Der Große Orionnebel (Messier 42 / NGC 1976) ist neben der Andromedagalaxie (Messier 31) und den Plejaden (Messier 45) wahrscheinlich das bekannteste Deep-Sky-Objekt des Himmels. Im Gegensatz zum Andromedanebel, war der Orionnebel vor der Einführung des Teleskops nicht bekannt. An der Position des Nebels wurde von Ptolemaios und Al Sufi ein Stern katalogisiert, der auch von dem deutschen Astronomen Johann Bayer 1603 in seiner „Uranometria“ als Theta Orionis bezeichnet wurde. Am 26. November 1610 wurde der Nebel schließlich von dem französischen Astronom Nicholas Peiresc sowie unabhängig im Jahr 1611 von dem Schweizer Jesuitenastronom und Mathematiker Johann Baptist Cysat als Nebel im Teleskop beobachtet. Der italienische Astronom Galileo Galilei beobachtete die Region zum ersten Mal im Jahr 1610 und beschrieb am 4. Februar 1617 einen Dreifachstern ohne den Nebel selber wahrzunehmen. Schließlich zeichnete der italienische Astronom Giovanni Batista Hodierna im Jahr 1654 das Objekt zum ersten Mal. Die erste genaue Beschreibung stammt aber vom niederländischen Astronomen Christian Huygens, der im Jahr 1659 eine detaillierte Umrisszeichnung veröffentlichte. Der hellste innere Bereich des Nebels, die Huygens in seinen Aufzeichnungen beschrieb, wird heutzutage auch als „Huygens-Region“ bezeichnet. Messier 43 (NGC 1982) ist der schwächere und leicht rundliche Nebelteil unmittelbar nördlich von M 42. Dieser Nebel wurde vor 1731 von dem französischen Astronomen Jean-Jacques D’Ortous de Mairan zum ersten Mal beobachtet und 1733 beschrieben, so dass er heute auch als „De Mairans Nebel“ bekannt ist. Charles Messier trug dann beide Objekte am 4. März 1769 als Nummer 42 und 43 in seinen berühmten Nebelkatalog ein. Auch der deutsch-englische Astronom Wilhelm Herschel beobachtete den Großen Orionnebel im Jahr 1774 mit seinem 6 Fuß großen Spiegelteleskop und erkannte seine wahre Natur. M 42 war auch das erste Objekt, das Henry Draper am 30. September 1880 erfolgreich auf eine Fotoplatte bannen konnte. Zugleich gilt diese Aufnahme, mit 51 Minuten Belichtungszeit, als erste Aufnahme eines nichtstellaren Objekts außerhalb des Sonnensystems.
Eine Sternentstehungsregion in unserer Nähe
Der Orionnebel ist das aktivste Sternentstehungsgebiet und der hellste galaktische Nebel in der unmittelbaren Nachbarschaft unserer Sonne. Ohne Frage ist das Objekt sicherlich das Glanzlicht der beeindruckenden Himmelsregion um das Wintersternbild Orion und bildet, mit einer Helligkeit von 3,7 mag, ein Teil des gut mit bloßem Auge sichtbare Schwertgehänge des Himmelsjägers. Messier 42 ist ein Emissionsnebel, der eine scheinbare Größe von mehr als einen Grad am Himmel besitzt und durch die jungen Sterne in seinem Inneren zum Leuchten angeregt wird. Unmittelbar nördlich des Nebels findet man mit NGC 1973, NGC 1975 und NGC 1977 auch einige schwächere Reflexionsnebel und Staubwolken, die physisch mit dem Orionnebel verbunden sind und mit 1.350 Lichtjahren die gleiche Entfernung aufweisen. Der wahre Durchmesser von M 42 beträgt ungefähr 30 Lichtjahre und seine Masse rund 2.000 Sonnenmassen. Aufgrund seiner Nähe zur Erde, gilt der Orionnebel zu einem der am besten erforschten Sternentstehungsgebiete unserer Milchstraße und zu den am häufigsten fotografierten Himmelsobjekten überhaupt.
