NGC 7380 · Zauberernebel — Caroline Herschels letzter Fund und eine Sterngeburt in Wellen

Der Zauberer ist eine Figur, die erst im Kopf entsteht: Je nach Drehung erkennt man in den hellen Säumen und dunklen Staubbahnen eine Kapuze oder einen spitzen Hut, einen erhobenen Arm und einen wehenden Mantel. „Wizard Nebula“ beziehungsweise „Zauberernebel“ ist ein moderner astrofotografischer Beiname, kein historischer Katalogname. Wer ihn geprägt hat, ist nicht verlässlich dokumentiert; spätestens 2011 war er durch NASAs Astronomy Picture of the Day weit verbreitet. Das ist schöne Pareidolie — und zugleich ein Hinweis, dass die scheinbare Figur von Blickrichtung, Bildausschnitt und Bearbeitung abhängt.

Caroline Herschels letzter Nebelfund. Am 7. August 1787 notierte Caroline Herschel in Slough an dieser Stelle einen schwachen, nebligen Sternhaufen. Es war ihre letzte eigene Deep-Sky-Entdeckung, bevor sie vor allem mit ihren acht Kometen berühmt wurde. William Herschel beobachtete das Objekt am 1. November 1788 erneut und führte es als H VIII.77; Dreyer machte daraus 1888 NGC 7380. Caroline sah dabei nicht den fotografischen Zauberer von heute, sondern den helleren Haufen mit Nebelschimmer. Die großflächige H-II-Region bekam erst 1959 in Stewart Sharpless' zweitem Katalog die Bezeichnung Sh2-142.

Zwei Kataloge, zwei Dinge. NGC 7380 bezeichnet streng genommen den jungen offenen Sternhaufen; Sh2-142, auch LBN 511, ist das ionisierte Gas darum. Die Namen werden in der Astrofotografie oft gleichgesetzt, aber die Trennung erzählt die Physik besser: Der Haufen entstand aus der Wolke und enthält heute die Sterne, die ihre Reste aufheizen und abtragen. Bei der in Sharma et al. verwendeten Entfernung von 2,6 kpc oder rund 8.500 Lichtjahren misst der 30′ große Sharpless-Nebel ungefähr 74 Lichtjahre. Das gesamte astrometrisch vermessene Bildfeld spannt sogar etwa 273 × 182 Lichtjahre auf.

Der Motor ist selbst ein Paar. Nahe dem Haufenzentrum steht DH Cephei / HD 215835. Der scheinbar einzelne Lichtpunkt besteht aus zwei sehr heißen O-Hauptreihensternen, die sich in nur 2,11 Tagen umkreisen. Hilditch et al. bestimmten rund 32,7 und 29,6 Sonnenmassen. Ihr ultraviolettes Licht ionisiert den Wasserstoff; ihre Winde formen Höhlungen, verdichten Ränder und tragen Säulen ab. Die hellsten Kanten sind deshalb keine von außen beleuchteten Wolkenoberflächen. Wir sehen rekombinierendes Gas, besonders intensiv dort, wo die Sichtlinie tangential durch eine gekrümmte Ionisationsfront läuft.

Dunkel heißt hier meist dicht, nicht leer. Die dunklen Finger und Buchten enthalten kaltes Molekülgas und Staub vor dem roten Hα-Leuchten oder liegen im UV-Schatten dichter Klumpen. An ihren sonnenzugewandten Seiten wird Material ionisiert und photoverdampft; im Inneren kann es weiter kollabieren. So entstehen gleichzeitig Zerstörung und Geburt — derselbe Sternwind, der eine Wolke zerlegt, kann einen anderen Teil komprimieren.

BRC 43 ist der vorsichtige Testfall. Die bright-rimmed cloud SFO 43 / BRC 43 liegt projiziert etwa 5,6 pc von DH Cep entfernt. Sharma et al. fanden im gesamten Sh2-142-Feld mit WISE acht Class-I- und 21 Class-II-Kandidaten; die jüngsten Quellen häufen sich an den Wolkenrändern. Reisezeit der Ionisationsfront und Alter dieser Quellen passen zu einer räumlichen Abfolge. Das spricht dafür, dass Feedback die Sternentstehung dort teilweise angestoßen haben kann. Es ist kein Beweis, dass jeder Stern des Haufens auf diese Weise entstand. Der Overlay-Kreis markiert außerdem den katalogisierten IR-/Wolkenkern von SFO 43, nicht die komplette optische Leuchtkante.

Was die Farbe bedeutet. Das Lachsrosa ist Hα, die kühlen Töne sind O III — die zwei Fenster des Duo-Band-Filters. Die Sternfarben wurden aus Gaia-Messungen angenähert; sie sind physikalisch begründet, aber nicht von interstellarer Rötung befreit.