Sh2-155 – Der Höhlennebel im Kepheus
Der Höhlennebel Sh2-155 liegt rund 2.400 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Kepheus. Die Region gehört zu einem ausgedehnten Komplex aus leuchtendem Wasserstoff, dichten Staubwolken und jungen Sternen. Besonders auffällig ist der helle, bogenförmige Rand vor einer dunklen Zone, der wie der Eingang einer Höhle wirkt und dem Nebel seinen Namen gegeben hat.
Für diese Aufnahme habe ich RGB-Daten mit zusätzlichen Hα- und SII-Aufnahmen kombiniert. Die Wasserstoffemissionen bringen die ausgedehnten Nebelstrukturen zum Vorschein, während sich die zahlreichen Dunkelwolken als Silhouetten vor dem leuchtenden Gas abzeichnen. Besonders interessant finde ich die unterschiedlichen Nebelgebiete, die sich über das gesamte Bildfeld verteilen.
Kurzinfos
Objekt: Sh2-155 – Höhlennebel (Cave Nebula)
Weitere Bezeichnungen: Caldwell 9, LBN 529
Sternbild: Kepheus
Objekttyp: H-II-Region und Sternentstehungsgebiet
Entfernung: etwa 2.400 Lichtjahre
Region: Cepheus-B-Molekülwolke, Cepheus-OB3-Assoziation
Weitere Strukturen im Bildfeld: vdB 155 (LBN 524), LBN 527 sowie mehrere LDN-Dunkelnebel
Eine Höhle aus Gas und Staub
Sh2-155 befindet sich am Rand der großen Molekülwolke Cepheus B. Hier treffen dichte Ansammlungen aus Gas und Staub auf die energiereiche Strahlung junger, massereicher Sterne der Cepheus-OB3-Assoziation.
Die intensive ultraviolette Strahlung ionisiert den Wasserstoff und bringt ihn zum Leuchten. Gleichzeitig trifft sie auf die angrenzenden, dichteren Wolken und erzeugt ausgeprägte Ionisationsfronten.
Eine wichtige Rolle spielt dabei der heiße O-Stern HD 217086. Seine Strahlung trägt wesentlich zur Ionisation der Region bei. Untersuchungen mit den Weltraumteleskopen Chandra und Spitzer zeigen, dass die Sterne in der Region tendenziell umso jünger sind, je tiefer sie in der Molekülwolke liegen. Dieses Muster spricht stark dafür, dass die Strahlung von HD 217086 das Gas verdichtet und so die Entstehung neuer Sterne auslöst.
Die namensgebende Höhlenstruktur erstreckt sich über mehr als zehn Lichtjahre. Besonders der helle, gekrümmte Rand bildet einen deutlichen Kontrast zu den dunklen Staubwolken im Vordergrund.
Ein blauer Reflexionsnebel inmitten roter Wasserstoffwolken
Südwestlich des eigentlichen Höhlennebels befindet sich der bläuliche Reflexionsnebel vdB 155, der auch unter der Bezeichnung LBN 524 katalogisiert ist.
Im Gegensatz zum roten Emissionsnebel erzeugt vdB 155 sein sichtbares Leuchten nicht durch die Emission ionisierten Wasserstoffs. Feine Staubpartikel streuen das Licht benachbarter Sterne, wobei kurzwelliges blaues Licht besonders effizient gestreut wird.
Gerade dieser Farbkontrast macht die Region für mich besonders interessant. Während große Teile des Bildes von rötlichen Wasserstoffemissionen geprägt sind, hebt sich vdB 155 deutlich von seiner Umgebung ab.
Der Einfluss von Hα und SII auf die Aufnahme
Bei der Aufnahme hatte ich mich bewusst dafür entschieden, neben Hα auch Daten durch einen SII-Schmalbandfilter zu sammeln. Insgesamt kamen dabei fast sieben Stunden Belichtungszeit für die Emission von einfach ionisiertem Schwefel zusammen.
