Kamera Moravian G3-16200 bei einer Sensortemperatur von ‑20°C. Pro Luminanz-, Rot-, Grün- und Blau-Subframe der LRGB-Filter der Astrodon Gen 2 E-Series werden 180s und für zusätzliche H-alpha-Bilder (Astrodon 3nm) 450s Belichtungszeit verwendet. So ergibt sich Anfang Juni 2022 in zwei Nächten eine Gesamtbelichtungszeit von 4h 52min. Dabei entfallen 82min auf die in Abbildung 5 eingemischte Schmalbandkomponente.

Der Rim-Nebel NGC 6188

Das Gesamtbild (Abbildung 5) enthält eine dramatische Himmelslandschaft aus dem Nordwesten des Sternbildes Ara. Zahlreiche Sternhaufen, Emissionsnebel und Reflexionsnebel liegen in den aktiven sternbildenden Regionen. Besonders auffällig sind die vertikalen Randstrukturen in der Mitte des Bildes, die sich mit ihren hohen Kontrasten aus hellen und dunklen Wolken von den westlich und östlich angrenzenden homogeneren Emissionsflächen abheben. Gerade diese auch als Rim-Nebel bezeichneten Strukturen sind bei visueller Beobachtung zuerst erkennbar. Daher entdeckte John Herschel am 15. April 1836 vermutlich diesen hellen Bereich. [7]

Das Objekt ist als NGC 6188 katalogisiert und in Abbildung 6 herausgestellt.

Abbildung 6: Bereich des Rim-Nebels NGC 6188

Nach intensiver Recherche muss ich leider, wie so oft bei interstellaren Wolken, wieder feststellen, dass die gefundenen Positionen und Ausdehnungen sehr unterschiedlich definiert sind. In der astronomischen Datenbank SIMBAD ist dieses als interstellares Medium bezeichnete Objekt relativ nördlich positioniert. Zusammen mit der vielfach zitierten Winkelausdehnung von 12‘×20‘ resultiert in vorangegangener Abbildung die kleinere Ellipse als Bereich von NGC 6188. Der südliche Teil des Rim-Nebels wird demnach der HII-Region RCW 108 zugeschlagen, auf die ich noch genauer eingehen werde. [8][9]

Im Allgemeinen wird aber eher der gesamte Randbereich mit NGC 6188 bezeichnet, oftmals auch zusammen mit den weiter nördlichen und südlichen Strukturen [10][11][12]. In Abbildung 6 habe ich NGC 6188 daher auch noch mit den Ausmaßen 14‘×47‘ gekennzeichnet.

Die Entfernung des Rim-Nebels wird mit Werten zwischen gut 4.000 und etwa 4.700 Lichtjahren beziffert [7][8]. Bei einem mittleren Wert von 4.400 Lichtjahren ergibt sich damit eine Ausdehnung in nordsüdlicher Richtung von rund 60 Lichtjahren. Der häufig zitierte Durchmesser von 600 Lichtjahren [7] würde etwa das 2,8-fache der kompletten Höhe des Gesamtbildes betragen und ist somit für mich nicht nachvollziehbar. Hierbei müsste ein riesiger zumeist dunkler Molekülwolkenbereich zwischen den Sternbildern Ara und Norma betrachtet werden, der aber nicht mit NGC 6188 bezeichnet wird.

Die Drachen zwischen Nebel und Sternhaufen

Unter Astrofotografen ist die Himmelsregion um NGC 6188 sehr beliebt, weil die dunklen Formen mit hellen Rändern, die durch den staubigen Nebel "fliegen", besonders fantasieanregend sind. Gerne wird das Bild im äquatorialen Koordinatensystem um 90° im Uhrzeigersinn verdreht und in Schmalbandtechnik mit Hubble-Palette dargestellt [13][12]. Da ich im Schmalbandbereich lediglich die H-alpha-Emission aufgenommen habe, ergibt sich „nur“ das folgende Graustufenbild.

Abbildung 7: „Fighting Dragons of Ara“ (H-alpha)

Das gedankliche Vermögen für Bildassoziationen müsste schon sehr reduziert sein, wenn man hier keine fantasievollen Ausformungen zweier von links und rechts anfliegender Drachen erkennen würde, die sich feuerspeiend bekämpfen: „The Fighting Dragons of Ara“, die kämpfenden Drachen im Altar.

