NGC 6888, der Crescentnebel

©Gerald Willems

 Es ist inzwischen Sommer geworden. Schon in der ersten Nachthälfte steigt jetzt das Band der Milchstraße in Richtung Zenit. Die hellen Sterne des Sommerdreiecks machen die Orientierung dabei zu einer leichten Angelegenheit, wobei der Schwan uns den Verlauf der Milchstraße weist. Gerade die Region im Bereich des Schwans (Cygnus) ist besonders reich an großflächigen Nebelgebieten. Einige davon haben eine so große scheinbare Ausdehnung, dass sie sich nur mit entsprechend kurzer Brennweite beobachten lassen. Fast alle diese Nebelgebiete sind so genannte HII-Regionen, also Nebelgebiete, die besonders durch die Ionisation des Wasserstoffs Licht aussenden. Mitten in diesem Gebiet befindet sich ein Gasnebel, den man auf den ersten Blick ebenfalls zu diesen HII-Regionen zählen möchte, nämlich NGC 6888, der Crescentnebel. Bei diesem Objekt handelt es sich allerdings um eine besondere Spezies der galaktischen Gasnebel. NGC 6888 ist ein Wolf-Rayet-Nebel, und dieser besondere Gasnebel soll in der jetzigen Ausgabe des AdM etwas genauer unter die Lupe genommen werden.

Im September 1792 wurde der Crescentnebel von William Herschel entdeckt und als “Planetary Nebula“ in seine Aufzeichnungen eingetragen. Er beobachtete einen Doppelstern achter Größe, um den sich ein Nebelbogen mit einer Länge von etwa 8’ befindet. Die Bezeichnung Crescentnebel kommt aus dem Englischen und kann von “crescent“, die Sichel oder Halbmond abgeleitet werden.

 Was ist eigentlich ein Wolf-Rayet-Nebel?
NGC 6888 wurde anfangs für einen Supernova-Überrest gehalten [1]. Untersuchungen der Lichtspektren konnten diese Annahme aber nicht bestätigen. Bei einem Wolf-Rayet-Nebel müssen zwei Arten der Anregung unterschieden werden. Zum einen führt die starke UV-Strahlungsenergie des Zentralsterns zu der bekannten Ionisation, wie sie für H-Alpha-Regionen typisch ist. Zum anderen, und das ist der wesentliche Unterschied zu den gewöhnlichen H-Alpha-Regionen, werden von dem Zentralstern HD 192163 große Gasmassen abgestoßen und durch den enormen Strahlungsdruck des Sterns beschleunigt [2]. Diese energiereichen Gasteilchen kollidieren jetzt mit den bereits verteilten Gasmassen. Bei ihrem Zusammenprall bilden sich Stoßfronten, das Gas wird dabei stark aufgeheizt. Diese zweite Anregungsart sorgt ebenfalls für Ionisation und Emission von Licht und sogar Röntgenstrahlung [3]. Der Sternenwind sorgt weiterhin dafür, dass das vor langer Zeit abgestoßene Material des Zentralsterns zusammengeschoben wird, dabei zunächst die typische Schalenstruktur bildet und schließlich in einzelne helle Klumpen zerreißt [4]. Daher auch die filamentartige und wellenförmige Erscheinung des Nebelinneren.

Um die Natur dieses besonderen Nebels noch etwas genauer zu beleuchten, müssen wir uns aber noch um den alles entscheidenden Stern im Zentrum des Crescentnebels kümmern. Der Begriff Wolf-Rayet-Nebel kommt von eben diesem Zentralstern, bei dem es sich nämlich um einen Wolf-Rayet-Stern (WR-Stern) handelt. Diese besondere Sternengruppe verdankt ihren Namen ihren Entdeckern Charles Joseph Étienne Wolf und Georges Antoine Pons Rayet, die in der Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten drei Sterne dieses Typs entdeckten. WR-Sterne sind Sterne, die ihr nukleares Leben fast hinter sich haben. Sie weisen mehr als die zehnfache Masse unserer Sonne auf und verlieren außerordentlich schnell ihre äußeren Hüllen. Man geht davon aus, dass WR-Sterne in wenigen 10.000 Jahren eine Masse ins All abstoßen, die etwa der unserer Sonne entspricht. Anfänglich hatte HD 192163 mindestens die 25-fache Masse unserer Sonne und ist mit einer Oberflächentemperatur von etwa 50.000 Kelvin fast zehnmal so heiß wie diese. So ist es typisch für die WR-Sterne, die man kennt, dass sie als massive O-Sterne entstanden sind und vor der Wolf-Rayet-Phase als Rote Überriesen existierten.

