Der Tulpennebel Sh2-101 ist eine ausgedehnte H-II-Region im Sternbild Schwan. Seinen Namen verdankt er seiner fotografischen Erscheinung: Die hellen Emissionsfronten und dunklen Staubwolken erinnern mit etwas Fantasie an die Blüte und den Stängel einer Tulpe.

Das Objekt befindet sich inmitten der stern- und nebelreichen Sommermilchstraße. Neben dem eigentlichen Tulpennebel enthält das Bild noch eine wesentlich unscheinbarere, physikalisch aber außergewöhnliche Struktur: die optische Stoßfront des berühmten Röntgendoppelsternsystems Cygnus X-1.

Der Sharpless-Katalog
Sh2-101 wurde 1959 vom amerikanischen Astronomen Stewart Sharpless in die zweite Ausgabe seines Katalogs galaktischer H-II-Regionen aufgenommen.

Sharpless untersuchte fotografische Aufnahmen des Palomar Observatory Sky Survey und katalogisierte großflächige Gebiete aus ionisiertem Wasserstoff. Die zweite und endgültige Ausgabe seines Katalogs enthält mehr als 300 Emissionsnebel. Viele dieser Objekte besitzen keine Messier- oder NGC-Nummer und sind vor allem unter ihrer Sharpless-Bezeichnung bekannt.

Die Nummer Sh2-101 bedeutet daher, dass der Tulpennebel das Objekt 101 in der zweiten Ausgabe dieses Katalogs ist. Die Bezeichnung „Tulpennebel“ entstand aufgrund seiner auffälligen Form auf lang belichteten Fotografien.

Eine H-II-Region im Sternbild Schwan
Der Tulpennebel liegt ungefähr 6.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von ca. 70 Lichtjahren.

Er gehört zu einer weitläufigen Region junger und massereicher Sterne im Bereich der Cygnus-OB3-Assoziation. Diese Sterne sind erst wenige Millionen Jahre alt und geben große Mengen energiereicher ultravioletter Strahlung ab.

Als eine der wichtigsten Ionisationsquellen von Sh2-101 gilt der heiße O-Stern HD 227018. Unmittelbar bei HD 227018 ist eine auffällige bogenförmige Schalenstruktur zu erkennen. Wissenschaftliche Untersuchungen deuten darauf hin, dass es sich dabei um einen möglichen Bow Shock handeln könnte, der durch den starken Sternwind und die Bewegung des O-Sterns durch das umgebende Gas entsteht. Seine intensive ultraviolette Strahlung entreißt den Wasserstoffatomen im umgebenden Gas ihre Elektronen. Wenn sich Elektronen und Atomkerne später wieder verbinden, wird Energie in Form charakteristischer Emissionslinien abgegeben.

Besonders stark ist die tiefrote Hα-Strahlung bei einer Wellenlänge von 656,3 Nanometern. Sie dominiert die hellen roten Bereiche meiner Aufnahme. Zusätzlich ist Licht des zweifach ionisierten Sauerstoffs, kurz O III, vorhanden. Diese Emission liegt im blaugrünen Bereich des sichtbaren Spektrums.

Eine Landschaft aus Gas und Staub
Der Tulpennebel besteht nicht aus einer gleichmäßig leuchtenden Gaswolke. Helle Emissionsfronten wechseln sich mit dunklen Bereichen aus kaltem Gas und interstellarem Staub ab.

Die ultraviolette Strahlung und die starken Sternwinde der jungen massereichen Sterne formen das umgebende Material. Dabei entstehen gekrümmte Fronten, Hohlräume, dunkle Säulen und verdichtete Staubwolken. Einige Bereiche werden langsam abgetragen, während sich das Material an anderen Stellen verdichtet.

Die heutige Gestalt des Nebels ist daher nur eine Momentaufnahme. Über astronomische Zeiträume verändert sich die Form ständig. Die charakteristische Tulpe wird durch dieselben Kräfte geformt, die gleichzeitig das Gas ionisieren und möglicherweise die Entstehung neuer Sterne anregen.

Cygnus X-1 – ein Schwarzes Loch in unmittelbarer Nachbarschaft
Nur ungefähr 15 Bogenminuten vom Tulpennebel entfernt befindet sich Cygnus X-1, eine der stärksten kosmischen Röntgenquellen am Himmel. Das System wurde 1964 bei Messungen mit Höhenforschungsraketen entdeckt und entwickelte sich später zu einem der ersten überzeugenden Kandidaten für ein stellares Schwarzes Loch.