Der offene Sternhaufen NGC 6193

Bei Betrachtung des Gesamtbildes (Abbildung 5) fallen neben dem zentralen Rim-Nebel eine größere Menge hell leuchtender Sterne östlich der Randstruktur auf. Es handelt sich um den offenen Sternhaufen NGC 6193, der in folgender Abbildung herausgestellt ist.

Abbildung 8: Offener Sternhaufen NGC 6193

Das Objekt wurde am 14. Mai 1826 von James Dunlop entdeckt. Der helle Haufen ist mit bloßem Auge erkennbar und umfasst etwa 30 Sterne. Im Zentrum befinden sich die blauen Riesensterne HD 150135 und HD 150136. Während der erstere zur Spektralklasse O6.5V((f))z gehört (evtl. auch Binärsystem), besteht HD 150136 sogar aus drei "Heißbrennern" der Spektraltypen O3-3.5V, O5.5-6V und O6.5-7V mit jeweils 54, 34 und 27 Sonnenmassen. Deutlich kann man in Abbildung 8 das in der Umgebung reflektierte bläuliche Licht erkennen. Der primäre und sekundäre Stern umkreisen sich in weniger als 3 Tagen, während der tertiäre auf einer stark exzentrischen Umlaufbahn etwa 8,2 Jahre benötigt. Dieses Tertiärsystem leuchtet über eine Million Mal heller als unsere Sonne und gehört zu den massivsten Sternsystemen in unserer Galaxie. Auch die anderen Mitglieder des Sternhaufens sind sehr heiße Sterne und gehören überwiegend den Unterklassen 0 bis 3 der Spektralklasse B an. So besitzt HD 150041 z.B. die Spektralklasse B0III, siehe Abbildung 8. Die Sterne des Haufens sind mit 1-2 Millionen Jahren noch sehr jung. [14][15][16]

NGC 6193 besitzt einen Durchmesser von etwa 14‘. Die Entfernungsangaben liegen in der Literatur zwischen 3.700 und 4.200 Lichtjahren [8][14][15], sodass sich ein Durchmesser von etwa 15 bis 17 Lichtjahren ergibt. D.h. der offene Sternhaufen liegt im Sagittarius-Carina Arm unserer Milchstraße.

Abbildung 9: Lage von NGC 6193 innerhalb unserer Milchstraße

Die Ara OB1-Assoziationen

Die extrem heißen O- und B-Sterne von NGC 6193 ionisieren durch ihre energiereiche ultraviolette Strahlung das Wasserstoffgas der umgebenden Nebel und bringen es zum roten Leuchten. Zusammen mit ihren heftigen stellaren Winden formen sich insbesondere im Rim-Nebel NGC 6188 ausdrucksstarke Wolken von Gas und Staub. Wenn diese Wolkenteile gravitativ kollabieren, heizen sie sich auf und bilden schließlich viele neue Sterne in dieser HII-Region. Zusätzlich werden die Nebel durch heftige Supernova-Explosionen der kurzlebigen Sterne erodiert. Auf diese Art haben die sternbildenden HII-Regionen eine Lebenszeit von gerade einmal wenigen Millionen Jahren. [13][17]

Während NGC 6193 jünger als 3 Millionen Jahre zu sein scheint, könnte das Alter der umgebenden Ara OB1-Assoziation aber bis zu 50 Millionen Jahre betragen und mehrere Himmelsgrade abdecken. Diese Assoziation wurde erstmals 1963 von Whiteoak ausführlich untersucht, wobei etwa 35 O- und B-Sterne identifiziert wurden [18]. Abbildung 10 enthält die nähere Himmelsumgebung um den rechteckigen Ausschnitt meines Gesamtbildes.

