Orionnebel (Messier 42 )
Geschichte
M 42, auch Orionnebel genannt, ist wohl einer der schönsten und größten Emissions- und zum Teil auch Reflexionsnebel am Himmel und befindet sich im Sternbild Orion. Obwohl er von bloßem Auge als Teil des Schwertes, südlich der drei Gürtelsterne sichtbar ist, findet man weder in antiken noch in mittelalterlichen Aufzeichnung eine Erwähnung. Nicht einmal Galileo Galilei erwähnte diesen Nebel.
Die Entdeckung des Nebels wird dem französischen Naturforscher, Astronomen und Patron der Wissenschaften Nicolas-Claude Fabri de Peiresc im Jahre 1611 zugeschrieben. Die nächste Erwähnung findet man 1618 vom schweizer Mathematiker und Astronom Johann Baptist Cysat. Er schien den Orionnebel hauptsächlich als einen Vergleich zu einem damals sichtbaren Kometen erwähnt zu haben. Der Nebel blieb vergleichsweise unerwähnt bis 1656 Christian Huygens die erste Zeichnung und Beschreibung veröffentlichte und die Aufmerksamkeit auf den bemerkenswerten Mehrfachstern θ Orionis inmitten des hellen Nebels zog. [4]
Charles Messier beobachtete den Nebel am 4. März 1769, katalogisierte ihn als Nummer 42 in seiner Liste und schrieb dazu: «Position des schönen Schwertnebels des Orion, neben dem darin enthaltenen Stern θ, zusammen mit drei anderen kleineren Sternen, die nur mit guten Instrumenten gesehen werden können. M. Messier ist sehr detailliert auf diesen großen Nebel eingegangen; er gab davon eine mit größter Sorgfalt angefertigte Zeichnung, die in den Mémoires de l'Académie, Jahr 1771, Plan VIII zu sehen ist. Es war Huyghens, der ihn 1656 entdeckte: Seitdem wurde es von einer großen Anzahl von Astronomen beobachtet. Rapportiert für den englischen Atlas.» [281] Den kleinen in Nebel eingehüllten Stern oberhalb von M 42 katalogisierte er zusätzlich als M 43.
Wilhelm Herschel begann seine Beobachterkarriere 1774 mit der Beobachtung des Orionnebels in seinem selbstkonstruierten Spiegelteleskop. Der Anblick dessen hatte ihn so fasziniert, dass er die Beobachtung solcher Nebel zu seiner Lebensaufgabe machte. [4]
Physikalische Eigenschaften
Der Orionnebel M 42 befindet sich mit einer Entfernung von etwa 1500 Lichtjahren in unserer unmittelbaren Nachbarschaft. So wie er auf den meisten Fotografien abgebildet ist, misst er etwa 30 Lichtjahre im Durchmesser. Der hellste zentrale Teil ist etwa 5-6 Lichtjahre groß. Obwohl die Dichte all des Gases weniger als ein Millionstel des besten in einem Labor erzeugbaren Vakuums beträgt, ist genug Material für die Bildung von 10'000 Sternen mit der Masse unserer Sonne vorhanden. Auf lange belichteten Aufnahmen zeigt sich, dass M 42 nur der hellste Teil eines gigantischen Molekülwolkenkomplexes ist, der sich bis über das ganze Sternbild hinweg ausbreitet und aus leuchtenden, reflektierenden wie auch dunklen Wolken zusammensetzt. Der ganze Nebelkomplex ist aktives Sternentstehungsgebiet. Auf Aufnahmen des Hubble Weltraumteleskopes sind protoplanetare Scheiben im Orionnebel zu entdecken. [4, 145]
Das «Schwert des Orions» beinhaltet nebst M 42 noch weitere Deep-Sky Objekte, welche in Dreyers Katalog eigene NGC-Nummern erhalten haben. Vergleiche Auffindkarte Abb. 6: Von Norden nach Süden sind das: offener Sternhaufen NGC 1981; Nebel NGC 1975; Nebel NGC 1977 mit Sternen 42 und 45 Orionis; M 47 (NGC 1982) dem nördlichen Zipfel des Orionnebels; M 42 (NGC 1976) der Orionnebel selbst mit θ1 Trapez; offener Sternhaufen NGC 1980 mit Stern Nair al Saif (ι Orionis).
