Carinanebel
| Emissionsnebel | |
|---|---|
.jpg) Der Carina-Nebel. Eta Carinae und der Schlüssellochnebel sind links von der Mitte, NGC 3324 ist oben rechts, aufgenommen von Harel Boren. | |
| Beobachtungsdaten: J2000.0-Epoche | |
| Rektaszension | 10h 45m 08.5s |
| Deklination | −59° 52′ 04″ |
| Entfernung | ~8.500 ly (~2.600 pc) |
| Scheinbare Helligkeit (V) | +1.0 |
| Scheinbare Abmessungen (V) | 120 × 120 Bogenminuten |
| Sternbild | Carina |
| Physikalische Merkmale | |
| Radius | ~230 ly (~70 pc) |
| Bemerkenswerte Merkmale |
|
| Bezeichnungen | NGC 3372, ESO 128-EN013, GC 2197, h 3295, Caldwell 92 |
Der Carina-Nebel oder Eta-Carinae-Nebel (katalogisiert als NGC 3372; auch bekannt als Großer Carina-Nebel) ist ein großes, komplexes Gebiet mit hellen und dunklen Nebeln im Sternbild Carina, das sich im Carina-Sagittarius-Arm der Milchstraßengalaxie befindet. Der Nebel ist etwa 8.500 Lichtjahre (2.600 pc) von der Erde entfernt. ⓘ
In den Grenzen des Nebels befinden sich der große Carina OB1-Verband und mehrere damit verbundene offene Sternhaufen, darunter zahlreiche Sterne vom Typ O und mehrere Wolf-Rayet-Sterne. Carina OB1 umschließt die Sternhaufen Trumpler 14 und Trumpler 16. Trumpler 14 ist mit einem Alter von einer halben Million Jahren einer der jüngsten bekannten Sternhaufen. In Trumpler 16 befindet sich WR 25, der derzeit leuchtstärkste bekannte Stern in unserer Milchstraßengalaxie, zusammen mit dem weniger leuchtstarken, aber massereicheren und berühmten Sternsystem Eta Carinae und dem O2-Überriesen HD 93129A. Trumpler 15, Collinder 228, Collinder 232, NGC 3324 und NGC 3293 werden ebenfalls als Mitglieder der Vereinigung angesehen. NGC 3293 ist der älteste und am weitesten von Trumpler 14 entfernte Nebel, was auf eine sequenzielle und fortlaufende Sternentstehung hinweist. ⓘ
Der Nebel ist einer der größten diffusen Nebel an unserem Himmel. Obwohl er viermal so groß und noch heller als der berühmte Orionnebel ist, ist der Carina-Nebel aufgrund seiner Lage am Südhimmel weit weniger bekannt. Er wurde 1752 von Nicolas-Louis de Lacaille vom Kap der Guten Hoffnung aus entdeckt. ⓘ
Der Carina-Nebel wurde als eines von fünf kosmischen Objekten ausgewählt, die vom James Webb-Weltraumteleskop im Rahmen der Veröffentlichung seiner ersten offiziellen wissenschaftlichen Bilder beobachtet wurden. Ein detailliertes Bild wurde von einer frühen Sternentstehungsregion von NGC 3324 gemacht, die als Cosmic Cliffs bekannt ist. ⓘ
Entdeckung und grundlegende Informationen
Nicolas-Louis de Lacaille entdeckte den Nebel am 25. Januar 1752. Er hat eine Größe von 120×120 Bogenminuten, zentriert auf den Koordinaten Rektaszension 10h 45m 08,5s und Deklination -59° 52′ 04″. Nach modernen Berechnungen ist er etwa 8.500 Lichtjahre (2.600 pc) von der Erde entfernt. ⓘ
Objekte innerhalb des Carina-Nebels
Eta Carinae
Eta Carinae ist ein sehr heller Hyperriesenstern. Seine Masse wird auf das 100- bis 150-fache der Sonnenmasse geschätzt, und seine Leuchtkraft ist etwa vier Millionen Mal so hoch wie die der Sonne. ⓘ
Dieses Objekt ist derzeit der massereichste Stern, der aufgrund seiner Lage und Größe sehr detailliert untersucht werden kann. Mehrere andere bekannte Sterne sind möglicherweise leuchtkräftiger und massereicher, aber die Daten über sie sind weit weniger zuverlässig. (Achtung: Da Beispiele wie der Pistolenstern durch verbesserte Daten degradiert wurden, sollte man den meisten verfügbaren Listen der "massereichsten Sterne" skeptisch gegenüberstehen. Im Jahr 2006 hatte Eta Carinae immer noch die höchste bestätigte Leuchtkraft, basierend auf Daten über einen