Als William Herschel am 3. November des Jahres 1787 seinen wohl von ihm selbst konzipierten 8 Zoll Newton auf die Himmelsregion des Perseusarms in der Cassiopeia richtete, entdeckte er einen vorher noch nicht bekannten hellen Fleck. Dieser Fleck wird heute u.a. mit „NGC 896“ oder auch Fischkopfnebel bezeichnet. Die Entdeckung Herschels bedeutete den Beginn der Erforschung dieses Himmelsbereichs. Es dauerte jedoch noch etwa ein Jahrhundert, bis die Region des Herznebels näher betrachtet wurde. Im Jahre 1890 fotografierte der amerikanische Astronom Edward Barnard weiter südlich einen hellen Fleck, den wir heute als „Melotte 15“, „Collinder 26“ und auch „IC 1805“ bezeichnen und  der magnitudenstärkste Teil eines riesigen Himmelsobjekts ist, welches wir nicht ganz korrekt „IC 1805“ nennen.
Der „Melotte 15“ dehnt sich über 20x20 Bogenminuten aus und enthält Sterne, die etwa die 50fache Masse unserer Sonne besitzen. „Melotte 15“ ist umgeben von dunklem Staub und hell leuchtendem Gas. Dieser Sternhaufen stellt das Zentrum eines immensen Komplexes dar, den wir als Herznebelbezeichnen. Was Herschel zu seiner Zeit noch nicht erkennen konnte, waren die Komplexität dieses Nebels und seine Einzigartigkeit. Die Entfernung des Sternhaufen „Melotte 15“ wird mit  ca. 7500 Lichtjahren angegeben. Er ist eingefasst von einem weit ausgedehnten herzförmigen Gasnebel mit einer Ausdehnung von 1x1 Bogengrad und wird mit „Westerhout 4“ benannt. Gart Westerhout war ein niederländischer Astronom,der die Radioemissionswellen speziell auch dieses Himmelbereichs untersuchte und katalogisierte. Die reale Ausdehnung des Herznebels dürfte mindestens 150 Lichtjahre betragen. Erst die Astrofotografie und Beobachtung im Infrarotbereich machten die astronomische Vielschichtigkeit und Schönheit dieses Nebels deutlich.
So leuchtet der Kern des „IC 1805“ hauptsächlich in einem hellen roten Licht, abgestrahlt vom ionisierten Wasserstoff der roten H-Alpha-Emissionslinie. Hinzu kommt noch eine deutlich erkennbare Linie mit einer Wellenlänge zwischen 496 und 501nm, typisch für O III. Sternenwinde und die Strahlung massereicher, heißer Sterne regen das Gas zum Leuchten an. Es entsteht eine Lichtemission, weshalb wir auch von einem Emissionsnebel sprechen. Hier ist auch die Geburtsstätte vieler Sterne. Der Strahlungsdruck drängt die umgebenden Gasmassen immer weiter nach außen, so dass im Laufe von „nur“ einigen Millionen Jahren der heute zu erkennende herzförmige Gasnebel entstanden ist. Einen ähnlichen Vorgang kennt man vom Rosettennebel (NGC 2237/NGC 2244). Im linken Bildfeld des Fotos sieht man bizarre Strukturen, die vergleichbar mit den berühmten „Pillars of Creation“ (Säulen der Schöpfung) im Adlernebel sind und als Kreißsaal von Sterngeburten gelten. Im Inneren dieser Säulen bilden sich aus Gas und Staubmaterie immer wieder junge Sterne.
Das vorliegende Foto soll die Schönheit und Strukturen des Herznebels im H-Alpha-Bereich abbilden. Um den O III Nebel heraus zu arbeiten, könnte man mit Verschiebungen der Farbkanäle,  Spezialfiltern und vor allem auch längeren Belichtungszeiten arbeiten.

Aufnahmedaten:
Teleskop: TS 72/f6 ED
Montierung: Skywatcher EQ8
Autoguiding: Lacerta M-Gen 2
Kamera: Touptek 2600
Filter: Optolong L-eXtreme
Aufnahmedaten: 27.8.2022, 96x120 sec, dittered, gain 300
Software: Pixinsight, StarTools
Aufnahmeort: Lunestedt

© Foto und Text: Karl-Heinz Großheim (AVL)