In Messier 42 können wir alle Aspekte der Sternentstehung in allen Details studieren. Und vor allem in den letzten Jahrzehnten wurde viel über den Bildungsprozess von Sternen und Planetensystemen aus kollabierenden Staub gelernt. In seinem Inneren wurden zahlreiche protoplanetare Scheiben, Protosterne, Braune Zwerge, intensive und turbulente Bewegungen von Gas sowie die photoionisierenden Effekte massereicher junger Sterne entdeckt. Der Orionnebel ist aber nur ein kleiner Teil einer riesigen Gas- und Staubwolke, die sich noch über das halbe Sternbild Orion erstreckt. Die wahre Größe dieser interstellaren Gaswolke beträgt wahrscheinlich mehrere hundert Lichtjahre. Zu ihr gehören beispielsweise auch Barnards Loop, der berühmte Pferdekopfnebel im Orion (Barnard 33) und Messier 78, die alle ein Teil der großen Orion Molekülwolke (OMC‑1) sind, die wiederum zur Riesenmolekülwolke Orion A gehört. Allerdings ist diese wiederum auch nur ein Teil der deutlich größeren Orion-Monoceros-Molekülwolke, mit einer Gesamtmasse von über 200.000 Sonnenmassen! Der gesamte Komplex befindet sich, wie auch unsere Sonne, im Orion-Spiralarm unserer Milchstraße. Das zum Vergleich recht kleine Gebiet des Orionnebels wird sich in einigen 10.000 bis 100.000 Jahren zu einem dichten Sternenhaufen, ähnlich der Plejaden im Stier, entwickeln, wenn der größte Teil des Gases, durch den intensiven Sternenwind der massereichen Sterne, ausgestoßen wird. Zur Zeit ist ein Großteil dieser neu entstandenen Sterne – die jüngsten und hellsten von ihnen sind vermutlich weniger als 300.000 oder nur einige 10.000 Jahre alt – noch von den Staub- und Gasmassen eingeschlossen, aus denen sie entstanden sind.
Eine kosmische Kinderstube
In den letzten Jahren war Messier 42 das Ziel modernerer Teleskope. Aufnahmen des VLTs im Infrarotbereich sowie Aufnahmen der Weltraumteleskope Spitzer, WISE und Herschel trugen zur besseren Verständnis der physikalischen Vorgänge im Orionnebel bei. Besonders das Hubble Space Telescope (HST) entdeckte hier in seinem Inneren mehr als 150 protoplanetare Staubscheiben, so genannte Proplyds, die sich in Zukunft wahrscheinlich zu einem Planetensystem, ähnlich dem unseren, entwickeln werden. Die große Anzahl dieser protoplanetarischen Scheiben gilt als Beweis dafür, dass die Bildung von Sonnensystemen im Universum sehr häufig stattfindet. Spektroskopische Untersuchungen Mitte des 20. Jahrhunderts zeigten bereits, dass der Nebel große Anteile an schweren Elementen enthalten muss. Weitere Untersuchungen wiesen nach, dass der Nebel aus 60% Wasserstoff und 38% Helium bestehen sowie geringe Anteile an schwereren Elementen, wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon, Stickstoff, Schwefel und Argon, enthalten muss. Des weiteren wurden noch Elemente wie Magnesium, Silizium und Eisen gefunden, die als Oxid im stellaren Staub gebunden sind. All diese Elemente sind wichtige Bausteine für die Planetenentstehung. Jüngste Infraotbeobachtungen zeigen ebenfalls, dass diese Staubkörner in den protoplanetaren Scheiben angefangen haben zu wachsen, was irgendwann in die Bildung von größeren Planetensimalen münden wird. Im Jahr 1965 wurde im infraroten Licht etwa 700 Protosterne entdeckt, die verschiedene Entwicklungsstadien aufweisen. Diese nach seinen Entdeckern Becklin-Neugebauer und Kleinman-Low-Objekte benannten Strukturen weisen eine Temperatur von nur 700 Kelvin auf.
Mit Hilfe von Infrarotbeobachtungen wurden im Orionnebel insgesamt 3.500 Sterne gefunden, deren Gesamtmasse zwischen 700 bis 2.100 Sonnenmassen beträgt und überwiegend der Spektralklasse K bis A zugeordnet werden können. Außerdem sind in seinem Inneren zahlreiche Veränderliche bekannt, darunter auch viele junge T‑Tauri-Sterne, die noch nicht die Hauptreihe erreicht und gerade mit der Kernfusion begonnen haben. Sie sind meist noch in ihren Kokons, den Herbig-Haro-Objekten, eingeschlossen. Mit Hilfe weiterer Beobachtungen konnten in den 2000er Jahren zahlreiche Braune Zwerge und Objekte planetarer Masse aufgespürt werden.