breiten Bereich von Wellenlängen). Sterne mit mehr als der 80-fachen Masse der Sonne erzeugen mehr als eine Million Mal so viel Licht wie die Sonne. Sie sind recht selten - nur ein paar Dutzend in einer Galaxie, die so groß ist wie unsere - und sie flirten mit einer Katastrophe in der Nähe des Eddington-Limits, d. h., der Druck ihrer Strahlung nach außen ist fast stark genug, um der Schwerkraft entgegenzuwirken. Sterne mit mehr als 120 Sonnenmassen überschreiten die theoretische Eddington-Grenze, und ihre Schwerkraft ist kaum stark genug, um ihre Strahlung und ihr Gas zurückzuhalten, was in naher Zukunft zu einer Supernova oder Hypernova führen könnte. ⓘ
Die Auswirkungen von Eta Carinae auf den Nebel lassen sich direkt beobachten. Dunkle Kügelchen und einige andere weniger sichtbare Objekte haben Schweife, die direkt von dem massereichen Stern wegzeigen. Der gesamte Nebel hätte ganz anders ausgesehen, bevor die Große Eruption in den 1840er Jahren Eta Carinae mit Staub umhüllte und die Menge an ultraviolettem Licht, die in den Nebel eindrang, drastisch reduzierte. ⓘ
Homunkulus-Nebel
Innerhalb des großen, hellen Nebels befindet sich eine viel kleinere Erscheinung, die Eta Carinae selbst umgibt und als Homunkulus-Nebel bekannt ist (aus dem Lateinischen und bedeutet kleiner Mann). Es wird angenommen, dass er bei einem gewaltigen Ausbruch im Jahr 1841 ausgestoßen wurde, der Eta Carinae kurzzeitig zum zweithellsten Stern am Himmel machte. ⓘ
Der Homunculus-Nebel ist eine kleine H II-Region, in der Gas in ionisierte und angeregte Zustände geschockt wird. Er absorbiert auch einen Großteil des Lichts aus dem extrem leuchtkräftigen zentralen Sternsystem und strahlt es im Infrarot (IR) wieder ab. Er ist das hellste Objekt am Himmel bei mittleren IR-Wellenlängen. ⓘ
Die Entfernung zum Homunkulus kann aus den beobachteten Winkelmaßen und der berechneten linearen Größe abgeleitet werden, wobei angenommen wird, dass er achsensymmetrisch ist. Die mit dieser Methode ermittelte genaueste Entfernung beträgt 7.660 ± 160 Lichtjahre (2.350 ± 50 pc). Der größte Radius der bipolaren Lappen in diesem Modell beträgt etwa 22.000 AE, und die Achse ist 41° von der Sichtlinie oder 49° relativ zur Himmelsebene ausgerichtet, was bedeutet, dass er von der Erde aus etwas mehr "von hinten" als "von der Seite" zu sehen ist. ⓘ
Schlüssellochnebel
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Das Schlüsselloch oder der Schlüssellochnebel ist eine kleine dunkle Wolke aus kalten Molekülen und Staub innerhalb des Carina-Nebels, die helle Fäden aus heißem, fluoreszierendem Gas enthält, die sich von dem viel helleren Hintergrundnebel abheben. John Herschel verwendete bei seiner ersten Beschreibung den Begriff "lemniskate-ovale Leere" und bezeichnete sie später einfach als "ovale Leere". Der Begriff Lemniskate wurde weiterhin zur Beschreibung dieses Teils des Nebels verwendet, bis die populäre Astronomieautorin Emma Converse in einem Artikel im Appleton's Journal von 1873 die Form des Nebels als "ähnlich wie ein Schlüsselloch" beschrieb. Der Name Schlüssellochnebel wurde dann allgemein verwendet, manchmal für das Schlüsselloch selbst, manchmal um den gesamten Carina-Nebel zu beschreiben (mit der Bedeutung "der Nebel, der das Schlüsselloch enthält"). ⓘ
Der Durchmesser der Struktur des Schlüssellochs beträgt etwa sieben Lichtjahre (2,1 pc). Sein Aussehen hat sich seit seiner ersten Beobachtung erheblich verändert, was möglicherweise auf Veränderungen der ionisierenden Strahlung von Eta Carinae zurückzuführen ist. Das Schlüsselloch hat keine eigene NGC-Bezeichnung. Es wird manchmal fälschlicherweise als NGC 3324 bezeichnet, aber diese Katalogbezeichnung bezieht sich auf einen Reflexions- und Emissionsnebel nordwestlich des Carina-Nebels (oder auf seinen eingebetteten Sternhaufen). ⓘ
