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große planetaries

 

 

Sharpless 216, Stephane Zoll

E

Einführung Observing Guide Beobachtungen Daten

    

 

Große Planetarische Nebel beobachten

Die großen alten Planetaries umgibt ein gewisser Nimbus: Sehr groß, extrem schwach und an der Grenze bzw. jenseits der Wahrnehmbarkeit.

Im Gegensatz zu anderen großen und schwachen Objekten, wie zum Beispiel vielen Vertretern der Zwerggalaxien, sind sie jedoch Linienstrahler, was die Grenzen der Beobachtbarkeit ganz enorm erweitert. Mit einem OIII-, UHC- oder von Fall zu Fall auch einem H-beta-Filter rücken einige der großen PN auch in visuelle Erreichbarkeit, obwohl sie selbst auf den tief belichteten Platten der Palomar Sky Survey zum Teil kaum auszumachen sind.

Von wenigen helleren Vertretern abgesehen, wie dem Hantelnebel, Abell 21 oder dem Helix-Nebel, benötigen die meisten der großen PN trotzdem einen sehr dunklen Himmel um die meist nur sehr geringen Kontraste zum Hintergrund wahrnehmen zu können.

 

Wechselwirkung der PN mit dem interstellaren Medium

 

Während bei jungen Planetarischen Nebeln der Zentralsstern ordentlich in der Mitte der Gashülle sitzt, ist dies bei den großen alten PN nicht unbedingt der Fall. Hat sich der Vorläuferstern vor Bildung des PN durch das Weltall bewegt, so wird das nach der Bildung des PN der Zentralstern und die Hülle des PN weiterhin tun, wenigstens solange nichts im Weg steht.

In der Regel steht jedoch etwas im Weg, nämlich das interstellare Medium (ISM), dessen Dichte sehr unterschiedlich sein kann. Bewegt sich ein PN durch dichtere Zonen des ISM, so wird das den kleinen Zentralstern wenig beeinflussen, da er aufgrund seiner Kleinheit nur einen geringen Wirkungsquerschnitt besitzt. Die sehr große Hülle hingegen wird sehr stark mit dem ISM interagieren, insbesondere bei alten PN, deren Hülle schon stark verdünnt ist und deren Dichte schon langsam in ähnliche Größenordnungen abgesunken ist wie die des ISM. In Folge können sich verschiedene Phänomene ausbilden:

1) Zum einen kann es zur Ausbildung einer Schockfront in Bewegungsrichtung des PN kommen. Deutliche Schockfronten finden sich zum Beispiel bei HFG 1, PFP 1, Abell 31 oder Abell 35.

2) Des weiteren wird der PN auf seinem Weg durch das ISM Material der PN-Hülle hinter sich zurück lassen, es bildet sich somit eine schwache Spur hinter dem PN aus. Solche "trails" gibt es zum Beispiel bei HFG 1 oder Sharpless 68 (wobei genau dies bei letzterem von David Frew in Frage gestellt wird, siehe weiter unten).

3) Der Zentralstern befindet sich aufgrund dieser differentiellen Abbremsung nicht mehr im Zentrum des PN, sondern eilt ihm voraus und man beobachtet einen "Runaway"-Zentralstern.

4) Letzteres führt dazu, dass OIII-Emission, die eine hohe Energie der ionisierenden Strahlug erfordert, nur in der näheren Umgebung des Zentralsterns stattfindet, innerhalb der sogenannten OIII-Strömgren-Zone des Zentralsterns. HII-Emission hingegen kann sich weiterhin über die gesamte Hülle erstrecken. Die Folge ist, dass in OIII und HII unterschiedliche Bereiche des PNs sichtbar sind, die zueinander verschoben sind. Bei dieser Verschiebung der Strahlungsgebiete ist das OIII-leuchtende Gebiet in Bewegungsrichtung zum vorauseilenden Zentralstern hin verschoben.