Bei der späteren Bearbeitung zeigte sich allerdings, dass das SII-Signal gegenüber Hα vergleichsweise schwach ausfällt und nur in begrenzten Bereichen deutlichere Strukturen erkennen lässt.
Das ist durchaus nachvollziehbar, denn die verschiedenen Emissionslinien entstehen unter unterschiedlichen physikalischen Bedingungen. Während Hα große Teile des ionisierten Wasserstoffgases sichtbar macht, kann die SII-Emission besonders in schwächer ionisierten Übergangszonen und entlang von Ionisationsfronten hervortreten.
Die SII-Aufnahmen enthalten somit zusätzliche Informationen, allerdings wesentlich weniger flächendeckend, als ich zunächst erwartet hatte. Trotz der relativ langen Belichtungszeit blieb ihr Beitrag zur fertigen Aufnahme eher dezent.
Die Darstellung basiert deshalb hauptsächlich auf den RGB- und Hα-Daten, ergänzt durch die vorhandenen SII-Informationen. Einen separaten OIII-Kanal habe ich bei diesem Projekt nicht aufgenommen.
Wie stark sich die zusätzlichen Hα-Daten auf das fertige Bild auswirken, zeigt der direkte Vergleich beider Bearbeitungen. Während die Version aus RGB und SII die dunklen Staubwolken und den charakteristischen Höhleneingang stärker betont, treten mit der zusätzlichen Hα-Integration die großflächigen Wasserstoffemissionen deutlich hervor.
Dadurch werden auch viele schwächere Strukturen sichtbar, die in der anderen Version kaum erkennbar sind. Gleichzeitig verliert der Höhleneingang etwas von seinem ausgeprägten Hell-Dunkel-Kontrast.
Vergleich zwischen RGB + SII und RGB + SII + Hα. Der Schieberegler macht den Einfluss der zusätzlichen Wasserstoffemissionen sichtbar.
Ohne Sterne
Eine sternlose Version der Aufnahme lässt die komplexen Gas- und Staubstrukturen noch deutlicher hervortreten.
Ohne das Sternfeld wird sichtbar, wie unterschiedlich die einzelnen Bereiche des Nebelkomplexes aufgebaut sind. Feine dunkle Filamente durchziehen die roten Emissionsgebiete, während großflächige Staubwolken das Licht dahinterliegender Regionen abschwächen.
Besonders rund um den Höhlennebel zeigt sich, dass die dunklen Strukturen keineswegs gleichmäßig verlaufen. Stattdessen bilden sie ein weit verzweigtes Netz aus schmalen Staubbändern, kompakten Verdichtungen und diffus auslaufenden Übergängen.
Weitere Strukturen im Detail
Abseits des eigentlichen Höhlennebels finden sich zahlreiche weitere interessante Bereiche.
Im südlichen Teil des Bildfeldes fallen mehrere kompakte, gelblich bis orange dargestellte Nebelstrukturen auf. Diese heben sich deutlich von den umgebenden dunklen Staubwolken ab. In der Vergrößerung werden ihre unregelmäßigen Konturen und die feinen Helligkeitsunterschiede besonders gut sichtbar.
Die Farbtöne ergeben sich aus der Kombination und Bearbeitung der aufgenommenen Kanäle und lassen sich deshalb nicht unmittelbar einer einzelnen Emissionslinie zuordnen.
Auch westlich des Höhlennebels ziehen sich auffällige dunkle Strukturen durch die Wasserstoffemissionen. Einige davon bilden beinahe schwarze, scharf begrenzte Verdichtungen, während andere in zahlreiche schmale Filamente übergehen.
Im östlichen Bereich werden die Übergänge zunehmend diffuser. Hier wechseln sich schwach leuchtende Wasserstoffwolken mit großflächigen dunkleren Bereichen ab. Einzelne schmale Staubstrukturen treten dabei besonders deutlich vor dem helleren Hintergrund hervor.
Weitere Nebel im Bildfeld
Die annotierte Ansicht zeigt, dass das aufgenommene Gebiet weit mehr als nur den eigentlichen Höhlennebel umfasst.