Vor 50.000 Jahren war der Orionnebel vermutlich noch nicht sichtbar, weil die jungen und heißen Sterne noch von ihren Molekülwolken, aus denen sie entstanden sind, umschlossen waren. Diese Molekülwolken wurden durch Photoionisation langsam verdampft, so dass die jungen und heißen Sterne nach und nach sichtbar wurden und den Nebel schließlich ionisieren konnten. Dieser Prozess ist für die Schaffung des inneren Hohlraums im Nebel verantwortlich. Das rote Leuchten im Großen Orionnebel ist charakteristisch für ionisierten Wasserstoff, der mit den freien Elektronen rekombiniert. Das blaue Leuchten stammt vom reflektierten Licht der heißen junge Sterne.
Das Orion-Trapez
Die Hauptenergiequelle, die den Orionnebel zum Leuchten anregt, ist der nur 1,2 Millionen Jahre alte Mehrfachstern Theta1 Orionis. Er ist ein blauer und veränderlicher Riese der Spektralklasse O7V, der eine Oberflächentemperatur von 45.000 Kelvin, eine Masse von 33,5 Sonnenmassen und eine Helligkeit von 250.000 Sonnen aufweist. Als Teil des so genanten Orion-Trapez, gehört dieser Stern zu den hellsten Sternen unserer Milchstraße. Theta1 Orionis wird von weiteren 13 Sternen begleitet, von denen nur 5 visuell sichtbar sind. Er wird in wenigen Millionen Jahren als Supernova explodieren. Die intensive Ultraviolettstrahlung dieses Sterns ionisiert den Orionnebel und sein intensiver Sternwind, der 100.000 Mal stärker als die der Sonne bläst, lässt die HII-Region mit 1000 km/s immer weiter expandieren. Theta1 Orionis besitzt einen weiteren massereichen und sehr heißen veränderlichen Begleiter der Spektralklasse O9.5 mit 12 Sonnenmassen. Dieser umkreist die Hauptkomponente in einer Entfernung von 18 Astronomischen Einheiten (AE). Ein weiterer Begleiter befindet sich nur 0,4 AE entfernt.
Die Sterne der Trapezregion werden mit bloßen Auge als ein Stern wahrgenommen, die mit Hilfe eines kleinen Teleskops in weitere Komponenten auflösbar sind. Das Trapez ist Teil eines jungen Sternhaufens, der als Orion Nebula Cluster bzw. Trapezium Cluster bekannt ist. Dieser enthält rund 2.800 Sterne innerhalb eines Durchmessers von 20 Lichtjahren. Der Trapezhaufen besteht zumeist aus Sternen von einer halben bis einer Sonnenmasse und gehört auch zu den sternreichsten offen Sternhaufen, die wir in unserer Milchstraße kennen. Aufgrund der ihm umgebenen interstellaren Materie, wird das Licht der Mitgliedssterne mehr als 10 Größenordnungen abgeschwächt, so dass sie meist visuell unsichtbar bleiben. Nur 300 Mitglieder dieses nur wenige Millionen Jahre alten Sternhaufens sind heller als 17 mag und konzentrieren sich in einem Radius von nur 3 Bogenminuten Ausdehnung. Viele dieser Sterne haben die Hauptreihe noch nicht erreicht und sind nach wie vor in einem Prozess der Kontraktion und Massenakkretion. Dieser Sternhaufen war vermutlich auch die ursprüngliche Heimat von AE Aurigae, 52 Arietis und Mu Columbae. Diese Sterne werden „Runaway-Sterne“ genannt und entfernen sich zur Zeit mit einer Geschwindigkeit von mehr als 100 km/s vom Nebel, so dass sie bereits andere Regionen des Himmels erreicht haben.