Defiant-Finger
Eine kleine Bok-Kugel im Schlüssellochnebel (RA 10h 44m 30s, Dez -59° 40') wurde vom Hubble-Weltraumteleskop fotografiert und trägt aufgrund ihrer Form den Spitznamen "Carina Defiant Finger". Auf den Hubble-Bildern ist Licht zu sehen, das von den Rändern der Kugel abstrahlt; dies ist besonders an der Südspitze sichtbar, wo sich der "Finger" befindet. Es wird vermutet, dass der Defiant-Finger von dem hellen Wolf-Rayet-Stern WR 25 und/oder Trumpler 16-244, einem hellen blauen Überriesen, ionisiert wird. Er hat eine Masse von mindestens 6 M☉, und möglicherweise bilden sich in ihm Sterne. Wie andere interstellare Wolken, die intensiver Strahlung ausgesetzt sind, wird der Defiant-Finger schließlich vollständig verdampfen; für diese Wolke wird ein Zeitraum von 200.000 bis 1.000.000 Jahren vorhergesagt. ⓘ
Trumpler 14
Trumpler 14 ist ein offener Sternhaufen mit einem Durchmesser von sechs Lichtjahren (1,8 pc), der sich in den inneren Regionen des Carina-Nebels befindet, etwa 8.000 Lichtjahre (2.500 pc) von der Erde entfernt. Er ist einer der Haupthaufen der Sternvereinigung Carina OB1, die die größte Vereinigung im Carina-Nebel ist. In Trumpler 14. wurden etwa 2.000 Sterne identifiziert, und die Gesamtmasse des Haufens wird auf 4.300 M☉. ⓘ
Trumpler 15
Trumpler 15 ist ein Sternhaufen am nordöstlichen Rand des Carina-Nebels. Frühe Studien waren sich über die Entfernung uneinig, aber astrometrische Messungen der Gaia-Mission haben bestätigt, dass er die gleiche Entfernung wie der Rest von Carina OB1 hat. ⓘ
Trumpler 16
Trumpler 16 ist einer der Haupthaufen der Sternvereinigung Carina OB1, der größten Vereinigung im Carina-Nebel, und er ist größer und massereicher als Trumpler 14. Der Stern Eta Carinae ist Teil dieses Haufens. ⓘ
Mystischer Berg
Mystic Mountain ist die Bezeichnung für eine Staub-Gas-Säule im Carina-Nebel, von der das Weltraumteleskop Hubble anlässlich seines 20-jährigen Bestehens ein Foto gemacht hat. Das Gebiet wurde von Hubbles Weitwinkelkamera 3 am 1. und 2. Februar 2010 beobachtet. Die Säule misst drei Lichtjahre (0,92 pc) in der Höhe; entstehende Sterne im Inneren der Säule feuern Gasstrahlen ab, die von hoch aufragenden "Gipfeln" ausgehen. ⓘ
WR 22
WR 22 ist ein bedeckungsverändernder Doppelstern. Die aus der Anpassung der Umlaufbahnen abgeleiteten dynamischen Massen schwanken zwischen über 70 M☉ bis weniger als 60 M☉ für den Primärstern und etwa 21 bis 27 M☉ für den Sekundärstern. Die spektroskopische Masse des Primärsignals wurde mit 74 M☉ oder 78,1 M☉. ⓘ
WR 25
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WR 25 ist ein Doppelsternsystem im zentralen Teil des Carina-Nebels, einem Mitglied des Trumpler 16-Haufens. Der Primärstern ist ein Wolf-Rayet-Stern, möglicherweise der leuchtstärkste Stern in der Galaxie. Der Sekundärstern ist schwer zu entdecken, aber man nimmt an, dass es sich um einen leuchtenden OB-Stern handelt. ⓘ
HD 93129
HD 93129 ist ein Dreifachsternsystem mit Sternen der Klasse O in Carina. Alle drei Sterne von HD 93129 gehören zu den leuchtkräftigsten in der Galaxie; HD 93129 besteht aus zwei klar aufgelösten Komponenten, HD 93129 A und HD 93129 B, und HD 93129 A selbst besteht aus zwei viel näheren Sternen. ⓘ