Cygnus X-1 ist ein "Doppelsternsystem". Es besteht aus dem heißen blauen Überriesen HDE 226868 und einem Schwarzen Loch mit ungefähr 21 Sonnenmassen. Beide Objekte umkreisen einander innerhalb von etwa 5,6 Tagen.

Das Schwarze Loch selbst sendet kein Licht aus. Seine starke Gravitation zieht jedoch Materie aus dem Sternwind des Begleitsterns an. Ein Teil dieses Materials bildet eine extrem heiße Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch. In ihrer unmittelbaren Umgebung entstehen die intensiven Röntgenemissionen, durch die Cygnus X-1 entdeckt wurde.

Relativistische Jets und eine sichtbare Stoßfront
Nicht die gesamte Materie der Akkretionsscheibe fällt in das Schwarze Loch. Ein Teil wird entlang der Rotationsachse des Systems in zwei schmal gebündelten Jets nach außen geschleudert. Die darin enthaltenen Teilchen bewegen sich mit einem erheblichen Anteil der Lichtgeschwindigkeit.

Einer dieser Jets trifft auf eine dichtere Region des interstellaren Mediums. Dabei wird das umgebende Gas komprimiert und auf hohe Temperaturen erhitzt. Es entsteht eine bogen- beziehungsweise ringförmige Stoßfront.

Untersuchungen der Hα- und O-III-Emission zeigen, dass es sich wahrscheinlich um eine vom Jet angetriebene radiative Stoßwelle handelt. Die Geschwindigkeit der Stoßfront wird auf mindestens etwa 100 Kilometer pro Sekunde geschätzt. Besonders auffällig ist eine dünne äußere Schale mit einem hohen Anteil an O-III-Emission.

Diese Struktur ist nicht Teil des Tulpennebels, sondern ein eigenständiges, durch Cygnus X-1 angetriebenes Gebilde. Lediglich aus unserer Blickrichtung erscheint sie unmittelbar neben Sh2-101.

Die Stoßfront in meiner Aufnahme
In der sternlosen Version meiner Aufnahme ist die Stoßfront rechts oberhalb des Tulpennebels als sehr schwacher, blaugrüner Bogen zu erkennen. In der zusätzlich markierten Version ist ihre Position durch einen Kreis hervorgehoben.

Ihre bläulich-grüne Farbe entsteht durch die vergleichsweise starke O-III-Emission des angeregten Sauerstoffs. Im Gegensatz dazu wird der Tulpennebel überwiegend durch die rote Hα-Strahlung des ionisierten Wasserstoffs geprägt.

Die unterschiedliche Farbe trennt die beiden physikalischen Vorgänge besonders schön voneinander: Im Tulpennebel dominiert die Photoionisation durch die ultraviolette Strahlung heißer Sterne. Die Struktur bei Cygnus X-1 entsteht dagegen durch eine schnelle Stoßwelle, bei der der energiereiche Jet des Schwarzen Lochs auf das interstellare Medium trifft.

Cygnus X-1 selbst ist in der sternlosen Bearbeitung nicht zu erkennen, da bei dieser Darstellung die Sterne aus dem Bild entfernt wurden. Sichtbar bleibt jedoch die schwache Spur seiner Wechselwirkung mit der Umgebung.

Sichtbare Spuren eines unsichtbaren Objekts
Der Tulpennebel ist bereits für sich genommen eine faszinierende Region aus leuchtendem Gas, dunklen Staubwolken und jungen massereichen Sternen. Die unmittelbar daneben sichtbare Stoßfront von Cygnus X-1 macht dieses Bild jedoch besonders interessant.

Sie zeigt indirekt die gewaltige Energie eines Schwarzen Lochs. Das Schwarze Loch selbst bleibt unsichtbar, doch sein Einfluss lässt sich über die Röntgenstrahlung der heißen Akkretionsscheibe und über die Wechselwirkung seiner Jets mit dem interstellaren Gas nachweisen.

Für mich liegt genau darin der besondere Reiz dieser Aufnahme: Sie zeigt nicht nur einen eindrucksvollen Emissionsnebel, sondern auch eine schwache sichtbare Spur eines der berühmtesten Schwarzen Löcher unserer Milchstraße.

Die Daten:
Lacerta 80/500mm auf Juwei-14
Asi533MC-Pro mit TS Photoline 0.79x Reducer und SV220 Dual-Narrowband Filter
50x180s Lights
Mit Darks und Flats korrigiert
Gestacked mit Sharpcap
Bearbeitet mit Siril und Darktable