SH 2-173 – Phantom der Oper Nebel

Sh 2-173 wird häufig „Phantom der Oper“ genannt. Der Name spielt auf die maskenartige Erscheinung an, die sich aus den hellen Emissionsbereichen und den dunkleren Konturen ergibt. Solche Beinamen sind immer subjektiv, aber bei dieser Aufnahme kann ich die Assoziation durchaus nachvollziehen.

Eine junge H-II-Region am Rand größerer Strukturen

Eine detaillierte Multiwellenlängenstudie von Cichowolski und Mitarbeitern setzt Sh 2-173 in eine Entfernung von 2,5 ± 0,5 kpc, also ungefähr 8.150 ± 1.630 Lichtjahren. Die Region ist nur etwa 0,6 bis 1,0 Millionen Jahre alt. Sie wird teilweise von einer Photodissoziationsregion und einer Molekülstruktur begrenzt; in den umgebenden Wolken wurden zahlreiche Kandidaten für junge stellare Objekte gefunden.

Von sieben untersuchten heißen Sternen im Feld ist nur einer ein O-Stern. Die von BD +60 39 abgegebene ionisierende Strahlung reicht nach der Studie aus, um die H-II-Region ionisiert zu halten und den Staub zu erwärmen. Das macht die Region zu einem guten Beispiel dafür, wie ein einzelner massereicher Stern eine deutlich größere Gaswolke prägen kann.

Was meine Farbkamera hier tatsächlich erfasst

Meine Aufnahme entstand mit der QHY268C und dem Optolong L-eXtreme. Der Dualbandfilter erfasst vor allem Hα- und OIII-Emission gemeinsam mit einer Farbkamera. Ein separater SII-Kanal wurde bei dieser Aufnahme nicht aufgenommen; eine frühere Standardbeschreibung mit Hα, OIII und SII wäre deshalb technisch falsch.

Zur integrierten visuellen Helligkeit von Sh 2-173 konnte ich schon beim ursprünglichen Text keine belastbare Angabe finden. Das bleibt bewusst so: Bei einer ausgedehnten H-II-Region ist eine nicht sauber definierte Magnitudenzahl weniger hilfreich als eine erfundene Genauigkeit.

BD +60° 39 reicht allein für die Ionisation

Bei Sh 2-173 lässt sich die Frage nach der Energiequelle ungewöhnlich konkret beantworten. Eine detaillierte Multiwellenlängenstudie identifizierte sieben heiße Sterne im Gebiet, aber nur einen O-Stern: BD +60° 39, klassifiziert ungefähr als O9 V. Die berechnete Zahl seiner ionisierenden Photonen reicht aus, um die beobachtete H-II-Region zu versorgen. Die übrigen B-Sterne sind für die Energiebilanz deutlich weniger wichtig. Damit lässt sich die Energiequelle dieses Nebels ungewöhnlich konkret einem einzelnen frühen O-Stern zuordnen.

In meiner Aufnahme sitzt die helle Nebelregion vor einem wesentlich größeren und diffuseren Umfeld. Die geschwungenen Ränder und dunkleren Einschnitte markieren die Grenzzonen zur Molekülwolke; dort konzentriert sich auch ein Teil der Kandidaten für sehr junge Sterne.

Sh 2-173 könnte Teil einer Kette ausgelöster Sternentstehung sein

Die gleiche Studie ordnet Sh 2-173 an den dichten Rand einer riesigen H-I-Schale GSH 117.8+1.5−35 ein. Für die H-II-Region wird ein Alter von etwa 0,6 bis 1,0 Millionen Jahren angegeben, für die große H-I-Schale ungefähr fünf Millionen Jahre. Daraus ergibt sich ein plausibles hierarchisches Szenario: Eine ältere großräumige Struktur könnte die Bildung von Sh 2-173 begünstigt haben; die heute expandierende H-II-Region wiederum komprimiert Teile ihrer eigenen Molekülwolke. Die Autoren identifizierten 46 Kandidaten junger stellarer Objekte in den angrenzenden Wolken.

Diese zeitliche Staffelung ist für mich viel interessanter als der Nebelname allein. Im Bild sehe ich nur die projizierte leuchtende Oberfläche; die Forschung ergänzt dazu eine mögliche Abfolge mehrerer Sternentstehungsgenerationen.

Der O9-V-Stern deckt den gemessenen Ionisationsbedarf allein ab

Für Sh 2-173 wurde der notwendige Lyman-Kontinuumsfluss mit dem erwarteten UV-Ausstoß der massereichen Sterne verglichen. BD +60° 39 ist dabei der einzige O-Stern der betrachteten Gruppe; sein erwarteter Photonenfluss reicht aus, um die H-II-Region ionisiert zu halten. Die übrigen B-Sterne müssen dafür nicht als Hauptquelle bemüht werden. Das macht die Zuordnung in meinem Bild ungewöhnlich klar: Hinter der großflächigen roten Emission steht vor allem ein konkret identifizierter O9-V-Stern.