 

Borkowski, Sarazin, Soker (1990) Interaction of planetary nebulae with the interstellar medium. Astrophysical Journal 360:173

Tweedy, Kwitter (1996) An atlas of ancient PN and their interaction with the interstellar medium. ApJS 107:255

 

 

Visuelle Beobachtung der Verschiebung der Strahlungsgebiete

Die aus Punkt 4 resultierende Verschiebung kann bei einigen der großen PN auch visuell beobachtet werden, wie zum Beispiel DeHt 5 oder Sharpless 68. Die beeindruckendste Verschiebung ist jedoch bei Sharpless 174 zu beobachten (siehe Aufnahmen rechts):

Sharpless 174 gehört mit 10'x15' zu den ganz großen Planetarischen Nebeln. Bei ihm wurde eine relativ hohe Relativbewegung des Zentralsterns zur Hülle beobachtet. Bei seiner Bewegung durch das ISM verliert er seine PN-Hülle und zieht sie als im HII-Licht sichtbare Spur hinter sich her, die auf dieser Aufnahme von Don Goldman gut verfolgt werden kann. Der Zentralstern ist also schon lange nicht mehr im Zentrum der HII-Emission. Sh2-174 wurde aufgrund des scheinbaren Fehlens eines Zentralsterns deshalb auch zeitweise als HII-Region klassifiziert. Der im OIII-Licht sichtbare Teil des Nebels hingegen befindet sich hingegen konzentrisch um den heißen Zentralstern. Die im HII und im OIII sichtbaren Nebelteile sind somit gegeneinander verschoben.

Genau dies kann auch visuell beobachtet werden. Der Nebel ist zwar nur sehr schwach, dennoch ist bei Wechsel zwischen H-beta- und OIII-Filter eine Verschiebung des Lichtflecks merkbar. Insgesamt erscheint der PN diffus mit unklarer Begrenzung. OIII-Emission ist vor allem im NW-Teil zu beobachten, H-betaund somit HII um einiges ausgedehnter im SE-Teil, entsprechend der Aufgliederung, die auch in Linienfilteraufnahmen zu sehen ist. Mit UHC-Filter sind beide Anteile drin und der PN erscheint rund.

Aufgrund des Fehlens eines Bow-Shocks, der dem PN in Bewegungsrichtung vorauseilt, und mehrerer anderer Gründe wird der Status von DeHt 5, Sharpless 68 und Sharpless 174 als echte PN von David Frew in Frage gestellt. Vielmehr seien die beobachtbaren Objekte vom wandernden Stern ionisiertes ISM (also Strömgren-Sphären) und die "zurückbleibenden" HII-Bereiche bzw. Tails resultieren aus der bei dieser ISM-Dichte relativ großen Rekombinationszeit für HII.

 

RW Tweedy, R Napiwotzki, The planetary nebula abandoned by its central star

 

Sharpless 68 von Dean Salman

Verschiebung und HII Spur sind sichtbar

 

Sharpless 174 von Stephane Zoll

Verschiebung deutlich sichtbar

 

Filterwahl bei der Beobachtung extrem schwacher PN

 

Hilfreich bei der Beurteilung der optimalen Filterwahl ist neben dem reinen Ausprobieren ein Vergleich der Helligkeit des PN auf den blauen und den roten POSS II Platten. Die relative spektrale Empfindlichkeit unseres Auges im Dämmerungssehen entspricht grob der der blauen POSS II Platten, die ihre maximale Empfindlichkeit zwischen 450 und 550 nm haben, während die roten POSS II Platten vor allem im Bereich von 620 bis 700 nm empfindlich sind (die POSS I Emulsionen hatten hingegen eine andere Verteilung, nämlich von 350 bis 500 nm bzw. von 620 bis 670 nm).

Der Vergleich der blauen und roten POSS II Bildern kann außerdem einen Hinweis auf den Anregungsgrad der Gas-Schalen des Planetaries geben. Die OIII-Linien des zweifach ionisierten Sauerstoffs liegen bei  501nm und 496nm (nur ein Drittel der Intensität der höheren Linie), während die HII-Linien des ionisierten Wasserstoffs bei 656 nm (H-alpha) bzw. bei 486nm (H-beta, nur ein Drittel der Intensität von H-alpha) emittiert wird. Erscheint in PN vor allem auf den blauen Platten hell, ist es in erster Linie ein Objekt für OIII-Filter. Ist er auf den roten Platten heller, so kann dies auf die H-alpha Linie und somit eine große Linienstärke in HII zurück zu führen sein. Da dies automatisch auch Emission in H-beta beinhaltet, ist in diesem Fall ein UHC-Filter, der die H-beta Linie mit beinhaltet, oftmals besser.

