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*** Überblick: NGC 1491

Bezeichnungen: NGC 1491, LBN 704 / LBN 706, Sharpless-Objekt Sh2-206, „Fossil Footprint Nebula“ (Fossiler Fußabdrucknebel) 

Sternbild: Perseus, Rektaszension / Deklination: ca. 04h 03m / +51° 18′ , Distanz: etwa 9.800 – 11.800 Lichtjahre (~3,0 – 3,6 kpc),Winkeldurchmesser: ca. 25′ × 25′ (Teil des H-α-emittierenden Bereichs) 

Emissionnebelfleck / H II-Region – keine reine Reflexionsnebelstruktur, sondern durch Ionisation leuchtendes Gas 

Astrophysikalische Eigenschaften: NGC 1491 ist eine klassische Emissionnebula / H II-Region: ein Gebiet aus heißem, ionisiertem Wasserstoff (H⁺), das hell im H-α-Licht strahlt. Auch andere Linien wie [O III] und [S II] können beobachtet werden, je nach Beobachtungsfilter und Empfindlichkeit. 

Physikalische Bedingungen

Elektronentemperatur im Ionisationsgas liegt bei ungefähr 8 350 K ± 1 600 K (Messungen aus Radio-Beobachtungen). Nebel liegt in einer Region mit neutralem Gas, an dessen Rand die Ionisation stattfindet. 

Struktur

Die Nebelstruktur ist unregelmäßig und diffus, mit helleren Kernen und ausgedehnten, schwächeren Emissionsbereichen.In Bildern kann man Gasbögen, filigrane Strukturen und auch Strukturen sehen, die von starken Sternwinden geformt werden. 

 Ursache des Leuchtens

Primärer Mechanismus: Ionisation durch heiße Sterne. Der Hauptgrund, warum NGC 1491 leuchtet, ist die Ionisation des Gases durch ultraviolette Strahlung: In NGC 1491 ist eine heiße, massereiche Sternquelle, nämlich der Blaue Stern BD +50 886 (Spektralklasse O4–O5), nahe dem Zentrum der Nebelregion lokalisiert. 

Dieser Stern emittiert sehr viel ultraviolette (UV-) Strahlung, die das umgebende Wasserstoffgas ionisiert (H → H⁺). 

Wenn freie Elektronen wieder mit Protonen rekombinieren, entstehen charakteristische Emissionslinien im sichtbaren Bereich, vor allem das H-α-Licht bei 656,3 nm – daher die rötliche Farbe des Nebels. 

Emission = Ionisation → Rekombination → photonischer Light-Output
Dieses ist typisch für H II-Regionen, wo junge, massereiche Sterne ihr Umfeld zum Leuchten bringen. 

 Reflexionsnebel-Komponente?

NGC 1491 selbst ist keine dominante Reflexionsnebelstruktur, sondern ein Emissionsnebel.

In einigen Aufnahmen mit sehr breitem Gesichtsfeld kann reflektiertes Sternlicht von benachbarten Staubbereichen sichtbar sein, aber dies ist nicht der primäre Leuchtmechanismus für NGC 1491. 

Ein möglicher Reflexionsnebel in der Nähe dieses Feldes (z. B. LBN 709) ist in der Literatur zwar erwähnt, seine Existenz und Beziehung zu NGC 1491 ist aber astronomisch nicht klar belegt und könnte Beobachtungsartefakte oder sehr schwache relativ reflektierende Staubregionen sein. 

Besonderheiten & Beobachtung

Entdeckt wurde NGC 1491 am 28. Dezember 1790 von William Herschel. Der Nebel erscheint in Weitfeld-Aufnahmen wie ein dreieckiger, blass leuchtender Bereich, umgeben von komplexen Gas- und Staubstrukturen. Visuell und fotografisch ist der H-α-Leuchtbereich mit einem guten Filter (z. B. H-Alpha oder O-III) am besten sichtbar. 

 Zusammengefasst: Ursache des Leuchtens

Heiße O-Sterne (BD +50 886) starke UV-Strahlung
Ionisation des Wasserstoffs H-II-Region entsteht
Rekombination von Elektron & Proton Emission von sichtbarem Licht (H-α, etc.)
Ergebnis heller, rötlicher Emissionsnebel

Hauptursache: Ionisation durch Stern-UV-Strahlung, nicht Reflexion. 

Quelle: ChatGPT zur Astrophysik, abgefragt am 21.12.2025