Messier 8, Lagunennebel

Objektbeschreibung

M8
Fotografie von M8 und Kugelsternhaufen NGC 6544; Pentax SDHF 105, 45min auf Kodak 400, 19.6.1998, Bruno Walther

Der Lagunennebel ist wohl einer der prächtigsten Objekte des Himmels. Die Entdeckung wird oft Le Gentil im Jahre 1747 zugeschrieben, doch es scheint, dass der Nebel bereits 1680 von Flamsteed als nebelhafter "Fortsatz im Bogen des Sagittarius" verzeichnet wurde. De Cheseaux bezog sich 1746 ebenfalls auf einen "Haufen in Sagittarius' Bogen", welcher vermutlich M 8 darstellte. Charles Messier nahm den Nebel 1764 als achtes Objekt in seiner Liste kometenähnlicher Himmelsobjekte auf.

Bei M 8 handelt es sich um einen galaktischen Nebel, eine H II-Region, der Geburtsort neuer Sterne. Das bemerkenswerteste Detail ist der dunkle gebogene Kanal, welcher den Nebel von NE nach SW durchquert und ihn scheinbar in zwei Hälften spaltet. Dieser Kanal ist an den meisten Stellen zwei Bogenminuten breit, doch er ist nicht komplett dunkel, sondern von parallel laufenden hellen Filamenten durchzogen, grösstenteils auf der Westseite. Dieser Besonderheit verdankt der Nebel den Namen "Lagunenebel", welcher vermutlich erstmals von Agnes M. Clerke in ihrem 1890 erschienenen Buch The System of the Stars verwendet wurde. Der Name scheint nicht ganz passend, da die Dunkelwolke eher einem Kanal und nicht einer Lagune gleicht. [4]

Die genaue Distanz von M 8 ist noch etwas unsicher, dies aufgrund der starken unterschiedlichen Verdunkelung in dieser Region der Galaxie. Entfernungsangaben reichen von etwa 3000 bis 5200 Lichtjahren. Vermutlich liegt der höhere Wert im Bereich der Plausibilität. Bei dieser Distanz besitzen die hellen Bereiche des Nebels, wie sie z.B. in Abb. 1 zu sehen sind, eine physische Ausdehnung von rund 66x44 Lichtjahren. Zieht man die schwächeren äusseren Region hinzu, so wächst der Nebel auf etwa 115 Lichtjahre an. M 8 scheint Teil eines grösseren Nebelkomplexes zu sein, zu dem auch der Trifid-Nebel (nördlich) und die Nebel NGC 6559 und IC 4681 (östlich) dazugehören. Alle sind durch einen zarten Gas- und Staubschleier miteinander verbunden. [4]

Hourglass Nebula
Hourglass-Nebula in M8. Der hellere und südlichere der beiden Sterne ist 9 Sagittarii. Aus STScI DSS [160]

Der westliche Teil des Nebels wird von zwei Sternen dominiert, die voneinander nur drei Bogenminuten Winkelabstand haben. Der südlichere Stern der beiden ist 9 Sagittarii mit dem Spektraltyp O5 und der Helligkeit 5.97 mag. Hierbei handelt es sich vermutlich um den Hauptstern, welcher den Nebel zum Leuchten anregt, doch weitere extrem heisse Sterne existieren möglicherweise innerhalb der Wolke, verdeckt von dunkler Materie. Nur drei Bogenminuten WSW von 9 Sagitarii liegt der hellste Teil des Nebels: Ein sanduhrförmiger Knoten mit etwa 30 Bogensekunden Durchmesser und wegen seines Aussehens Hourglass Nebula genannt (vgl. Abb. 2) - nicht zu verwechseln mit dem vom HST observierten planetarischen Nebel MyCn18 (PK 307-4.1) im südlichen Sternbild Musca, der den gleichen Spitznamen erhielt. Dieser extrem helle Teil des Nebels wird teils vom Stern Herschel 36 (ca. 9.5 mag, Spektraltyp O7, siehe Abb. 4) und teils von einem durch ein Staubband verdeckten Stern mit Energie versorgt und zum Leuchten angeregt. Der verdeckte Stern ist nur im Infraroten sichtbar, welche die dichten Staubwolken zu durchdringen vermag. Diese Sterne sind möglicherweise weniger als 10'000 Jahre jung, etwa im selben Alter wie der Sanduhr-Nebel selbst. Ein Indiz für eine kürzliche Sternbildung in dieser sehr aktiven Region. In diesem Teil des Nebels befindet sich auch eine Quelle für Radiostrahlung, welche erstmals 1973 vom National Radio Astronomy Observatory in Green Bank, West Virginia, detektiert wurde. [4, 15]