Einige der PN (vor allem die ganz großen und ältesten) haben jedoch ihre größte Linienstärke in NII (655nm und 658nm), so dass "hell" auf den roten Platten nicht unbedingt gleichbedeutend mit hoher HII Linienstärke (in dem Fall H-alpha bei 656nm) ist! Da die meisten fotografischen H-alpha Filter (mit Ausnahme der 3nm-Filter) neben H-alpha auch NII voll durch lassen, wird selbst auf "H-alpha"-Aufnahmen meist gar nicht zwischen HII und NII differenziert. In diesen Fällen kann der OIII-Filter selbst bei auf Aufnahmen "tiefrot" erscheinenden Planetaries die bessere Wahl sein. Unter sehr guten Bedingungen kann sogar die Beobachtung mit UHC oder ohne Filter die besten Ergebnisse liefern (siehe hier).

Die Abbildungen rechts zeigen spektroskopische Ergebnisse für einen dieser großen PN, PFP 1, der in erster Linie NII-Emission zeigt. Die obere Abbildung zeigt die Position des Spektrographen-Spaltes an der NE-Kante des PN (sowie der Kontrolle). Die mittlere Abbildung zeigt ein Spektrum über den sichtbaren Bereich, in dem im blau-grünen Bereich die OIII-Linie bei 501nm und die H-beta-Linie bei 486 nm etwa gleich stark sind. Die untere Vergrößerung zeigt den Hauptbereich der Emission im roten Spektralbereich, in dem die NII-Spektrallinien klar über H-alpha dominieren.

Abbildungen nach:  Pierce, Frew, and Parker 2004.

 

 

Der Large PN Beobachtungsatlas

In dem Beobachtungsatlas ist eine (nicht vollständige) Liste von 38 großen PN (Durchmesser > 5') vorgestellt mit DSS Bildern, Aufsuchkarten und größtenteils Objektbeschreibungen am Okular meines 22" Dobsons.

 

 

 

Download des Large PN Beobachtungs-Atlas

 

 (pdf-File 30 MByte, Version 03/2013)

 

 

 

Literatur

Borkowski, Sarazin, Soker (1990) Interaction of planetary nebulae with the interstellar medium. Astrophysical Journal 360:173

 

Tweedy, Kwitter (1996) An atlas of ancient PN and their interaction with the interstellar medium. ApJS 107:255

 

Madsen, Frew, Parker, Reynolds, Haffner (2006) An Optical Emission Line Survey of Large Planetary Nebulae. Proceedings of the International Astronomical Union 2:455

 

Tweedy, Napiwotzki,(1994) The planetary nebula abandoned by its central star. Astronomical Journal 108:978

 

David Frew, PhD thesis

 

Links

 

Jens Bohle    Informationen über die größten PN

Stathis Kafalis   Beobachtungen einiger großer PN

Uwe Glahn    große Sammlung von Beobachtungen und Zeichnungen

 

Aufnahmen großer PN

Stephane Zoll

Don Goldman

Alessandro Maggi  

Filipe Alves

Dean Salman 

JP Metsävainio

Nicolas Outters

Travis Rector & Heidi Schweiker (NOAO)

Marco Lorenzi

Adam Block

PuWe 1, Filipe Alves, www.manalokos.com

 

MWP 1, Filipe Alves, www.manalokos.com

 

HFG 1, NOAO/AURA/NSF

 

Ja

Jacobi 1, Stephane Zoll, www.astrosurf.com/zoll

 

Bilder und Beobachtungen

Die hier gezeigten POSS II Komposite haben eine einheitliche Größe von 30'x30' (außer bei den größten). Bei den schwächsten PN sind auch invertierte kontrastverstärkte Bilder gezeigt (Mouseover).