Abbildung 10: Ara OB1-Assoziation

Der gestrichelte Kreis deutet die Lage der Ara OB1-Assoziation an. Die Kreismitte habe ich gemäß der Positionsangabe in SIMBAD festgelegt, während der Durchmesser von etwa 3 Grad aus den Betrachtungen von Arnal et al. stammt [19]. In dieser Region sind über ein Dutzend CO-Wolken festgestellt worden. Der aktivste Teil für ausgelöste Sternentstehung liegt im Bereich von NGC 6193 und RCW 108 (siehe Abbildung 6). Er deckt etwa 1 Quadratgrad ab und wird in vielen Quellen als Ara OB1a bezeichnet. Diese kompakte Assoziation habe ich in Abbildung 11 durch den gestrichelten Kreis angedeutet. Zusätzlich identifizierte Whiteoak 1963 einen O-Sternhaufen, der mit einer Entfernung von über 10.000 Lichtjahren deutlich hinter NGC 6193 liegt. Diese etwa 13 O- und B-Sterne werden als Ara OB1b-Assoziation behandelt. [20]

Ich vermute, dass sie im Scutum-Crux Arm liegt, vergleiche Abbildung 9.

Massenverteilung im Molekülwolkenkomplex Ara OB1a

Die Beobachtung von H-alpha-Licht in HII-Regionen lässt meistens keine Rückschlüsse auf die tatsächliche Massenverteilung zu. Aber gerade diese ist für die Sternentstehung von großer Bedeutung. Kalte Wasserstoffmoleküle (HI-Region) emittieren weder Licht noch sind sie wegen des fehlenden Dipolmoments radioastronomisch erfassbar. Hier bietet sich die radioastronomische Messung des Kohlenmonoxids (CO) an. Dieses charakteristische interstellare Molekül wird gerne verwendet, um Molekül-Regionen aufzuspüren.

Von Arnal et al. wurden 2005 neun CO-Molekülkonzentrationen gefunden, von welchen ich im Bereich von NGC 6193 in Abbildung 11 fünf Gebiete in meinem Gesamtbild skizziert und mit den Ziffern 1 bis 5 gekennzeichnet habe [19].

Abbildung 11: Ara OB1a-Assoziation mit CO-Wolkenverteilung (nach [19] und [20])

Weitere CO-Konzentrationen sind 2008 von Wolk et al. festgestellt worden, die ich durch gelbliche Einfärbungen und die Buchstaben A bis C schematisch ergänzt habe. Diese Merkmale bilden den Molekülwolkenkomplex Ara OB1a. Es wird vermutet, dass sie mit der OB-Assoziation in Zusammenhang stehen. So lassen sich in Abbildung 11 folgende Zuordnungen bilden:

Region 1: IRAS 16362-4845 und RCW 108-IR (Molekülwolke)

Region 1, 2, 4: Rim-Nebel NGC 6188

Region 3: IRAS 16348-4849 (Infrarot-Quelle)

Region A: IRAS 16379-4856 (Infrarot-Quelle)

Region B: IRAS 16294-4856 (Stern)

Region C: IRAS 16313-4840 (HII-Region)

Die Radialgeschwindigkeiten der sich uns nähernden CO-Strukturen liegen bei -28 bis -20 km/s. Im Bereich NGC 6188 sind sie am größten und nehmen von Norden nach Süden ab. Die CO-Linienbreiten nehmen in den Konzentrationsmaxima zu und spiegeln damit die Wechselwirkung der Sterne mit dem umgebenden molekularen Gas wider. Insbesondere die Struktur 1 weist diesbezüglich eine sehr große Kinematik bei der in diesem Wolkenkomplex höchsten Massendichte auf. Die Gesamtmenge an molekularem Gas wird hier auf etwa 4.000 Sonnenmassen geschätzt. Comerón et al. ermittelten sogar 8.000 Sonnenmassen [23]. Die Struktur 3 stellt mit 3.000 Sonnenmassen eine verkleinerte Version dieses Phänomens dar. [19][20]

In Abbildung 12 sind die mit den erhöhten Molekülkonzentrationen in Verbindung stehenden Infrarotquellen eingetragen, wie sie bei der Himmelsdurchmusterung von IRAS (Infrared Astronomical Satellite) 1983 aufgenommen wurden. Bei höheren Wolkendichten sind Messungen im Infraroten sinnvoll, weil junge Sterne, die noch in Gas- und Staubwolken eingebettet sind, nur so sichtbar werden. [21]

Abbildung 12: Aktivste Region von Ara OB1a mit umgebenden Infrarotquellen

Im Molekülwolkenkomplex Ara OB1a ist die Sternentstehung nicht nur seit mehreren zehn Millionen Jahren bereits im Gange, sondern steht zum Großteil noch bevor. Dies könnte zukünftig zu einem Komplex führen, der dem Orionnebel-Cluster ähnelt. [20][22]