De Mairans Nebel
Nur 8 Bogenminuten weiter nördlich von Messier 42 befindet sich ein tropfenförmiger Nebel, der auch als „De Mairans Nebel“ oder Messier 43 bekannt ist. M 43 besitzt eine scheinbare Helligkeit von 9,0 mag und einen Durchmesser von 20 x 15 Bogenminuten, was einen wahren Durchmesser von 9 Lichtjahren entspricht. Auch dieses Objekt ist bereits mit Hilfe eines kleinen Feldstechers sichtbar. Dieser Nebel wird durch das so genannte Fischmaul, einer markanten Dunkelwolke vom hellsten Teil des Orionnebels getrennt. Dieser Nebel wurde lange Zeit als integraler Bestandteil des M42-Komplexes gesehen und gilt heutzutage nicht mehr als Teil des Orionnebels. Denn M 43 wird von einer anderen Energiequelle zum Leuchten angeregt. Der anregende Stern in M 43 ist der Dreifachstern und unregelmäßige Veränderliche HD 37061 (NU Orionis) vom Spektraltyp B0.5V. Dieser besitzt 19 Sonnenmassen und die 26.000-fache Sonnenleuchtkraft und hat noch nicht die Hauptreihe erreicht. Die Helligkeit des Sterns variiert zwischen 6,5 und 7,6 Größenklassen. Im Jahr 2001 wurden in dem Nebel zwei protoplanetare Scheiben um junge Sterne entdeckt, in denen sich zur Zeit ein Planetensystem bilden könnte.
Beobachtung
Messier 42 und Messier 43 lassen sich am besten in den Wintermonaten beobachten, wenn das Sternbild Orion halbhoch im Süden kulminiert. Dem bloßen Auge erscheint der Orionnebel wie ein unscharfes Sternchen im Schwergehänge des Himmelsjägers. Mit Hilfe eines kleinen 8x42 Feldstechers, vor allem unter einem dunklen und mondlosen Himmel, ist der Anblick selbst von der Stadt heraus beeindruckend. Auch die markante Form, die besonders auf Fotos hervortritt, ist als nach Süden hin erstreckender hauchzarter Nebelschleier deutlich zu erkennen. Mit einem 10x50 Fernglas sind 4 Komponenten des Trapez bereits auflösbar, inklusive der hellsten Filamente im Nebel. Mit einem 16x70 Feldstecher erscheint im nordöstlichen Teil auch eine Dunkelwolke.
Nordöstlich der hellsten Nebelregion ist der andere Nebelteil, mit der Bezeichnung Messier 43, schon sehr deutlich im 10x50 Feldstecher zu erkennen, nämlich als leicht ovales Anhängsel, der auch einen schwachen Übergang zu diesem besitzt. In größeren Ferngläsern erscheint M 43 kommaförmig. Dieser Nebel umgibt den 7 mag hellen unregelmäßig veränderlichen Stern NU Orionis, der ebenfalls im Feldstecher einfach zu erkennen ist. Der nordöstliche Teil des Nebels erscheint dabei etwas schwächer. In größeren Teleskopen ist eine längliche Dunkelwolke wahrnehmbar, der die Region in Nord-Süd-Richtung teilt. Mit 6 bis 8 Zoll Öffnung zeigen sich Details wie Ranken, dunkle Staubstreifen und hellere Bereich im östlichen Teil von Messier 43.
