Sternhaufen mit Nebel NGC 7538

Geschichte

NGC 7538 wurde am 3. November 1787 vom deutsch-britischen Astronomen Friedrich Wilhelm (William) Herschel mit seinem 18.7 Zoll Spiegelteleskop entdeckt. ^[277] Er beschrieb ihn als «sehr schwach, groß und mit zwei ziemlich hellen Sternen eingebettet». ^[313]

Im Jahre 1946 veröffentlichte der deutsche Astronom Rudolph Minkowski eine Liste von Emissionsnebeln (hauptsächlich planetarische Nebel), welche er auf von William C. Miller mit dem 10" Teleskop am Mount Wilson Observatorium belichteten Fotoplatten entdeckte. Dort klassifizierte er Min 1-102 als einen diffusen oder sonderbaren Nebel. ^[397]

In den 1950er Jahren stiess der amerikanische Astronom Stewart Sharpless bei der Durchmusterung der mit dem 48" Schmidt-Teleskop gefertigten Fotoplatten des «Palomar Observatory Sky Survey» nach Emissionsnebelen auf NGC 7538 und verzeichnete ihn als Sh 2-158. Er veröffentlichte 1959 seinen 313 H-II Regionen umfassenden Katalog. ^[310]

Physikalische Eigenschaften

Es handelt sich bei NGC 7538 um einen Sternhaufen, welcher in den Emissionsnebel Sh 2-158 eingebettet ist. Dieser ist wiederum der hellste Teil der viel grösseren und lichtschwächeren H-II Region Sh 2-161, welche sich bis zum Blasennebel NGC 7635 erstreckt. Die Entfernung zu NGC 7538 beträgt etwa 2.44 kpc (~ 7900 Lichtjahre). ^[145] Der Nebel besteht hauptsächlich aus Wasserstoffgas, enthält aber auch kosmischen Staub, welcher im fernen Infrarotspektrum hell leuchtet. Mit einer Gesamtmasse von etwa dem 400'000-fachen unserer Sonne ist der Nebel eine aktive Sternfabrik, besonders für große Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen. Hunderte von Protosternen sind im Nebel verstreut. Wenn sie einmal die kritische Masse erreichen, zündet die Kernfusion und sie beginnen als Sterne zu leuchten. Dreizen dieser Protosterne haben eine Masse von mehr als 40 Sonnenmassen und sind sehr kalt: nur ein paar Dutzend Kelvin. Eine Gruppe solcher stellarer Keime reiht sich an einer ringförmigen Struktur auf, welches die Kante einer Blase sein könnte. Dieser ovale Ring misst 25 x 35 Lichtjahre und besteht aus kaltem Staub. Seine Masse wird auf etwa 500 Sonnenmassen geschätzt. Ursprung dieser Blase könnten stellare Winde oder eine Supernova-Explosion einer früheren Population sehr heisser und massereicher Sterne sein, doch kein solcher Überbleibsel wurde im Zentrum des Rings gefunden. ^[406]

Einer Hypothese zufolge könnten für diese Ringstrukturen auch «entlaufene» O- oder B-Sterne sein, welche hier entstanden und abgewandert sind oder das Gebiet durchquert haben. Der hierfür wahrscheinlichste Kandidat ist der Stern V808 Cassiopeiae (BD +61 2408), ein B3e-Stern mit etwa acht Sonnenmassen und einer Oberflächentemperatur von etwa 20'000 Kelvin. Er befindet sich etwa 36 Bogenminuten in Richtung 22° von NGC 7538, bzw. ein einem Abstand von 153 pc und entfernt sich vom nördlichen Ring mit einer Geschwindigkeit von 62 km/s. Er könnte sich vor 2.4 Millionen Jahren innerhalb des Nebels gewesen sein und die Ringe verursacht haben, die etwa dieselbe Zeit für ihre Entstehung benötigten. ^{[407, 408]}

Daten von Simbad ^[145]
Name	Typ	RA (J2000.0)	Dec (J2000.0)	PM [mas/y]	Parall. [mas]	Rvel [km/s]	z	Size [']	Magnituden	Identifiers
NGC 7538	OpC	23^h 13^m 37^s	+61° 30' 00"	-2.4		-64.9	-0.000216			2E 2311.3+6113; 2E 4700; Ced 209; GAL 111.54+00.78; GRS G111.50 +00.80; IRAS 23113+6113; IRCO 1141; LBN 111.58+00.77; LBN 542; Min 1-102; NGC 7538; RAFGL 3048; SH 2-158; Villafranca O-013; [KPS2012] MWSC 3707; [WWB83] G111.54+0.78
Sh 2-159	Y*O	23^h 15^m 31^s	+61° 07' 10"	-4.136	0.1505			1.273 × 1.07	G 16.812288; J 9.601; H 8.248; K 7.159	2MASS J23153120+6107110; 2MASX J23153127+6107104; AKARI-FIS-V1 J2315292+610722; AKARI-IRC-V1 J2315313+610713; BGPS G111.615+00.374; BGPSv2 G111.609+00.376; F3R 3433; GAL 111.62+00.37; GPSR 111.612+0.374; Gaia DR3 2014172746510194304; IRAS 23133+6050; IRCO 1162; JCMTSE J231531.3+610713; JCMTSF J231531.3+610713; KR 77A; LBN 111.67+00.33; LBN 543; MSX6C G111.6115+00.3735; NVSS J231531+610709; RAFGL 3053; SH 2-159; TIC 377898083; WB89 261; WISE J231531.36+610708.9; WISEA J231531.33+610709.4; WN B2313.3+6051B; [BNM96] 111.612+0.373; [ERG2015] 7872; [GSL2002] 112; [HLB98] Onsala 182; [KC97c] G111.6+00.4; [KCW94] 111.61+00.37; [KCW94] 111.612+00.374; [L89b] 111.612+00.374; [LRL2001] 10; [LRL2001] G111.61+0.37; [MO2001] 82; [SFA2014] Cloud S159; [SSS2011] BGPS G111.615+0.374; [THW2006] G111.61+00.37; [THW2006] G111.612+00.374SMM; [WWB83] G111.62+0.37
Sh 2-161	HII	23^h 15^m 29^s	+61° 51' 43"							SH 2-161

Auffindkarte

Der galaktische Nebel NGC befindet sich im Sternbild Cepheus in Richtung Cassiopeia, etwa 1° 20' westlich vom offenen Sternhaufen Messier 52 auf gleicher Deklination, bzw. etwa 1° westlich und 20' nördlich vom BlasenNebel NGC 7635. Die beste Beobachtungszeit ist ungefähr Mai bis Februar, wenn das zirkumpolare Sternbild nachts am höchsten steht.