HII-Region RCW 108

Die in Abbildung 12 vermerkten Infrarotquellen (IRAS) lassen sich im sichtbaren Spektrum nicht erkennen, sondern bleiben in Molekülnebeln verborgen. Die Konzentrationen von kühlem Staub sind in den Bereichen 1, 3 und A von Abbildung 11 besonders hoch. Die zugehörigen Infrarotquellen sind im Spektrum von 8 bis 100 µm hell. Die mit Abstand intensivste Quelle von ihnen ist IRAS 16362-4845. Hier gelangt das anregende UV-Licht junger massereicher Sterne in die oberen Randzonen der kompakten Gaswolke und lässt die rot leuchtende HII-Region RCW 108 förmlich aus dem Staub hervorquellen. [20][26]

Abbildung 13: Aus dem Staub hervorbrechende HII-Region RCW 108

Die auch als Gum 53 katalogisierte HII-Region besitzt einen sichtbaren Durchmesser von 0,5 bis 0,7 Lichtjahren und beinhaltet den Cluster IRAS 16362−4845. Im kompakten Kern liegt ein trapezartiger Sternhaufen mit etwa 20 Sternen der Spektralklassen O und B (nach Wolk sogar 41 Kandidaten [25]), die sich nur im Infrarotbereich beurteilen lassen. Der hier dominierende O9-Stern CSR-012 liegt nicht zentral, sondern nördlich verschoben und ist hauptverantwortlich für die Ionisation von RCW 108. Da es kaum kühlere Sterne ab der Spektralklasse A0 gibt, scheint der Haufen sehr jung zu sein, und der Großteil der Sternentstehung muss in RCW 108 noch stattfinden. Die Gesamtmasse dieses Aggregats wurde von Comerón et al. 2007 auf etwa 370 Sonnenmassen abgeschätzt. Zusammen mit dem Fehlen einer zentralen Konzentration massereicher Sterne könnte in RCW 108 eine von außen ausgelöste Sternentstehung stattgefunden haben, ähnlich wie ich sie bereits bei NGC 3503 in Carina beschrieben hatte [3]. [23][24][25]

Die drei scheinbar helleren Sterne in Abbildung 13 sind Vordergrundsterne.

Die HII-Region RCW 108 ist auf der Westseite ionisationsbegrenzt, wo die umgebende Molekülwolke am dichtesten zu sein scheint. Nach Osten hin verläuft RCW 108 weitgehend offen, weil die Molekülwolke zunehmend der ionisierenden Strahlung von NGC 6193 ausgesetzt ist. Allerdings verwehrt hier eine besonders stark ausgeprägte und markant erodierte Staubschicht, die ich auf etwa 2,7 Lichtjahre Durchmesser abgeschätzt habe, die optische Einsicht. Vermutlich reichte RCW 108 ursprünglich noch weiter in das Gebiet des offenen Sternhaufens NGC 6193, der jetzt nur noch mit einer restlichen Molekülwolke verbunden ist, deren Masse auf 660 Sonnenmassen geschätzt wird. Um den sichtbaren Kernbereich der HII-Region von der größeren östlichen Ausdehnung bis hin zum Randnebel NGC 6188 namentlich abzugrenzen, wird er auch mit RCW 108-IR bezeichnet (gleichbedeutend mit IRAS 16362−4845) [20]. [24][23]

Weitere Sternentstehungsorte um RCW 108

In der Ara OB1a-Assoziation ist RCW 108-IR aufgrund der hellen H-alpha-Strahlung der auffälligste Sternentstehungsort und liegt ungefähr im massivsten Bereich der mit ihr verbundenen Molekülwolke, siehe Abbildung 11. Nördlich davon findet man einen Reflexionsnebel, der den bläulichen Stern CD-48 11039 umgibt. Er wurde 1975 von Herbst als VdBH 72a katalogisiert. In einer Entfernung von 3.750 Lichtjahren gehört er als B3V-Stern noch zum offenen Sternhaufen NGC 6193. [14]