 

Unter den Beschreibungen sind Links zu hervorragenden Aufnahmen der Objekte.

 
Sharpless 216 in Perseus

04 45 00   +46 49 00   100'

Die ist der gegenwärtig größte bekannte sichere Planetarische Nebel, in einer Distanz von etwa 400 - 600 Lj. Die Stelle mit höchstem Kontrast zum Hintergrund ist die NE Kante, die man mit OIII-Filter schön abfahren kann. Kann aufgrund der Größe in größeren Teleskopen um einiges schwieriger werden als mit mittlerer Öffnung. Mit meinem 22" Dobson ist dieser PN schwierig auszumachen, während er in meinem 80mm Refraktor ohne Probleme zu sehen ist.

Die OIII-Bereiche des PNs sind kleiner als die in HII oder NII leuchtenden Bereiche, von denen die NII-Bereiche am meisten Struktur zeigen.

(Bildgröße 90'x90')

paper by Fesen et al., 1981

paper by Tweedy et al., 1995

Stephane Zoll

Dean Salman

 

narrowband images by Stephane Zoll

HII + NII (mouseover: OIII)

Outters 4 in Cepheus

21 11 48   +59 59 12   69'x20'

Das ist eine spektakuläre Neuentdeckung des französischen Amateurs Nicolas Outters, welche den  Namen Giant Squid Nebula trägt. Die wahre Natur des hauptsächlich in OIII strahlenden Objekts ist noch unklar und es ist zur Zeit als "possible planetary nebula" gelistet. Möglicherweise handelt es sich auch um einen Outflow eines massereichen jungen Sterns, HR8119 (Acker and co-workers).

Outters 4befindet sich scheinbar innerhalb der großen HII-Schale von Sharpless 129. Der zentrale helle Stern ist vermutlich nicht der "Zentralstern", sondern befindet sich im Hintergrund. Die Entfernung von Ou 4 wird auf 75 bis 150 Lj. geschätzt, so dass er mit 69 Bogenminuten nicht nur einer der größten sondern vermutlich auch der nächste PN wäre.

(Bildgröße 120'x120')

Mit 7mm AP und OIII wurde an der  NE Seite des südlichen Teils die hellste Front vermutet, äußerst unsicher.

paper by Acker et al., 2012

Nicolas Outters

Die Entdeckungsgeschichte

Stephane Zoll

Lee Buck

Capella

 

(SII/HII/OIII, by Nicolas Outters)

mouse-over for OIII

TK 2 (PN G096.8+31.9 um Zentralstern RE1738 +665) im Drachen

17 38 02   +66 53 48   ~ 60'

Tweedy-Kwitter 1 und 2 sind extrem schwache PN, die bei einer Suche um potentielle Zentralsterne gefunden wurden. TK2 ist etwa 600 Lj. entfernt und möglicherweise eine Strömgren-Sphäre und kein PN.

Noch nicht versucht, auf dem DSS nicht sichtbar, vor allem NII und somit vermutlich visuell nicht machbar (Größe 60')

(Bildgröße 90'x90')

paper by Tweedy and Kwitter, 1994

 

TK 1 (PN G191.4+33.0 um Zentralstern Ton 320) im Krebs

08 27 06   +31 30 09   ~ 30'

Tweedy-Kwitter 1 und 2 sind extrem schwache PN, die bei einer Suche um potentielle Zentralsterne gefunden wurden. TK1 ist etwa 2000 Lj. entfernt.

Noch nicht versucht, auf dem DSS nicht sichtbar, vor allem NII und somit vermutlich visuell nicht machbar (Größe 30')

(Bildgröße  60'x60')

paper by Tweedy and Kwitter, 1994

Alessandro Maggi

 

Weinberger-Dengel 1 (WeDe 1) oder Weinberger-Dengel-Hartl-Sabbadin 1 (WDHS 1) in Orion

05 59 24   +10 41 40   22'x17'

Bei einem ersten Versuch konnte ich an der Stelle nichts sehen. Bei weiteren Versuchen wurde eine nach N und W begrenzte runde gefüllte Fläche mit OIII vermutet, die nach S ausläuft. Sehr unsicher. 