 Die Spektren aller WR-Sterne zeigen starke Emissionslinien des Heliums. Gibt es zudem starke Stickstofflinien (Nitrogenium), so werden die WR-Sterne als „WN“ klassifiziert. Liegen starke Kohlenstofflinien (Carbonium) vor, so redet man von WC-Sternen. Schließlich zeigen die WO-Sterne starke Sauerstofflinien (Oxigenium). Oft „verraten“ sich junge extragalaktische H II-Gebiete durch enthaltene WR-Sterne [6, 7]. Daher werden WR-Sterne auch als „tracer“ für Sternentstehung angesehen [8].

 Man geht heute davon aus, dass alle Sterne mit genügend großer Masse diese Entwicklung zum WR-Stern durchmachen [9]. Durch die Abstoßung ihrer Außenhüllen legen sie ihren heißen Kern frei. Vor etwa 250.000 Jahren hat HD 192163 sich seiner Hülle entledigt, die nun den eigentlichen sichtbaren Nebelanteil des Crescentnebels bildet [5]. Wie bei massereichen Sternen üblich, wird ein WR-Stern, der in seinem Entwicklungsstadium weit fortgeschritten ist, vermutlich in einer astronomisch eher kurzen Zeitspanne von wenigen Millionen Jahren seine Existenz als Supernova beenden.

Die Lage am Himmel:
Die Position von NGC 6888 ist verhältnismäßig leicht zu finden. Er befindet sich etwa 2,5 Grad südwestlich von Gamma Cygni, genau auf der Verbindungslinie zu Beta Cygni (Albireo). Obwohl der Crescentnebel von seiner Lage am Himmel her leicht aufzufinden ist, ist seine Sichtbarkeit stark von den Lichtbedingungen abhängig. Im Vergleich zu den unweit befindlichen beiden Bögen des Zirrusnebels ist NGC 6888 deutlich schwieriger zu erkennen. Ein dunkler Himmel ist also auch hier wieder die beste Voraussetzung für eine erfolgreiche Sichtung.

Der Crescentnebel umfasst inzwischen ein Gebiet von 25 x 15 Lichtjahren, bei einer Entfernung zu uns von ca. 4500 Lichtjahren. Dabei dehnt er sich mit einer Geschwindigkeit von ca. 85 km/s immer weiter aus. So hat also der Crescentnebel mit seinen kleineren Verwandten, den Planetarischen Nebeln, gemein, dass er in einer astronomisch eher kurzen Zeitspanne vom Himmel wieder verschwunden sein wird.

Noch ein Hinweis für Fotografen:
Fotografisch ist sicher die H-Alpha-Linie am interessantesten. Wer also mit CCD-Kameras arbeitet, kann mit H-Alpha-Filtern die meisten Strukturen erwarten. Für Fotografen, die eine DSLR verwenden, empfehle ich aus eigener Erfahrung heraus einen UHC-Filter.

Quellen:

[1] http://deepsky.astroinfo.org/Cyg/ngc6888/index.de.php

[2] http://spektroskopie.fg-vds.de/pdf/wolf_rayet.pdf

[3] http://chandra.harvard.edu/photo/2003/ngc6888/

[4] http://www.astronews.com/news/artikel/2000/07/0007-011.shtml

[5] http://hera.ph1.uni-koeln.de/~heintzma/Integral/NGC6888.htm

 [6] P. Massey, P.S. Conti, T.E. Armandroff (1987): The spectra of extragalactic Wolf-Rayet stars; Astronom. Journal 94, 1538

[7] L. Drissen L., J.-R. Roy, A.F.J. Moffat (1993): A search for Wolf-Rayet stars in active star forming regions of low mass galaxies: GR8, NGC 2366, IC 2574, and NGC 1569; Astronom. Journal 106, 1460

[8] P. Massey (1985): Wolf-Rayet stars in nearby galaxies: tracers of the most massive stars; Publ. Astron. Soc. Pac. 97, 5

[9] A.J. Willis (1991): Observations of Wolf-Rayet Mass Loss (review). In van der Hucht, Karel A.; Hidayat, Bambang (eds.) 1991: Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies. Proceedings 143 Symposium of the International Astronomical Union, Sanur, Bali, Indonesia. International Astronomical Union Symposium no. 143. Kluwer Academic Publishers, p. 265.