Abbildung 14: Sternentstehungsgebiete um RCW 108

Dieses Sternentstehungsgebiet wird durch ähnlich viel Gas und Staub wie RCW 108 verdeckt, enthält aber junge Sterne, die masseärmer sind. Vermutlich existieren weitere junge Sternobjekte mit noch geringerer Masse, die weder im Sichtbaren noch im Infrarotbereich zu erkennen sind und völlig unbemerkt bleiben. [23]

Weiter westlich können in Abbildung 14 noch weitere wunderschöne blaue Reflexionsnebel entdeckt werden, die zwar nicht mehr zur HII-Region RCW 108, aber zur assoziierten Molekülwolke gehören. Der Reflexionsnebel GN 16.34.8 wird vom B1V-Stern CD-48 11005 bestrahlt. Er liegt 3.880 Lichtjahre entfernt und ist mit VdBH 72c auch als „Stern im Nebel“ katalogisiert. Noch stärker ausgeprägt erscheint GN 16.34.3, der das blaue Licht von HD 331019 streut. Dieser Stern besitzt mit 3.870 Lichtjahren zwar die richtige Entfernung, gehört laut SIMBAD aber nur der Spektralklasse F8 an, sodass ich ihn als Lichtquelle stark anzweifeln muss. Unter VdBH 72b katalogisiert, wurde ihm ursprünglich die Spektralklasse B1 zugewiesen, wodurch diese Fehlzuordnung vermutlich geschehen konnte.

Über den kleineren benachbarten blauen Reflexionsnebel GN 16.34.5 sowie über die blau streuenden Gebiete, die sich noch weit nach Norden ausbreiten, ist wenig bekannt. Eine Arbeit der argentinischen Astronomin Gisela Andrea Romero führt die Katalogisierung Sandqvist 182 an, mit welcher die gesamte dunkle Wolke am rechten Rand von Abbildung 14 bezeichnet wird. Sie ist mit dem Molekülkomplex Ara OB1 assoziiert und besitzt im mittleren Infrarotbereich sehr helle Strukturen. Ihrem Inneren werden rege Sternentstehungsprozesse zugesprochen. [27]

Laut Romero befindet sich eine ebenso auffällige infrarote Strahlungsstruktur südlich des Sternhaufens NGC 6193. Die gestrichelte Linie deutet in nachfolgender Abbildung den nicht ganz geschlossenen ringförmigen Bereich der Struktur an.

Abbildung 15: Ringförmiges Sternentstehungsgebiet südlich von NGC 6193

Die Ausrichtung und Form des im IR aktiven Gebietes deuten darauf hin, dass es sich möglicherweise um eine von NGC 6193 erhitzte Staubstruktur handelt. Allerdings kann das Vorhandensein interner Quellen nicht ausgeschlossen werden, wie dies z.B. im Fall der Quelle MSX336.5504-01.8073 zutreffen könnte. Möglicherweise handelt es sich um einen weiteren Ort sequenzieller Sternentstehung im Zusammenhang mit Ara OB1. [27]

Leider zeichnet sich die ringförmige Staubstruktur nicht im Sichtbaren ab. Lediglich der im Infraroten besonders hellstrahlende Bereich um MSX336.5504-01.8073 erscheint auffällig in Grautönen. Offenbar finden hier sich überlagernde Reflexionen verschiedener Spektralbereiche statt.

NGC 6164/5, das kosmische Drachenei

Lässt man seine Augen von den kämpfenden Drachen weiter nach unten abschweifen, d.h. in Richtung des rechten Randes in Abbildung 5, entdeckt man eine dunklere hohlraumartige Struktur mit einem relativ hellen Objekt im Zentrum, siehe auch Abbildung 12. Mit etwas Fantasie hat es den mystischen Anschein, als ob dort ein Drachenei ins Nest gelegt wurde. So wird dieser am 1. Juli 1834 von John Herschel entdeckte Nebel auch häufig Drachenei-Nebel genannt. Er liegt bereits im benachbarten Sternbild Norma in einer Entfernung von 3.875 Lichtjahren und ist als NGC 6164/5 katalogisiert. [28]