| Name | RA | Dec | Typ | bMag | vMag | Dim | MD | Dreyer Beschreibung | Identifikation, Anmerkungen |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| NGC 1973 | 05 35 04.8 | -04 43 55 | EN | 7.0 | 5 × 5 | 1.500 | * 8·9 inv in Neb (V 30) | GC 5352; CED 55B; part of N 1977 | |
| NGC 1975 | 05 35 18.0 | -04 41 00 | EN | 7.0 | 10 × 5 | 1.500 | B ** inv in neb (V 30) | GC 5353; CED 55C; part of N 1977 | |
| NGC 1976 | 05 35 17.1 | -05 23 25 | EN+RN | 3.7 | 4.0 | 40 × 35 | 0.412 | !!! Θ¹ Orionis and the great neb | h 360; GC 1179; M 42; LBN 974; Orion nebula |
| NGC 1977 | 05 35 18.0 | -04 49 15 | RN+OCL | 20 | 0.460 | !!, c¹ 42 Orionis and neb | WH V 30; GC 1180; OCL 525.1 | ||
| NGC 1980 | 05 35 25.0 | -05 54 54 | EN+OCL | 14 × 14 | 0.550 | vF, vvL, ι 44 Orionis inv | WH V 31; h 361; GC 1183; Iota Orionis Nebula; OCL 529 | ||
| NGC 1981 | 05 35 12.0 | -04 26 00 | OCL (III2p) | 4.2 | 28 | 0.400 | Cl, vB, lRi, st L, sc | h 362; GC 1184; OCL 525 | |
| NGC 1982 | 05 35 31.3 | -05 16 03 | EN | 6.8 | 20 × 15 | 0.400 | ! vB, vL, R with tail, mbM * 8·9 | GC 1185; M 43; CED 55G; Pos of CS |
Das Trapez
Ein besonderes Juwel befindet sich im Herzen von M 42 und ist zugleich die Hauptquelle für die Ionisierung des leuchtenden Gases: das Mehrfachsternsystem θ1 Orionis, auch 41 Orionis dem «Trapez». Die vier Ecksterne des Trapezes bilden: θ1 Orionis A bis D:
θ1 Orionis A (41 Orionis A, HD 37020, V1016 Orionis) ist ein Bedeckungsveränderlicher. Er ändert alle 65.4 Tage kurzzeitig seine Helligkeit von 6.72 mag auf 7.65 mag. Es handelt sich um ein Mehrfachsternsystem mit drei bekannten Mitgliedern. Komponenten A1 und A2 sind etwa 0.2" (90 AE) voneinander getrennt, während A1 selber ein Doppelstern ist, dessen Begleiter in 1 AE Entfernung nur spektroskopisch nachgewiesen werden konnte. [268]
θ1 Orionis B (41 Orionis B, HD 37021, BM Orionis) ist ein Bedeckungsveränderlicher und ändert seine Helligkeit alle 6.47 Tage während 8-9 Stunden von 7.90 mag auf 8.65 mag. Auch hier handelt es sich um ein Mehrfachsternsystem mit mindestens fünf Mitgliedern, von denen vier optisch aufgelöst werden konnten. Der hellste Stern ist B1, während die Begleiter als B2, B3 und B4 bezeichnet werden. B2 und B3 sind nur 0.1" voneinander getrennt und die beiden sind 0.9" von B1 entfernt. B2 ist etwa zwei Magnituden schwächer als B2 und B3 nochmals eine Magnitude. Zwischen denen ist B4 mit 0.6" Abstand von B1 und fünf Magnituden schwächer. B1 ist ein heißer Stern der Hauptreihe mit dem Spektraltyp B1. Die Spektralklasse seines spektroskopischen Begleiters B5 wird auf G2 III geschätzt. [268]
θ1 Orionis C (41 Orionis C, HD 37022) ist der massereichste der Trapezsterne. Es ist ein blauer Riese mit der Spektralklasse O und besitzt einen Begleiter des Typs B. Seine Helligkeit beträgt 5.1 mag. Er produziert das meiste UV-Licht welches den Orionnebel zum Leuchten anregt. [268]
θ1 Orionis D (41 Orionis D, HD 37023) ist ein blauer Stern der Hauptreihe mit der Spektralklasse B und besitzt mehrere schwächere Begleitsterne. Einer davon befindet sich im Abstand von 1.4". Der andere konnte nur spektroskopisch nachgewiesen werden und umkreist ihn innerhalb von 40 Tagen. [268]
Die Helligkeiten der weiteren θ1 Orionis Komponenten sind: E = 10.3 mag, F = 10.2 mag, G = 14.5 mag, H1 = 14.5 mag, H2 = 15.5 mag, I = 15.0 mag.
Weitere Deep-Sky Objekte, welche zum Orion Molekularwolken-Komplex gehören, sind:
- Messier 43 (NGC 1982, nördlicher Teil von Messier 42)
- NGC 1980 (offener Sternhaufen südlich von Messier 42)
- NGC 1981 (offener Sternhaufen nördlich von Messier 42)
- NGC 1999: Kosmisches Schlüsselloch
- Pferdekopfnebel (Barnard 33 vor IC 434)
- NGC 2023: Knollenstern (Reflexionsnebel um 7.82 mag Stern HD 37903)
- NGC 2024: Flammenbaumnebel
- IC 435 (Reflexionsnebel um 8.3 mag Stern HD 38087)
- Messier 78 (NGC 2068) mit NGC 2064, NGC 2067 und NGC 2071
- Barnard Loop (Sharpless 2-276)
- Hexenkopfnebel (IC 2118)
- uvm.
Auffindkarte
Der Orionnebel befindet sich im Schwert des Orions und ist von bloßem Auge sichtbar. Orion ist ein typischer Winter-Sternbild und kann am besten in den Monaten September bis März beobachtet werden.
Visuelle Beobachtung
762 mm Öffnung: Die dunkle Vordergrundswolke von M 42 stellt eindeutig für sich ein Gebilde dar. Im helleren Teil treten Strukturen hervor, die sich wie feine Bleistiftstriche zeigen. Der Nebel wirkt dreidimensional und die hellen Nebelschwingen zeigen sich am Rand mit leicht rötlichem Saum. Der helle Herzteil erscheint dagegen bläulich. Vor allem aber zeigt sich M 43 mehrheitlich in roter Farbe. — 30" f/3.3 Slipstream Dobsonian, Hasliberg Reuti, 6. 11. 2021, Eduard von Bergen