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NGC 1333 @Gerald Willems Gar nicht weit abseits des manchmal schon ausgetretenen Pfades der Astrofotografen findet man im Sternbild des Perseus ein Nebelgebilde, das einiges an Besonderheiten zu bieten hat. NGC 1333 ist im Wesentlichen ein Reflexionsnebel. Da findet man also eine Menge Staub, der es aber in sich hat und das im wahrsten Sinne des Wortes. Dieser staubige Ort soll das Astromotiv für den Monat Dezember sein. In der einschlägigen Literatur wird NGC 1333 als ein Reflexionsnebel katalogisiert. Tatsächlich ist er aber nur ein Teil des großen “Perseus- Molekularwolken –Komplexes“ in der Assoziation OB2, der in englischen Facharbeiten meist einfach “Perseus Cloud“ genannt wird. Der gesamte Wolkenkomplex erstreckt sich über ein Gebiet von ca. 1° x 4° und befindet sich ca. 4° westlich von ζ Persei, wobei sich das gesamte Gebiet von dort aus in west-süd-westliche Richtung erstreckt (Abb. 1). Der eigentliche Reflexionsnebel wurde übrigens von Eduard Schönfeld 1855 entdeckt und als NGC 1333 in den Katalog aufgenommen. Von den vielfältigen weiteren Objekten in dem umgebenden Wolkengebilde hatte man zu dieser Zeit natürlich noch keine Vorstellung. NGC 1333 ist zusammen mit der Molekülwolke und mit einem Abstand von 700 bis 1150 Lichtjahren eines der uns am nächsten gelegenen Gebiete mit äußerst aktiver Sternentstehung. Das ist auch der hauptsächliche Grund, warum dieses Nebelgebiet für die Wissenschaft so interessant ist. Gas und Staub sind in der Molekülwolke dicht genug, um zu verschiedenen Erscheinungen der Lichtemission zu führen. Dominierend ist sicher der eigentliche Reflexionsnebel. Das Licht des zentral gelegenen hellen Sterns innerhalb der blau erscheinenden Nebelregion wird durch Gas und Staub zerstreut und reflektiert als blaue Nebelregion. Soweit kennen wir das auch von den meisten Reflexionsnebeln, die wir in den Spiralarmen der Milchstraße finden. Das, was uns aber besonders interessiert, wird zum großen Teil durch dichte Gas- und Staubmoleküle verdeckt. Innerhalb der Wolken befinden sich zahlreiche Sternhaufen, die nur durch ihre Infrarot-Strahlung von entsprechenden Teleskopen erfasst werden können. Diese äußerst jungen Sternhaufen sind ausnahmslos jünger als eine Million Jahre und werden “young stellar objects“ (YSO’s) genannt. Mit dem Weltraumteleskop Spitzer sind inzwischen diese verborgenen Objekte im Infrarot-Licht untersucht worden. Die Auswirkungen einiger dieser Objekte erscheinen allerdings auch im sichtbaren Lichtspektrum und machen das umgebende Nebelgebiet um NGC 1333 auch für uns Amateure zu einem besonders reizvollen Objekt. Auffällig sind einige kleine, rote Bereiche, die man auf den ersten Blick für kompakte Hα-Gebiete halten könnte. Während der Aufnahme meiner eigenen Bilder hatte ich versucht auf H-Alpha zu filtern. Das Ergebnis war enttäuschend, es war praktisch kein Bildsignal registriert worden. Es handelt sich um Objekte, die George Herbig und Guillamero Haro in den Jahren nach 1940 unabhängig voneinander genauer untersuchten. Genau genommen wurden derartige Objekte aber schon viel früher gefunden und beschrieben. Bereits im 19. Jahrhundert hatte Burnham ein derartiges Objekt beobachtet. Bei Untersuchungen des Sterns T-Tauri war ihm ein Nebel in dessen Nähe aufgefallen, der daraufhin als Emissionsnebel katalogisiert wurde. Die späteren Untersuchungen von Herbig und Haro konnten die wahre Natur dieses kleinen Nebelobjektes aufdecken. Damit ist geklärt, warum diese besondere Objektgruppe Herbig-Haro-Objekte (HH-Objekte) genannt wurden.