Das Rot des PNs stammt vorwiegend von NII, welches 4x stärker als HII ist (Frew 2013). Die Entfernung des PNs beträgt etwa 3000 Lj.

(Bildgröße 40'x40')

paper by Weinberger et al., 1983

Ernst von Voigt

Stephane Zoll

 

Purgathofer-Weinberger 1 (PuWe 1) in Lynx

06 19 34   +55 36 42   20'

PuWe 1 (Entfernung etwa 500 - 1300 Lj.) erscheint bei exzellenten Bedingungen, Minimalvergrößerung, 7 mm Austrittspupille und OIII-Filter (Lumicon) als extrem schwache Scheibe mit relativ gut definierter Kante von SE über S bis W. Der PN erscheint dabei nicht ring- oder sichelförmig, sondern flächig. Nach NE wird der PN schwächer und verschmilzt mit dem Hintergrund.

paper by Purgathofer and Weinberger, 1980

Filipe Alves

Don Goldman

Stephane Zoll

Manuel Jimenez

 

Pierce-Frew-Parker 1 (PFP 1) in Monoceros

07 22 18   -06 21 46   19'x18'

Ich hatte das "helle" Filament an der N-Kante probiert, das auf breitbandigen "H-alpha"-Aufnahmen relativ deutlich rüber kommt und von Interaktion mit dem ISM her rührt. Der größte Teil der Emission im Roten ist jedoch nicht HII, sondern NII. Von daher ist der H-beta-Flux sogar geringer als der in OIII, weshalb der OIII- oder UHC-Filter hier der Filter der Wahl wäre. Bei meinem Beobachtungsversuch habe ich das Segment an der N-Kante bestenfalls "vermutet".

paper by Pierce et al., 2004

Ernst von Voigt

Capella

Marco Lorenzi

 

Helix-Nebel (NGC 7293)

22 29 39   -20 50 14   18'

Der Helix-Nebel (Entfernung 630 -1000 Lj.) ist hier in erster Linie als Vergleich gezeigt, um die enormen Helligkeitsunterschiede zu den andern großen PN zu verdeutlichen. Die meisten der anderen großen PN haben Helligkeiten, die eher dem des äußeren Halos von NGC 7293 entsprechen als dem PN selbst.

Die Halostrukturen sind extrem schwach und strahlen in erster Linie in den für die visuelle Beobachtung sehr ungünstigen NII-Linien. Trotz mehrfacher Beobachtungsversuche unter zum Teil exzellenten hochalpinen Bedingungen konnte ich keine dieser äußeren Strukturen bisher sicher beobachten.

Halobeobachtungen von Johannes Brachtendorf

Don Goldman

 

Abell 31 in Cancer

08 54 13   +08 53 58   17'x16'

Mit einer Größe von 17'x16' ist dies der größte Abell PN, von dem jedoch in OIII nur der zentrale Bereich sichtbar ist. Seine Entfernung beträgt etwa 1400 Lj.

Mit OIII-Filter erscheint Abell 31 sofort diffus mit nicht scharf definierten Begrenzungen. Interne Struktur ist angedeutet, aber schwierig zu halten.

paper by Abell, 1966

Don Goldman

Capella

Adam Block

 

Ishida-Weinberger 2 (IsWe 2) in Cepheus

22 13 22   +65 53 55   16'x14'

Mit 7mm AP und H-beta-Filter als große und extrem schwache flächige Aufhellung gesehen. N und E rund, im SW weniger definiert.

IsWe2 ist etwa 2000  Lj. entfernt.

paper by Ishida and Weinberger, 1987

Alessandro Maggi

 

Abell 35 in Hydra

12 53 41   -22 51 42   16'x11'

Abell 35 ist mit 16'x11' der zweitgrößte der Abell PN, wobei in OIII jedoch lediglich der innere Bereich sichtbar ist. Seine Entfernung beträgt etwa 700 Lj. und er ist möglicherweise eine Strömgren-Sphäre und kein echter PN (Frew, thesis).

