"…Paradeobjekt der Gasnebel, phantastisch in jedem Instrument; Dunkelwolken, helle Ausläufer und eingebettete Sterne sind unbeschreiblich, Zentralgebiet im Teleskop strukturreicher als auf vielen Fotografien, enthält bekanntes Trapez".

Soweit ein Zitat aus dem Atlas für Himmelsbeobachter von Erich Karkoschka. Selbst Erich Karkoschka, der mit seinen Objektbeschreibungen eher zurückhaltend und nüchtern umgeht, kommt bei Messier 42, dem großen Orionnebel, beinahe ins Schwärmen. Um dieses außergewöhnliche Objekt, das vermutlich jedem Deep-Sky-Beobachter ein Begriff sein dürfte, soll es in diesem Beitrag gehen.

M 42 ist der hellste Gasnebel, den wir überhaupt am nördlichen Himmel finden. Er ist daher besonders für Deep-Sky-Einsteiger eines der ergiebigsten Objekte, um erste Schritte in der Beobachtung oder der Fotografie von Deep-Sky-Objekten zu tun. Hier kommen alle Superlative zusammen: Strukturreichtum, Helligkeit und nicht zuletzt die Größe. M 42 ist mit einer scheinbaren Ausdehnung von 66’ auch eines der größten Deep-Sky-Objekte. Das Zentralgebiet finden wir direkt südlich der drei Gürtelsterne innerhalb des so genannten “Schwertgehänges“ des Sternbildes Orion. Im Feldstecher ist das Nebelgebiet schon deutlich als diffus glimmende Region zu erkennen. Fernrohre aller Größen zeigen bereits ausgeprägte Details. Daher gehört der Orionnebel, zumindest in den hellen Gebieten, zu den wenigen Objekten, die bei direkter Betrachtung eindrucksvoller erscheinen können als auf einer Fotografie.

M 42 ist eine Region innerhalb einer Molekülwolke, die sich mit einer scheinbaren Ausdehnung von 10° nahezu über das gesamte Sternbild des Orion erstreckt. Innerhalb des Orionnebels befindet sich eine Region mit äußerst aktiver Sternentstehung. In dieser eher kleinen Region finden wir die Ursache für das auffällige Erscheinungsbild des Orionnebels. Wir blicken hier in eine Molekülwolke, die sich auf der uns zugewandten Seite geöffnet hat. Die starken Sternwinde junger Sterne haben eine Höhlung in die Molekülwolke geblasen, die uns nun einen Blick in ihr Inneres gewährt. Einige der jungen Sterne sind noch immer von einer dichten Staub- und Gaswolke umgeben, die uns einen direkten Blick auf den Stern selber verwehren. Diese Sterne können allerdings mit Infrarot-Teleskopen nachgewiesen werden. Bei den wenigen jungen Sternen, die uns auch im sichtbaren Licht zugänglich sind, handelt es sich unter anderem um die bekannten Trapezsterne. Es sind gerade diese Trapezsterne, die mit ihrem geringen Alter von nur 10.000 bis 100.000 Jahren für die Leuchtkraft der Gasmassen verantwortlich sind. Sie sorgen mit ihrer energiereichen Strahlung für die Ionisation der umgebenden Gase und damit für deren Emission.

Mit der vorliegenden Aufnahme soll versucht werden, das unterschiedliche Erscheinungsbild, im Besonderen der zentralen Huygensregion, in verschiedenen Wellenlängen darzustellen. Dazu wurden nicht nur die üblichen Luminanz-, Rot-, Grün- und Blauaufnahmen gewonnen, sondern im schmalbandigen Bereich von Ha, [O-III] und [S-II] weitere Aufnahmen dazu aufgenommen. Die Aufnahmen zeigen deutlich, dass sich die Einzelheiten in den schmalbandigen Auszügen stark unterscheiden.

Die deutlichsten Strukturen zeigt die H-alpha-Aufnahme im zweifach ionisierten Wasserstoff.
Wesentlich unschärfer dagegen, aber mit ähnlichen Anteilen erscheint dieselbe Region im Licht des ionisierten Sauerstoffs [O-III].
Die Aufnahme des ionisierten Schwefelgases [S-II] zeigt sehr klare aber vollkommen andere Strukturen in diesem Gebiet.

Werden alle Aufnahmen zu einem Gesamtergebnis zusammengefasst, ist damit eine besonders strukturreiche Darstellung möglich.

 

Die Aufnahmedaten:

12“-Newton bei f/5,7, Kamera: Atik 4000 M

Luminanz:          8x 10min + 6x 1min + 4x 15s
R, G, B:         je. 6x 5min + 4x 30s
Ha, [O-III] / [S-II]:    je. 8x 10min + 4x 1min

 

Fotos und Text ©: Gerald Willems (AVL)