Was ist nun das Besondere an diesen kleinen Nebelgebilden? HH-Objekte werden ausnahmslos von sehr jungen Sternen erzeugt. Teilweise sind es noch Protosterne, die sich gerade in der dichten Gas- und Staubwolke bilden. Man hat diese jungen Sterne in Klassen von 0, I, II bis III eingeteilt, je nachdem wie hoch der abgestrahlte IR-Anteil bei ihnen ist. In den frühen 1980ern hatte man festgestellt, dass die HH-Objekte jetartige Formen aufweisen. Die Nähe zu einem der jungen Sterne ließ jetzt den Schluss zu, dass es einen Zusammenhang zwischen den HH-Objekten und den noch in der Entwicklung befindlichen sehr jungen Sternen geben müsste. Junge Sterne besitzen in den ersten hunderttausend Jahren ihrer Existenz sehr oft noch eine Akkretionsscheibe. Das Innere dieser Scheiben rotiert sehr stark. Das Material heizt sich auf, es bildet sich Plasma, in dem starke elektrische Ströme erzeugt werden und es zur Ausbildung von Magnetfeldern kommt. Diese Vorgänge erzeugen einen senkrecht auf der Scheibe stehenden polaren Jet aus ionisiertem Plasma. Bei der Kollision des Jets mit der interstellaren Materie kommt es zu Lichtemissionen. Herbig-Haro-Objekte sind ein anschauliches Beispiel für die vielfältigen Arten der Lichtemission in Gaswolken. Zu den bereits bekannten und auch hier in schon veröffentlichten früheren AdMs beschriebenen Emissionsarten kommt also eine weitere hinzu. Wir kennen die am meisten zu beobachtende Art der Lichtemission in den großen H-Alpha-Gebieten durch energiereiche Sterne, wir kennen sie bei Planetarischen Nebeln, bei Wolf-Rayet-Nebeln und bei Supernova-Überresten durch Stoßfronten. Meist ist ein ganzer Strauß an Ursachen für die Lichtemission verantwortlich. Bei unseren HH-Objekten sind es ebenfalls Stoßfronten, die zur Lichtemission führen. Die Art und Weise unterscheidet sich allerdings deutlich von den Emissionsursachen in den großen Nebelgebieten. Jetzt ist bereits vorstellbar, dass die kleine Ausdehnung der HH-Objekte mit dem gebündelten Jet eines Protosterns zu erklären ist. Die Unterschiede zu H-II-Regionen und Planetarischen Nebeln ist vielfältig. Wesentlich ist sicher die deutlich größere Dichte im Molekülgas, in dem es zur Lichtemission kommt. Während H-II-Regionen und Planetarische Nebel eine Dichte von ca. 1000 Teilchen/cm³ aufweisen, ist sie in den HH-Objekten mehr als zehnmal so hoch. Die Zusammensetzung der Materie in den HH-Objekten besteht im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium im Verhältnis von 75% zu 25%. Schwere Elemente machen einen Anteil von unter einem Prozent aus. Darin unterscheiden sich HH-Objekte übrigens nicht von anderen Gasnebel-Regionen. Das typische Aussehen der HH-Objekte hängt eindeutig mit dem gebündelten Plasma-Jet zusammen. Gas, das durch den Zusammenstoß ionisiert wird und rekombiniert, wird durch erneutes Auftreffen des Plasma-Strahls nicht im gleichen Umfang erneut ionisiert. Als Folge davon beobachtet man vornehmlich Lichtemissionen am Ende des Jets in der Form einer Kappe. Mit dem HST sind dazu phantastische Aufnahmen über längere Zeit gelungen, an denen man die dynamische Entwicklung der HH-Objekte anschaulich belegen konnte (HH47 im Bereich des Gum-Nebels). Im gesamten Perseus-Molekularwolken–Komplex sind inzwischen 141 HH-Objekte bekannt. Die in der Umgebung des Reflexionsnebels NGC 1333 befindlichen HH-Objekte sind in dieser Aufnahme des Kitt Peak National Observatory mit dem 4-m-Spiegel gekennzeichnet. Das Innere des Perseus-Molekularwolkenkomplexes ist eingehend mit dem Infrarot-Teleskop Spitzer untersucht worden. Die Verteilung der Infrarotanteile ist in dieser Aufnahme eindrucksvoll wiedergegeben. Besonders was die Bildung neuer Sterne angeht hat man neue, aber noch nicht komplett erklärbare Erkenntnisse gesammelt. Bei Beobachtungen von NGC 1333 mit dem Röntgensatelliten ROSAT wurden zahlreiche Röntgenquellen in der Sternentstehungszone gefunden. Bei den meisten handelt es sich um Mitglieder des eingebetteten, verdeckten und visuell nicht sichtbaren Sternhaufens. Die Absorption im visuellen Spektralbereich liegt dort bei 5 bis 30 mag. Der Sternhaufen besteht aus solchen Sternen, die noch nicht ihr Hauptreihenstadium erreicht haben (pre main sequence stars) und daher noch keine stabile Fusion von Wasserstoff zu Helium besitzen. Eine neuere Untersuchung in den IR-Fenstern J, H und K ergab, dass im stark verdeckten Zentralbereich der Molekülwolke etwa 25 Kandidaten Brauner Zwerge enthalten sind. Mit dem Radiointerferometer auf dem Mauna-Kea-Oservatorium (Hawaii) sind starke Magnetfelder registriert worden. Diese Magnetfelder sind geordnet und so stark, dass sie die dort herrschende Gravitation fast aufheben können. Zusammen sind dies hoch komplexe Erkenntnisse, die sicher die Sternentstehung in Molekülwolken in absehbarer Zeit besser erklären werden. Man darf gespannt sein, was die neuen, in Planung befindlichen Großprojekte noch aufdecken werden.
Zum Abschluss noch ein Hinweis für Fotografen: Weiterführende Literatur und Quellen:
J.
Bally, D. Devine, B. Reipurth: A burst of Herbig-Haro flows in NGC 1333; J. Bally, B.
Reipurth: Irradiated Herbig-Haro jets in the Orion nebula and near NGC 1333; T. Preibisch:
X-ray emitting stars in the NGC 1333 star forming region; B.A. Wilking
et al.: Low-mass stars and substellar objects in the NGC 1333 molecular cloud; http://adsabs.harvard.edu/full/1975MitAG..36...31B http://www.nationmaster.com/encyclopedia/Stellar-jet http://www.stsci.edu/stsci/meetings/shst2/ballyj.html http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/116/5/2438 http://www.astronews.com/news/artikel/2006/08/0608-009.shtml http://www.robgendlerastropics.com/NGC1333text.html http://www.noao.edu/outreach/aop/observers/n1333.html http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/129/5/2308/204399.text.html
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