M8 HST
Detailaufnahme in Falschfarben des Hubble Space Telescopes. Norden liegt etwa in Richtung der rechten oberen Ecke. © STScI [171]

Die in Abb. 3 gezeigte HST-Detailaufnahme des Hourglass-Nebels enthüllt ein Paar etwa 0.5 Lichtjahre langer interstellarer "Wirbelstürme". Der heisse O-Stern Herschel 36 im Zentrum und weitere heisse Sterne sind die primäre Quelle der ionisierenden Strahlung. Die starke Strahlung bewirkt Photo-Evaporation an der Oberfläche der umliegenden Wolken (gezeigt als "blauer Dunst" in Abb. 4), und gewaltige stellare Winde, welche die kühlen Wolken zerreissen. Analog zu den irdischen Wetter-Phänomenen kann die grosse Temperaturdifferenz zwischen der heissen Oberfläche und dem kühlen Inneren der Wolken, kombiniert mit dem Druck von Sternenlicht, zu starken horizontalen Scherkräften führen, welche die Wolken zu einem Tornado-förmigen Gebilde verwirbeln. Obwohl das Aussehen der dunklen Wolkenschläuche eine Wirbelbewegung suggeriert, muss diese Drehbewegung anhand weiterer Spektralmessungen mit neuem Equipment des HST verifiziert werden.

M8 HST
Vergrösserung des Ausschnittes in Abb.3. © STScI [171]

Die HST-Aufnahmen enthüllen ebenfalls eine Vielzahl kleiner Strukturen im interstellaren Medium: kleine dunkle Wolken, genannt "Bok-Globulen", bogenförmige Schockfronten um Sterne, ionisierte Fetzen, Ringe, Knoten und Jets. Alles Zeichen, welche die wahre Natur des Lagunennebels als Geburtsstätte neuer Sterne aus staubigen Molekülwolken bestätigen. Diese Regionen dienen als Weltraum-Laboratorium um die Entwicklung der Sterne und die Interakationen der Stellarwinde mit dem umliegenden Gas zu studieren.

Die in Abb. 3 und Abb. 4 gezeigten farbcodierten Bilder entstanden im Zeitraum Juli bis September 1995 mit der WFPC2 des HST durch drei schmalbandige Filter: rot = ionisierte Schwefelatome, blau = zweifach ionisierte Sauerstoffatome, grün = ionisierter Wasserstoff. [175] Diese Farbcodierung entspricht nicht den natürlichen Farben, da ionisierte Schwefelatome [S II] rot, zweifach ionisierte Sauerstoffatome [O III] grün und ioniserter Wasserstoff [H II] blaugrün [H beta] und rot [H alpha] leuchten.

— 1999, Bernd Nies

Daten für NGC 6523, zusammengefasst aus unterschiedlichen Katalogen.
BezeichnungenHourglass nebula, Lagoon nebula, NGC 6523
RA / Dec (B2000.0)18h 03.8m / -24° 23' [142]
SternbildSgr [142]
Objekt KlasseNb [142]
Abmessungen 90.' [142]
Scheinbare Magnitude5.8 mag [142]
Beschreibung (Dreyer)!!! vB, eL, eiF, with L Cl; = M8 [142]