Mit OIII-Filter ist dieser große PN sofort drin als diffuse Aufhellung um eine Gruppe aus drei Sternen. Die Band-Struktur im Südteil ist angedeutet. Der PN befindet sich in etwa 500 Lj. Entfernung.

paper by Abell, 1966

Capella

 

Heckathorn-Fesen-Gull 1 (HFG 1) in Cassiopeia

03 03 48   +64 53 28   15'

Trotz hohen OIII-Anteils der Gesamtemission ist das Teil visuell nicht einfach. Erscheint mit OIII-Filter als unregelmäßige, extrem schwache Aufhellung.

paper by Fesen, Gull and Heckathorn, 1982

Stephane Zoll (note the trail of the PN in the enhanced image)

Don Goldman

NOAO

Ken Crawford

 

Abell 74 in Vulpecula

21 16 52   +24 08 51   15'x13'

Mit UHC und 7mm AP als extrem schwache große Aufhellung gesehen. Kanten sind zum Teil definiert.

Die Entfernung dieses PNs beträgt etwa 3000 Lj.

paper by Abell, 1966

Capella

Don Goldman

NOAO

Abell 7 in Lepus

05 03 08   -15 36 13   15'x11'

Erscheint mit OIII als extrem schwache, große und diffuse Aufhellung N eines auffälligen Sternenmusters.

Abell 7 ist etwa 1200 Lj. entfernt.

paper by Abell, 1966

Ernst von Voigt

Jim Shuder

Don Goldman

 

Sharpless 174 in Cepheus

23 46 49   +80 56 20   15'x10'

Schon mehrfach beobachtet mit OIII-, H-beta- und UHC-Filter. Dabei sind unterschiedliche Bereiche des PN sichtbar, was an der Verschiebung des Lichtflecks bei Filterwechsel merkbar ist. Der PN ist diffus mit unklarer Begrenzung. OIII-Emission ist vor allem im NW-Teil zu beobachten, H-beta um einiges ausgedehnter im SE-Teil, entsprechend der Aufgliederung, die auch in Linienfilteraufnahmen zu sehen ist. Mit UHC-Filter sind beide Anteile drin und der PN erscheint rund.

Sharpless 174 ist möglicherweise eine Strömgren-Sphäre und kein PN (Frew, Thesis).

paper by Tweedy and Napiwotzki, 1994

Don Goldman

Dean Salman

Stephane Zoll

 

Ishida-Weinberger 1 (IsWe 1) in Perseus

18 25 11   +00 51 17   14'

Mit OIII/H-beta/UHC nichts Definitives zu sehen. Nach Madsen et al., hat dieser PN etwa gleiche Linienstärke in OIII und H-beta.

paper by Ishida and Weinberger, 1987

Alessandro Maggi

 

Sharpless 68 in Serpens

18 25 11   +00 51 17   13'

Relativ heller PN mit Run-Away-Zentralstern. Erscheint mit OIII als zarte Aufhellung mit gleichmäßiger Oberflächenhelligkeit und diffusem Rand. Der nach N wegziehende Teil (siehe Dean Salmans Aufnahme ganz oben) konnte nicht beobachtet werden.

Nach Frew (Thesis) ist Sharpless 68 ionisiertes ISM und kein echter PN.

paper by Fesen, Gull and Heckathorn, 1982

Dean Salman

Jim Shuder

 

Sharpless 176 in Cassiopeia

00 31 53   +57 22 33   13'x11'

Schon mehrfach probiert mit allen verfügbaren Filtern, aber erfolglos.

Emission im Roten ist zum großen Teil NII (Linienstärke beträgt das 2.3-fache der in H-alpha).

paper by Sabbadin, Minello and Bianchini, 1977

Alessandro Maggi

Stephane Zoll

 

Ellis-Grayson-Bond 6 (EGB 6) in Leo

09 53 00   +13 44 50   13'x11'

Mit 7mm AP und OIII-Filter konnte eine extrem schwache Aufhellung beobachtet werden. Der PN erscheint dabei nicht ringförmig, sondern als flächige, ungefähr runde Aufhellung.

