NGC 7226
NGC 7226 im Feld von Sh2-132 · Kleiner Sternhaufen, großer Löwennebel
Der Aufnahmeplan hieß NGC 7226, und dieser offene Sternhaufen steht tatsächlich im Bild – allerdings nur knapp: als kleine, dichte Sterngruppe am oberen Bildrand, etwas rechts der Mitte. Das Bild gehört einem anderen Objekt. Sh2-132, auch LBN 473 und als Löwennebel bekannt, ist die große H-II-Region, die mit rund 1,5° Durchmesser die Bildmitte füllt. Und der auffällige Sternhaufen links oben ist ebenfalls nicht NGC 7226, sondern NGC 7235. Das Feld ist eine Sammlung: eine Sternentstehungsregion, fünf offene Haufen sehr unterschiedlichen Alters und zwei planetarische Nebel, die nur die Blickrichtung teilen. Norden liegt im Bild links, Osten unten.
Sh2-132 steht an der Grenze zwischen Kepheus und Eidechse in etwa 3,5 kpc Entfernung, rund 11.000 Lichtjahren – die kinematische Distanz von Vasquez et al. (2010), mit ±1 kpc Unsicherheit. Radiobeobachtungen zeigen zwei Schalen aus ionisiertem Gas, zusammen etwa 1.500 Sonnenmassen bei einer Elektronendichte um 20 Teilchen pro Kubikzentimeter. Genau diese Zweiteilung zeigt das Bild: links unten die rote, von Staubbändern durchzogene Hauptschale, rechts oben eine türkis leuchtende Höhle, dazwischen eine dunkle Kammer.
Die Energie liefern zwei Wolf-Rayet-Sterne. WR 153ab (HD 211853, 9,2 mag) ist ein Vierfachsystem aus zwei Doppelsternen mit einem WN6-Wolf-Rayet-Stern und einem O6-Überriesen. Es steht am Rand der hellsten Wolke, zusammen mit dem eingebetteten Haufen Teutsch 127 und dem O7-Stern BD+55 2722, und ist der Hauptanreger der roten Schale. WR 152 (HD 211564, 11,6 mag) ist ein WN3-Stern: leuchtschwächer, aber heißer. Um ihn liegt die türkise Höhle mit seinem eigenen Ringnebel. Dazu kommen mehrere O-Sterne der LS-III-Durchmusterung zwischen O7 und O9. Ihre Winde und ihr UV-Licht haben die Höhlungen freigeblasen und schieben das Gas an den Rändern zusammen; CO-Beobachtungen zeigen Molekülgas, das die ionisierten Schalen umschließt und mit ihnen wechselwirkt – der Vorrat für die nächste Sterngeneration (Sternentstehung).
Die Sternhaufen im Feld gehören nicht zusammen. NGC 7226 (Collinder 446) steht mit rund 4 kpc wahrscheinlich hinter dem Nebel, ist etwa 470 Millionen Jahre alt und bringt rund 430 Sonnenmassen auf – ein unauffälliger Haufen mittleren Alters. NGC 7235 links oben ist mit etwa 12 Millionen Jahren sehr jung, mit rund 1.500 Sonnenmassen deutlich schwerer und steht in ähnlicher Entfernung wie der Nebel. Rechts liegen NGC 7245 (etwa 400 Millionen Jahre, 3,2 kpc) und direkt daneben King 9, ein rund drei Milliarden Jahre alter Haufen in doppelter Entfernung – im Bild ein Nachbar, im Raum drei Kiloparsec dahinter. Berkeley 94 im östlichen Nebelteil, im Bild unterhalb der Mitte, ist mit etwa 14 Millionen Jahren wieder ein Kind der Region. Die Werte stammen aus dem Gaia-basierten Unified Cluster Catalogue.
Zwei kleine planetarische Nebel liegen am Rand: Minkowski 2-51 links, ein bipolarer Nebel in nur etwa 1,9 kpc Entfernung und damit weit vor Sh2-132, und Abell 79 rechts unten, eine blasse Blase von 2′ Durchmesser mit unsicherer Entfernung. Beide sind die Endstadien sonnenähnlicher Sterne – das Gegenstück zu den jungen, massereichen Sternen, die den Löwennebel zum Leuchten bringen.