Beobachtet man den Großen Orionnebel mit einem kleinen Teleskop von 2 bis 3 Zoll Öffnung, ist das grünliche Leuchten in der OIII-Linie recht auffällig. Aufgrund der großen Flächenhelligkeit verträgt M 42 Vergrößerungen sehr gut. Hier sollte mit der Vergrößerung und dem wahren Gesichtsfeld des Okulars ein wenig experimentiert werden. Mitunter steigert das stark die Detailwahrnehmbarkeit. In der Huygensregion sind mit dieser Öffnung und rund 50-facher Vergrößerung die Trapezsterne A bis D gut aufgelöst. Dabei stehen die einzelnen 5 bis 8 mag hellen Komponenten 8,7 bis 19,2 Bogensekunden auseinander. Ab 4 Zoll Öffnung, hoher Vergrößerung und gutem Seeing erscheinen auch die schwächeren Komponenten E und F, die eine Helligkeit von 11 Magnituden besitzen. Am nordöstlichen Rand des Nebels erkennt man dann auch die Dunkelwolke recht deutlich, die durch ihre markante Form als „Fischmaul“ oder „Sinus Magnus“ bezeichnet wird. Hier kann man ruhig noch höher vergrößern. Ab 4 bis 6 Zoll Öffnung sollte in der Dunkelwolke auch eine schwache Nebelbrücke auftauchen. Die Huygens-Region ist dabei gut begrenzt und zeigt auch zwei dunkle Kanäle in ihrem Inneren, die sich kreuzen. Mit 8 bis 10 Zoll Öffnung erscheint der Orionnebel sehr viel eindrucksvoller und füllt schließlich das gesamte Gesichtsfeld aus. Die Detailfülle ist nahezu unerschöpflich. Hier und da tauchen plötzlich zahlreiche Hell- und Dunkelgebiete sowie Nebelfilamente auf, die mit kleineren Öffnungen nicht zu erkennen sind. Auch ein schmalbandiger Nebelfilter bringt Vorteile, weil dann selbst in kleineren Teleskopen und bei niedriger Vergrößerung die beiden hellsten Ausläufer, die auch als Flügel bezeichnet werden, sich nach Süden hin vereinigen und eine Art Nebelring bilden. Der östliche Flügel ist dabei etwas heller als der westliche. Ab 12 Zoll Öffnung und guter Durchsicht ist mitunter schon ein leicht orange-roter Farbton an den Nebelrändern wahrnehmbar. Die Huygens-Region erscheint in einer grün-bläulichen Färbung.
Das Auffinden des Orionnebels ist denkbar einfach. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 4 Magnituden und Dank seiner großen Ausdehnung am Himmel, kann der Nebel unter moderaten Bedingungen schon mit bloßem Auge als unscharfes Sternchen, knapp 4° südwestlich der Gürtelsterne, erkannt werden.
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Steckbrief für Messier 42 & Messier 43
Objektname | Messier 42 Messier 43 |
Katalogbezeichnung | NGC 1976, LBN 974 NGC 1982, CED 55G |
Eigenname | Großer Orionnebel, Orionnebel, Orion Nebula De Mairans Nebel, De Mairans Nebula |
Typ | Emissionsnebel, EN+RN Emissionsnebel, EN |
Sternbild | Orion (Orion) |
Rektaszension (J2000.0) | 05h 35m 17,1s 05h 35m 31,3s |
Deklination (J2000.0) | -05° 23′ 25″ ‑05° 16′ 03″ |
V Helligkeit | 4,0 mag 9,0 mag |
Flächenhelligkeit | 11,0 mag 13,0 mag |
Winkelausdehnung | 65,0′ x 60,0′ 20,0′ x 15,0′ |
Durchmesser | 30 Lichtjahre |
Entfernung | 1.350 Lichtjahre |
Beschreibung | !!!,Theta Orionis and the great nebula M42; Trapezium* 6.7–7.7m;>50 var* invl;M 43 to NE !,vB,vL,R w tail,mbM*8; H III 1 ?;detached part of Orion Nebula |
Entdecker | Nicolas Peiresc, 1610 |
Sternatlanten | Cambridge Star Atlas: Chart 9 Interstellarum Deep Sky Atlas: Chart 61, 73, D7 Millennium Star Atlas: Charts 277–278 (Vol I) Pocket Sky Atlas: Chart 16 Sky Atlas 2000.0: Chart 11 Uranometria 2nd Ed.: Chart 116 |
Hallo Andreas,
habe von deinen Beobachtungen gelesen, besonders Orionnnebel-Bereich. Beobachte seit 1969 Veränderliche Sterne (Jahrgang 1947)
Als Grundlage dienen zwei Karten aus dem Burnham, Instr.: hauptsächlich 12,5″ Dobson/Rockerbox. Beobachtungen werden auch an die AAVSO weitergegeben.
Hallo Günther,
es freut mich, dass einige meine Artikel lesen und kommentieren.
Ja, der „Burnham“ ist immer noch eine gute Quelle für Deep-Sky-Beobachter. Ich warte noch auf die Veröffentlichung der Ausgabe des „Burnham Nachfolgers“ „Annals of the Deep-Sky“, wenn der Orion endlich an der Reihe ist. Mittlerweile ist man ja beim Buchstaben „F“ angelangt. 🙂 Leider ist der Bezug dieser Bücher in den letzten Jahren, vor allem für deutschsprachige Beobachter, um 60% im Preis gestiegen.