HD 93129 A wurde in zwei Komponenten aufgelöst. Das Spektrum wird von der helleren Komponente dominiert, obwohl der Nebenstern nur 0,9 Magnituden schwächer ist. HD 93129 Aa ist ein O2-Überriese und Ab ist ein O3,5-Hauptreihenstern. Ihr Abstand hat sich von 55 Millibogensekunden im Jahr 2004 auf nur noch 27 mas im Jahr 2013 verringert, aber eine genaue Umlaufbahn ist nicht verfügbar. ⓘ
HD 93129 B ist ein O3,5-Hauptreihenstern, der 3 Bogensekunden von dem näheren Paar entfernt ist. Er ist etwa 1,5 Magnituden schwächer als der kombinierte HD 93129 A und hat ungefähr die gleiche Helligkeit wie HD 93129 Ab. ⓘ
HD 93250
HD 93250 ist einer der hellsten Sterne in der Region des Carina-Nebels. Er ist nur 7,5 Bogenminuten von Eta Carinae entfernt, und HD 93250 wird als Mitglied desselben losen offenen Sternhaufens Trumpler 16 angesehen, obwohl er dem kompakteren Trumpler 14 näher zu stehen scheint. ⓘ
Es ist bekannt, dass HD 93250 ein Doppelstern ist, allerdings wurden die Spektren der beiden Komponenten noch nie beobachtet, aber man nimmt an, dass sie sehr ähnlich sind. Der Spektraltyp von HD 93250 wurde unterschiedlich angegeben: O5, O6/7, O4 und O3. Er wurde manchmal als Hauptreihenstern und manchmal als Riesenstern klassifiziert. Die Galactic O-Star Spectroscopic Survey hat ihn als Standardstern für den neu geschaffenen Unterriesen-Spektraltyp O4 verwendet. ⓘ
HD 93205
HD 93205 ist ein Doppelsternsystem mit zwei großen Sternen. ⓘ
Das massereichere Mitglied des Paares ist ein O3,5-Hauptreihenstern. Das Spektrum zeigt einige ionisierte Stickstoff- und Helium-Emissionslinien, was auf eine gewisse Durchmischung von Fusionsprodukten an der Oberfläche und einen starken Sternwind hinweist. Die aus der apsidalen Bewegung der Bahnen berechnete Masse beträgt 40 bis 60 M☉. Das ist etwas weniger, als man bei der evolutionären Modellierung eines Sterns mit den beobachteten Parametern erwarten würde. ⓘ
Das weniger massereiche Mitglied ist ein O8-Hauptreihenstern mit etwa 20 M☉. Er bewegt sich auf seiner Umlaufbahn mit einer Geschwindigkeit von über 300 km/s und wird als relativistischer Doppelstern betrachtet, was dazu führt, dass sich die Apsiden der Umlaufbahn in vorhersehbarer Weise verändern. ⓘ
Katalogisierte offene Sternhaufen im Carina-Nebel
Mit Stand von 1998 sind acht offene Sternhaufen im Carina-Nebel bekannt:
- Bochum 10 (Bo 10)
- Bochum 11 (Bo 11)
- Kollinder 228 (Cr 228)
- Kollinder 232 (Cr 232)
- Kollinder 234 (Cr 234)
- Trumpler 14 (Tr 14, Cr 230)
- Trumpler 15 (Tr 15, Cr 231)
- Trumpler 16 (Tr 16, Cr 233) ⓘ
Kommentierte Karte
Galerie
Überblick über den Carina-Nebel. Das Schlüsselloch überlagert den hellen Bereich oberhalb der Mitte, und Eta Carinae ist der helle Stern direkt links davon.
Carina-Nebel im Infrarotlicht
Röntgenstrahlen von Sternen und diffuses Multimillionen-Kelvin-Plasma erhellen den Carina-Nebel in dieser Aufnahme des Chandra-Röntgenobservatoriums
Nahaufnahme der Zentralregion des Carina-Nebels
Wolf-Rayet-Stern WR 22
Bok-Kugel mit dem Spitznamen "Die Raupe"
Region R44 im Carina-Nebel ⓘ
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Die „Cosmic Cliffs“ am Rande des NGC 3324 Emissionsnebels, eine der ersten Aufnahmen des James-Webb-Weltraumteleskops
NGC 3372, Bild von einem Amateurastronomen, aufgenommen in Namibia
Der Schlüsselloch-Nebel in der Nähe von η-Carinae, Süden = oben
Ein annotiertes Bild mit verschiedenen Objekten des Carinanebels ⓘ
Entdeckung
Obwohl der Nebel eines der hellsten Objekte am Nachthimmel ist – er ist deutlich größer und auch heller als der Orionnebel –, wurde er wegen seiner extrem südlichen Lage erst relativ spät dokumentiert. Erst in den Jahren 1751–1752 beschrieb Nicolas Louis de Lacaille ihn auf seiner Reise zum Kap der Guten Hoffnung. Er verzeichnete den Nebel als Lacaille III.6. ⓘ