Die Aufnahme entstand durch einen Duo-Band-Filter, der nur zwei Linien passieren lässt: Hα bei 656 nm und [O III] bei 501 nm. Auf dem Farbsensor landet Hα im Rotkanal, [O III] in Grün und Blau. Das tiefe Rot ist also das Leuchten des Wasserstoffs, und die türkise Höhle um WR 152 ist unmittelbar sichtbares Licht doppelt ionisierten Sauerstoffs – der heiße WN3-Stern liefert die dafür nötige harte UV-Strahlung. Sternfarben überleben diesen Filter nur als Rest: Heiße Sterne strahlen relativ mehr Kontinuum im [O III]-Fenster und erscheinen bläulich, kühle rötlich. Das Bild ist damit eine Karte zweier Emissionslinien in fotografischer Farbgebung, keine Naturfarbaufnahme.
Wo am Himmel
Das Rechteck ist das echte Bildfeld dieser Aufnahme, mit gemessener Drehung — kein Symbol. Die Sternbildfigur und die Sternpositionen stammen aus SIMBAD.
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Ausschnitte
Sh2-132
Der Löwennebel im Ganzen: zwei Schalen, zwei Farben
1,94° × 1,88°·22h 18m 41.60s +55° 46′ 12.9″
Etwa 360 × 370 Lichtjahre bei 3,5 kpc, Norden links. Der Ausschnitt zeigt die Zweiteilung, die auch die Radiokarten sehen: links unten die helle rote Hauptschale um WR 153ab, rechts oben die türkise Höhle um WR 152. Zwischen beiden liegt die dunkle Kammer mit dem Dunkelwolkenkomplex LDN 1150/1154, deren Ränder als rote Bögen leuchten – Ionisationsfronten, an denen das UV-Licht der heißen Sterne auf dichteres Gas trifft.
Die Löwenform ist ein Zufall der Perspektive. Physikalisch ist das eine Blase, die von innen aufgeblasen wird: Sternwinde und Strahlungsdruck räumen das Innere aus, das verdrängte Gas sammelt sich in den hellen Rändern, und dort, wo es auf die umgebende Molekülwolke trifft, wird es zusammengedrückt. Der eingebettete Haufen Teutsch 127 und der junge Haufen Berkeley 94 am unteren Rand zeigen, dass die Region weiter Sterne bildet.
WR 153ab
Das Maschinenhaus: WR 153ab, Teutsch 127 und die hellste Wolke
36,8′ × 37,6′·22h 19m 33.94s +56° 08′ 41.8″
Etwa 115 × 125 Lichtjahre. Der hellste Teil des Nebels ist zugleich sein Maschinenraum. Im oberen Teil des Ausschnitts, rechts der Mitte, steht WR 153ab (HD 211853, 9,2 mag), ein Vierfachsystem aus zwei Doppelsternen mit einem WN6-Wolf-Rayet-Stern und einem O6-Überriesen; direkt daneben der eingebettete Haufen Teutsch 127 mit dem O7-Stern BD+55 2722. In der Mitte liegt die Radio-H-II-Region G102.9−0.7 mit dem O9-Stern LS III +55 40 und einer dichten Gruppe katalogisierter junger stellarer Objekte – hier entstehen noch Sterne.
Die dunklen Fetzen quer durch das helle Gas sind Staub im Vordergrund (LDN 1161), kein Loch im Nebel: Sie decken das Leuchten ab. Ihre zerrissenen Kanten zeigen, dass die Strahlung der O-Sterne gerade dabei ist, sie aufzulösen.
WR 152
Die türkise Höhle um WR 152
52,6′ × 49,0′·22h 16m 09.52s +55° 26′ 50.6″
Etwa 165 × 155 Lichtjahre. Die türkise Höhle ist der Ringnebel um WR 152 (HD 211564, 11,6 mag), einen Wolf-Rayet-Stern vom frühen Typ WN3 – seltener und heißer als der WN6-Typ von WR 153ab, aber leuchtschwächer. Um ihn herum steht der kompakte Haufen SBB 3.
Die Farbe ist hier keine Interpretation: Der Duo-Band-Filter trennt [O III] (Grün und Blau) von Hα (Rot). Wo die UV-Strahlung hart genug ist, Sauerstoff doppelt zu ionisieren, dominiert [O III] – und das ist nur nahe einem sehr heißen Stern der Fall. Die feinen hellen Fäden im Inneren sind die aufgerissene Schale selbst; die dunklen Klumpen am linken Rand sind dichte Globulen, die die Ionisationsfront noch nicht aufgelöst hat. Nach links unten geht die Höhle ohne scharfe Grenze in die rote Hauptschale um WR 153ab über.