NGC 6530

Der östliche Teil vom galaktischen Nebel Messier 8 enthält als prominenteste Besonderheit den lockeren offenen Sternhaufen NGC 6530. Er misst etwa 14 Bogenminuten im Durchmesser. Die hellsten Mitglieder sind Unterriesen des Typs B0 IV. Mittels des Lowell 42"-Reflektors konnte C. O. Lampland im Jahre 1919 18 irregulär variable Sterne im Haufen und dem umliegenden Nebelgebiet identifizieren. Dabei scheint es sich um Flare-Sterne und solche des T-Tauri-Typs zu handeln, welche noch Babies sind und sich noch nicht zum stabilen Hauptreihenstadium entwickelt haben. Ein von NGC 6530 erstelltes H-R-Diagramm zeigt einen typisch jungen Haufen, der sich nur vom Spektraltyp O5 bis etwa A0 erstreckt. Die meisten schwachen Sterne liegen dabei etwa vier bis fünf Magnituden über der Normalposition. Sie befinden sich immer noch im Prozess der gravitationellen Kontraktion und erzeugen möglicherweise noch keine Thermonukleare Energie - interstellare Feten sozusagen. Das H-R-Diagramm von M 8 ähnelt dem von NGC 2264 im Sternbild Monoceros. Beide zählen zu den jüngsten bekannten Sternhaufen. Das Alter wird auf wenige Millionen Jahre geschätzt. Da die Spektren nur eine geringe Rötung zeigen, lässt vermuten, dass sich der Sternhaufen vor dem Lagunennebel befindet. NGC 6530 entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von etwa 9 km/s. [4]

— 1999, Bernd Nies

Daten für NGC 6530, zusammengefasst aus unterschiedlichen Katalogen.
BezeichnungenNGC 6530
RA / Dec (B2000.0)18h 04.8m / -24° 20' [142]
SternbildSgr [142]
Objekt KlasseOC [142]
Abmessungen 15.' [142]
Scheinbare Magnitude4.6 mag [142]
Beschreibung (Dreyer)Cl, B, L, pRi, f M8 [142]

Barnard Dunkelwolken

M8
2-fach verkleinerter und nachbearbeiteter Ausschnitt aus dem STScI DSS [160] mit beschrifteten Barnard-Dunkelwolken

Der amerikanische Astronom Edward Emerson Barnard hat nebst dem dominaten dunklen Band in M 8 noch weitere Dunkelwolken entdeckt und in seinem 1919 erschienenen Katalog Catalogue of 182 Dark Markings in the Sky aufgeführt. Barnard 88 ist eine eigentümlich kometenförmige Wolke nördlich des offenen Sternhaufens NGC 6530. Die Bezeichnung für die sehr irregulär geformte Dunkelwolke nahe dem hellen Stern auf der Ostseite des Nebels lautet Barnard 89. Südlich vom hellen Stern 9 Sagittarii liegt noch eine weitere, später entdeckte Staubwolke mit der Nummer Barnard 296. Aussehen und Position können Abb. 5 entnommen werden. Einige Dunkelwolken schien Barnard jedoch übersehen zu haben.[4] Bei dem hellen Stern 7 Sagittarii (5.3 mag) westlich des Lagunennebels handelt es sich um einen F3-Stern der Hauptreihe. Er liegt mit nur 240 Lichtjahren Entfernung weit im Vordergrund und steht in keiner Beziehung zum Nebel. [91]

— 1999, Bernd Nies

Auffindtip für den Lagunennebel

Der diffuse Nebel M 8 liegt über dem Ausguss des Teapots, etwa auf der selben RA-Koordinate wie Al Nasl (γ Sagittarii) und etwa ein Grad nördlicher als Kaus Borealis (λ Sagittarii). Eine andere Methode ist die Strecke φ — λ Sagitarii um dieselbe Distanz zu verlängern und den mittleren Telrad-Kreis wie in der Abbildung gezeigt zu positionieren. In einer klaren, dunklen Nacht kann M 8 bereits von blossem Auge gesichtet werden, somit gestaltet sich das Auffinden recht einfach. Da der Nebel recht grossflächig ist, wird am besten ein Okular mit der geringsten Vergrösserung gewählt. In leicht dunstigen Nächten steigert ein O-III Filter den Kontrast.

— 1999, Bernd Nies

Karte
Karte mit Hilfe von TheSky 2.11 [129] erstellt.

Beobachtung

Der Lagunennebel ist bereits von Auge sichtbar, tritt deutlich in einem Feldstecher in Erscheinung und offenbart sich voll in einem Teleskop. In kleineren und mittelgrossen Teleskopen hilft ein Nebelfilter UHC oder OIII den Kontrast zu verstärken. Es werden Formen sowie Hell- und Dunkelgebiete deutlich sichtbar. [192]

14" PWO-Dobson, F:4.6 / TV-Nagler 26mm, 62x, 1.33° / OIII-Filter, Eduard von Bergen

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