Neben Sh2-155 und dem Reflexionsnebel vdB 155 (LBN 524) ist unter anderem die Nebelregion LBN 527 erfasst.
Hinzu kommen mehrere Dunkelnebel des Lynds-Katalogs. Zu diesen gehören LDN 1215, LDN 1216 und LDN 1218. Sie bilden Teile des komplexen Staubsystems, das sich durch diese Region des Kepheus zieht.
Die Kombination aus Emissionsnebeln, Reflexionsnebeln und absorbierenden Dunkelwolken macht das Bildfeld besonders abwechslungsreich.
Lage am Himmel
Sh2-155 befindet sich im östlichen Teil des Sternbildes Kepheus, in einer sternreichen Region der nördlichen Milchstraße.
Von Mitteleuropa aus ist der Nebel zirkumpolar und damit ganzjährig über dem Horizont sichtbar. Besonders im Spätsommer und Herbst erreicht er günstige Höhen für die Astrofotografie.
Der Finding Chart zeigt die Lage des aufgenommenen Bildfeldes innerhalb des Kepheus sowie seine Position gegenüber den benachbarten Sternbildern Kassiopeia, Drache und Eidechse.
Die Aufnahme
Die Aufnahmen entstanden im August 2024, verteilt auf fünf Nächte zwischen dem 22. und 29. August.
Zum Einsatz kam mein TS-Optics CF-APO 155 mm f/8 auf einer Sky-Watcher EQ8-R. Die RGB-Aufnahmen entstanden mit der ZWO ASI 6200 MC Pro, während ich für die Schmalbandaufnahmen eine ZWO ASI 6200 MM Pro mit Astronomik-Filtern mit jeweils 6 nm Halbwertsbreite verwendete.
Sämtliche Einzelaufnahmen wurden mit jeweils 300 Sekunden belichtet.
Insgesamt umfasst die dokumentierte Integration 28 Stunden und 20 Minuten, wobei Hα mit 14 Stunden den größten Anteil ausmacht. Ergänzt wird dieser durch 7 Stunden und 30 Minuten RGB sowie 6 Stunden und 50 Minuten SII.
Bei der Bearbeitung lag mein Schwerpunkt darauf, die feinen Staubstrukturen und die großflächigen Wasserstoffemissionen herauszuarbeiten, ohne dass die dunkleren Bereiche vollständig im Schwarz verschwinden. Gleichzeitig sollten die unterschiedlichen Nebeltypen und insbesondere der bläuliche Reflexionsnebel ihre eigene Farbcharakteristik behalten.
Aufnahmedaten
Teleskop: TS-Optics CF-APO 155 mm f/8
Brennweite: 1.240 mm
Montierung: Sky-Watcher EQ8-R
RGB-Kamera: ZWO ASI 6200 MC Pro
Schmalbandkamera: ZWO ASI 6200 MM Pro
Filter: Astronomik Hα 6 nm und SII 6 nm
Hα: 168 × 300 Sekunden = 14 h 00 min
SII: 82 × 300 Sekunden = 6 h 50 min
RGB: 90 × 300 Sekunden = 7 h 30 min
Gesamtbelichtungszeit: 28 h 20 min
Verwendete Einzelaufnahmen: 340
Aufnahmezeitraum: 22.08.2024 bis 29.08.2024
Aufnahmenächte: 5
Bildkalibrierung und Integration: PixInsight / WBPP
Quellen und weiterführende Informationen
- NASA APOD: Sh2-155 – The Cave Nebula (2013)
- NASA: Caldwell 9 – Der Höhlennebel
- Chandra: Trigger-Happy Star Formation (2009)
- Getman et al. (2009): Protoplanetary Disk Evolution around the Triggered Star Forming Region Cepheus B
- Pellegrini et al. (2010): Structure and Feedback in 30 Doradus. I. Observations
- IRIDA Observatory: Sh2-155 und vdB 155