Dunkelwolken
Die dunkle Kammer: LDN 1150 und LDN 1154
49,5′ × 40,0′·22h 15m 48.89s +56° 07′ 28.0″
Etwa 155 × 130 Lichtjahre. Zwischen den beiden Schalen liegt eine dunkle Kammer, und sie ist nicht leer: Hier sitzen die Dunkelwolken LDN 1150 und LDN 1154 (TGU H621), dazu kalte Molekülgas-Klumpen aus dem Planck-Katalog. Der rote Bogen am oberen Rand ist eine Ionisationsfront: die beleuchtete Haut der Wolke, hinter der das Gas dicht und dunkel bleibt.
Der dunkle Rüssel in der unteren Hälfte – mit verbreitertem Kopf, an seinem anderen Ende zwei helle blaue Sterne – ist eine Säule aus dichterem Gas, die der Front standhält: derselbe Mechanismus wie beim Elefantenrüssel in IC 1396, hier im Kleinformat. Dass es Staub im Vordergrund ist und nicht bloß fehlendes Leuchten, verrät die Sterndichte, die zur Mitte der Kammer hin abnimmt.
NGC 7235
NGC 7235: der junge Haufen in der Ecke
9,7′ × 11,8′·22h 12m 27.78s +57° 15′ 58.5″
Rund 28 × 37 Lichtjahre bei 3,3 kpc. NGC 7235 ist ein sehr junger offener Sternhaufen: Gaia-basierte Auswertungen geben etwa 12 Millionen Jahre, rund 1.500 Sonnenmassen und eine Entfernung ähnlich der des Nebels. Die hellsten Mitglieder sind B-Sterne. Der Duo-Band-Filter lässt von Sternfarben nur einen Rest durch, aber die Richtung stimmt: Heiße Sterne erscheinen bläulich, kühle rötlich – die rötlichen Sterne im Feld sind entwickelte Riesen oder Vordergrundsterne.
NGC 7235 könnte zur selben Sternentstehungswelle gehören wie Sh2-132 – Entfernung und Altersfolge passen. Nicht zu verwechseln mit NGC 7226, dem Namensgeber des Aufnahmeplans: Der steht klein und unauffällig am oberen Bildrand, etwas rechts der Mitte, und ist mit rund 470 Millionen Jahren ein ganz anderer Haufentyp.
NGC 7245
NGC 7245 und King 9: Nachbarn nur in der Projektion
39,4′ × 25,2′·22h 15m 42.60s +54° 11′ 57.9″
Rund 47 × 48 Lichtjahre bei 3,2 kpc. Zwei Sternhaufen in einem Ausschnitt: NGC 7245 in der Mitte, etwa 400 Millionen Jahre alt und rund 1.600 Sonnenmassen schwer, und links unterhalb davon King 9. Der wirkt wie ein Anhängsel, steht aber mit rund 6,3 kpc in doppelter Entfernung und ist mit etwa drei Milliarden Jahren einer der alten Haufen der galaktischen Scheibe.
Die Nachbarschaft ist reine Projektion, und selbst durch den Duo-Band-Filter deutet der Farbrest es an: NGC 7245 ist reich an heißen, bläulich erscheinenden Sternen, King 9 zeigt rötere, ältere Riesen – und der Staub auf sechs Kiloparsec Weg tut das Seine dazu. Dass ein offener Haufen drei Milliarden Jahre überlebt, ist die Ausnahme; King 9 verdankt sie seiner Masse.
M 2-51
Minkowski 2-51: ein planetarischer Nebel im Vordergrund
18,5′ × 18,3′·22h 15m 47.89s +57° 27′ 57.1″
Etwa 31 × 32 Lichtjahre bei 1,9 kpc; der Nebel selbst misst nur 47″ × 38″, also rund 1,4 Lichtjahre. Minkowski 2-51 ist ein bipolarer planetarischer Nebel von 13,6 mag: die abgestoßene Hülle eines Sterns von wenigen Sonnenmassen, der gerade zum Weißen Zwerg wird. Er steht in etwa 1.900 pc Entfernung und damit deutlich vor Sh2-132 – gemeinsam ist nur die Blickrichtung.