Abbildung 16: Das „Drachenei“ NGC 6164/5 in ellipsoider Schalenstruktur

Es handelt sich um einen bipolaren roten Emissionsnebel, der vom deutlich zu erkennenden Zentralstern HD 148937 vor einigen tausend Jahren ausgeworfen wurde. Die in Abbildung 16 skizzierten elliptischen Ausdehnungen betragen meiner Messung nach radial 7,9 und 6,1 Lichtjahre. Für die größere umgebende ellipsoide Schalenform habe ich Halbmesser von 31,3 und 23,7 Lichtjahren ermittelt. Dieser umgebende blaue Nebel ist viel blasser und das Ergebnis einer früheren Massenausstoßung durch HD 148937 [29]. Es scheint, als ob dieser Materieauswurf und Sternenwind einen Teil der mit Ara OB1 assoziierten Molekülwolke verdrängt hat. Das bläuliche Licht in der windgetriebenen Schale wird von ionisiertem Sauerstoff emittiert. Laut Leitherer & Chavarria (1987) soll es noch eine weiter außen liegende symmetrische Strömgren Sphäre geben, die ich im Gesamtbild leider nicht erkennen kann [30].

In einer stärkeren Vergrößerung des Auswurfnebels um HD 148937 wird die bipolare Form besonders deutlich. Die hellen Lappen im Nordwesten und im Südosten wurden mit NGC 6164 bzw. NGC 6165 bezeichnet.

Abbildung 17: Bipolarer Auswurfnebel NGC 6164/5 um Binärsystem HD 148937

Die Struktur und Kinematik dieses Nebels aus Staub und Gas ist komplex. Wissenschaftliche Studien der letzten 10 Jahre widersprechen sich teilweise erheblich. Infrarotbilder zeigen, dass sich Staub stärker um das zentrale Objekt konzentriert. Unmittelbar um HD148937 ergibt sich aber auch ein Hohlraum im Staubmaterial, der vermutlich durch den starken Sternwind entstanden ist. Mit zunehmender Entfernung von HD148937 nimmt der Anteil von Stickstoff zu. In den beiden äußeren hellen Nebellappen NGC 6164 und NGC 6165 findet die Anreicherung ihr Maximum. Dieser Anreicherungsgrad von Stickstoff wird nur tief im Inneren von Sternen erwartet, sodass eine heftige Zerstörung des Inneren eines Sterns während der Entstehung des Nebels plausibel erscheint. Die deutliche Violett-Färbung in Abbildung 17 (Einmischung von blau in rot) weist auf zusätzliche Sauerstoffanteile hin. [30]

HD 148937 im Drachenei-Nebel

Die Ionisation des Gasnebels erfolgt durch die Ultraviolettstrahlung von HD 148937. Hierbei handelt es sich um einen Doppelstern (beides O-Sterne) mit der sehr seltenen Spektralklasse O6f?p, die bisher in unserer Galaxie nur fünf Sternen zugeordnet wurde. Sie weisen offenbar immer die Präsenz magnetischer Felder auf. Jeweils drei weitere Of?p-Sterne wurden in der Großen und Kleinen Magellanschen Wolke entdeckt. [31]

Der magnetische Primärstern des Binärsystems HD 148937 ist massereicher, erscheint aber jünger als sein Begleiter. Laut Hubrig et al. (2024) deutet dies auf eine stattgefundene Verschmelzung oder einen Massentransfer hin. [31]

Frost et al. kommen 2024 zu dem Ergebnis, dass es tatsächlich drei Sterne in diesem System gab, von denen zwei zusammenstießen und verschmolzen. Dadurch entstand vor einigen tausend Jahren der mit etwa 30 Sonnenmassen schwerste Stern mit einem derart großen Magnetfeld (bipolare Feldstärke von 100 mT nach Wade et al. 2012). Dieses gewaltige Ereignis erzeugte auch den spektakulären Nebel (1,6 bis 12,6 Sonnenmassen), der mit einem Mindestalter von 7.500 Jahren deutlich jünger ist als die verbliebenen Sterne. Deren Umlaufzeit beträgt heute etwa 26 Jahre.

NGC 6164/5 besteht deshalb auch aus Gasen, die normalerweise tief im Inneren eines Sterns und nicht außerhalb zu finden sind. Ihre komplizierte Bewegung wird durch das Magnetfeld beeinflusst. Da der magnetische Stern HD148937 der einzige der beobachteten galaktischen Of?p-Sterne ist, den ein Nebel umgibt, sehen wir ihn rein zufällig sehr kurze Zeit nach der Sternenverschmelzung. [30][32][33]

Was für ein astronomisches Glück für uns ferne Beobachter!