Die rötliche Wolke darüber gehört nicht zum Nebel, sondern ist ein Ausläufer des Hα-Schleiers, der das ganze Feld überzieht. Der grünliche Kern des Nebels ist [O III], der rötliche Saum Hα und [N II] – die übliche Schichtung eines planetarischen Nebels, hier auf wenige Pixel zusammengedrängt.
Abell 79
Abell 79: die Blase am Bildrand
18,0′ × 17,0′·22h 26m 14.19s +54° 49′ 40.6″
Etwa 17′ Kantenlänge; die Blase selbst hat rund 2′ × 1,5′. Abell 79 (PN G102.9−02.3) fand George Abell 1955 auf den Platten des Palomar Sky Survey. Der Ring dehnt sich mit etwa 13 km/s aus; der Zentralstern von 17 mag ist ein kühler Zwerg, der die beobachtete Ionisation allein nicht erklären kann – er braucht einen heißen, unsichtbaren Begleiter. Die Entfernung ist unsicher, Literaturwerte reichen von etwa 3.300 bis 4.800 Lichtjahren.
Der grün-weiße Kern ist [O III], der rote Saum Hα – dieselbe Schichtung wie in vielen alten planetarischen Nebeln. Die rötlichen Schleier links davon sind der äußerste Rand von Sh2-132, der hier am südöstlichen Bildrand ausläuft.
NGC 7226
NGC 7226: der Namensgeber am Rand
26,5′ × 13,6′·22h 10m 25.11s +55° 22′ 52.1″
Rund 95 × 50 Lichtjahre bei 4 kpc. Das ist der Haufen, nach dem der Aufnahmeplan hieß: NGC 7226, auch Collinder 446, ein kompakter offener Sternhaufen von nur 2,3′ Katalogdurchmesser. Gaia-basierte Auswertungen geben etwa 470 Millionen Jahre und rund 430 Sonnenmassen; die photometrische Entfernung liegt bei 4 kpc, die Parallaxen deuten auf noch mehr. Er steht damit wahrscheinlich hinter Sh2-132, nicht darin.
Im Bild sitzt er am oberen, westlichen Rand – das Feld ist auf den Nebel zentriert, nicht auf den Haufen. Man sieht ihm sein Alter an: keine Gasreste, kein heller O-Stern, ein dichter Kern aus wenigen Dutzend Sternen. Der Vergleich mit NGC 7235 in der anderen Bildecke ist der eigentliche Gewinn dieses Ausschnitts: zwei offene Haufen, der eine zwölf Millionen, der andere fast eine halbe Milliarde Jahre alt.
Aufnahme und Bearbeitung
Aufgenommen in der Nacht vom 1. auf den 2. September 2026 in Friedrichsdorf mit ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71 bei 349 mm Brennweite, Gain 100, Bin 1 und rund −10 °C, durch einen Duo-Band-Filter (Hα + [O III]). In den finalen Stack gingen 17 Einzelbelichtungen à 300 s ein, zusammen 5.100 s beziehungsweise 1 h 25 min. Acht zuvor manuell aussortierte Frames blieben bewusst unberücksichtigt.
Kalibriert wurde mit MasterBias, MasterFlat und einem bias-korrigiert auf 300 s skalierten MasterDark. WBPP registrierte und integrierte alle 17 behaltenen Frames mit LocalNormalization; der Lauf endete ohne Warnungen, Registrierungsfehler oder weitere Ausschlüsse.
Der lineare Master wurde anschließend im protokollierten PiMagic-Expert-Pfad bearbeitet, unter anderem mit Hintergrundkorrektur, photometrischer Farbkalibrierung sowie getrennter Rausch-, Detail- und Sternebenenbearbeitung. AstroMagic erzeugte daraus die geschichtete Photoshop-Datei; Tonwert und Farbe wurden in Photoshop finalisiert. Die Galerie verwendet den 5863 × 4109 Pixel großen AVIF-Export mit Display-P3-Farbraum und HDR-Gain-Map.
Das Bild ist plate-gelöst (PixInsight ImageSolver, 1672 Sterne, RMS 1,3″): 2,22″/px, Bildfeld 3,62° × 2,53°, Norden links. Die Objektmarkierungen in Bild und Ausschnitten werden aus dieser Lösung berechnet; Positionen stammen aus SIMBAD.