Das Gebiet NGC 6188 um die kämpfenden Drachen vom Altar ist ein sehr beliebtes Motiv für die Schmalband-Astrofotografie. Nach meinen Recherchen muss ich aber nicht wenig überrascht feststellen, dass das hiesige enge Zusammensein von einerseits Clustern mit massereichen Sternen mit den letzten Überresten ihrer ursprünglichen Wolken und andererseits jungen eingebetteten Sternentstehungsregionen in den frühesten Stadien der Wechselwirkung zwischen neu gebildeten Sternaggregaten und ihrem umgebenden Gas wissenschaftlich hoch interessant ist. Daher werfen wir noch einmal einen höher aufgelösten Blick auf diese Region.

Abbildung 18: Streifenausschnitt aus Gesamtbild

[1] Rooisand Desert Ranch
[2] "Im Reich der Superlativen: Eta-Carinae-Nebel NGC 3372" (B. Lührmann)
[3] "Die Freiheitsstatue zwischen ihren Sternhaufen: Statue of Liberty Nebula NGC 3576, Starburst-Region NGC 3606 und Umgebung" (B. Lührmann)
[4] "Proxima Centauri V 645 und das Alpha-Centauri-System" (B. Lührmann)
[5] "Omega Centauri NGC 5139, Kugelsternhaufen oder Zwerggalaxie?" (B. Lührmann)
[6] NGC 6188 (DeepSkySafaris)
[7] Wikipedia: NGC 6188
[8] SIMBAD Astronomical Database - CDS (Strasbourg)
[9] NGC 6188 (sky-map.org)
[10] NGC 6188 (Rim Nebula) – Nebula in Ara (theskylive.com)
[11] NGC 6188 (Sky & Telescope Gallery)
[12] NGC 6188: Dragons of Ara (NASA APOD)
[13] Shaping NGC 6188 (NASA APOD)
[14] Wikipedia: NGC 6193
[15] NGC 6188 (Chamäleon & Onjala Observatory)
[16] Wikipedia: HD 150136
[17] Eine großartige Komposition von neuen Sternen (ESO)
[18] J. B. Whiteoak: An association of O and B stars in Ara, MNRAS, 125, 105 (1963)
[19] Arnal E.M. et al.: The Ara OB1 Association and its Molecular Complex, ASPC 344, 173 (2005)
[20] Scott J. Wolk et al.: The Ara OB 1a Association, Handbook of Star Forming Regions,
Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications, Vol. 5. Edited
by Bo Reipurth, 388 (2008)
[21] Wikipedia: Infrared Astronomical Satellite
[22] G. Baume et al.: The Ara OB1a association, A & A 531, A73 (2011)
[23] F. Comerón et al.: Star formation in RCW 108: Triggered or spontaneous?, A & A 433, 955-977 (2005)
[24] F. Comerón, N. Schneider: A close look at the heart of RCW 108, A & A 473, 149-162 (2007)
[25] Scott J. Wolk et al.: X-RAY AND IR POINT SOURCE IDENTIFICATION AND CHARACTERISTICS IN THE EMBEDDED, MASSIVE STAR-FORMING REGION RCW 108, AJ 135, 693-721 (2008)
[26] Die Sternentstehungsregion RCW 108 im Sternbild Altar (astropage.eu)
[27] Gisela Andrea Romero et al.: Develando los misterios de Sandqvist 182, Asociación Argentina de Astronomía, BAAA Vol. 48 (2005)
[28] Wikipedia: NGC 6164
[29] Dragon Egg NGC 6165 (telescope.live)
[30] L. Mahy et al.: Evolutionary status of the Of?p star HD148937 and of its surrounding nebula NGC6164/5, A & A 599, A61 (2017)
[31] S. Hubrig et al.: Detection of extragalactic magnetic massive stars, A & A 686, L4 (2024)
[32] A. J. Frost et al.: A magnetic massive star has experienced a stellar
Merger, astro-ph.SR (2024)
[33] Der Nebel (NGC 6164/6165), der HD 148937 umgibt (ESO)