EGB 6 ist etwa 2000 Lj. entfernt.

paper by Ellis, Grayson and Bond, 1984

Alessandro Maggi

Don Goldman

Chris Schur

Stephane Zoll

 

Motch-Werner-Pakull 1 (MWP 1) in Cygnus

21 17 07   +34 12 40   13'x9'

Mit OIII-Filter ist zunächst der zentrale S-Teil als diffuse, sehr schwache ovale Aufhellung zu sehen. Weitere, etwas schwächere OIII-Bereiche befinden sich auf der E- und W-Seite und sind ebenfalls beobachtbar.

Filipe Alves

Don Goldman

Lionel Mulato

Kitt Peak

 

Abell 21 in Gemini

07 29 03   +13 14 30   12'x9'

Heller PN, der sehr gut auf OIII reagiert und zunächst seine Sichelform mit Filament-Struktur zeigt. Der PN erscheint gefüllt mit erheblich schwächerer OIII-Emission. Auch der NW-Rand ist sichtbar als extrem schwache OIII-Gegensichel entlang eines schwachen Sternenbogens.

Abell 21 ist etwa 2000 Lj. entfernt.

paper by Abell, 1966

Don Goldman

JP Metsavainio

Ken Crawford

Heidi Schweikert and Travis Rector

 

Jacoby 1 in Bootes

15 21 47   +52 22 05   11'

Schon mehrfach probiert, unter sehr guten Bedingungen mit OIII ein Teil der Schale über etwas mehr als 90° um den überlagerten Stern vermutet, Stern steht dabei eher innerhalb der Schale. Allerdings sind in dem Bereich auch schwache Sterne vorhanden (einige sichtbar), die trügerisch sein können.

paper by Jacoby and Van de Steene, 1995

Alessandro Maggi

Mischa Schirmer

Stephane Zoll

 

Sharpless 78 / Capellaro-Turatto-Salvadori-Sabbadin 3 (CTSS 3) in Aquila

19 03 08   +14 06 57   11'x9'

Extrem schwaches Objekt, das sich zwischen zwei Sternen durch zieht. Südwestlicher Teil relativ gut begrenzt und grob rechteckig, nordwestlicher Teil größer und diffuser. Mit UHC am besten, aber auch mit OIII und H-beta sichtbar. Sternendichte ist sehr störend in diesem Bereich der Milchstraße.

NII ist etwa 4-fach stärker als H-alpha, OIII und H-beta sind in etwa gleich stark.

paper by Capellaro et al., 1990

Dean Salman

 

Hartl-Dengel-Weinberger 3 (HDW 3) or HaWe 4 in Perseus

03 27 15   +45 24 19   9'

Mit OIII und 7mm AP als extrem schwache große Aufhellung vermutet.

OIII ist bei diesem PN stärker als H-alpha.

paper by Hartl and Weinberger, 1987

Jim Shuder

NOAO

Dengel-Hartl 5 (DeHt 5) in Cepheus

22 19 34   +70 56 01   9'

Mit OIII-Filter als extrem schwache, diffuse und runde Aufhellung sichtbar, die bei Field-Sweeping immer wieder auftaucht. Nicht sichelförmig, wie der H-alpha-Anteil auf dem DSS-Bild, sondern eher wie der runde Beitrag von der blauen DSS.

DeHt 5 ist möglicherweise ionsiertes ISM und kein echter PN (Frew, thesis).

paper by Dengel, Hartl and Weinberger, 1980

Filipe Alves

Don Goldman

 

Longmore-Tritton 5 (LoTr 5) in Coma Berenices

12 55 34   +25 53 28   9'

Vergleichsweise einfach mit OIII  (nur sehr schwach anstatt extrem schwach ) und schon mehrfach beobachtet. Schwache Scheibe mit recht guter Kante nach S auf Höhe eines schwächeren Sterns zwischen Zentralstern und dem hellen Stern ganz im S. Auch mit UHC sichtbar mit etwas weniger Kontrast.

paper by Longmore and Tritton, 1980

Capella

Stephane Zoll

 

Simeis 22 in Cassiopeia

01 30 40   +58 22 00   9'x8'

Sehr schöne Sichel, sozusagen Abell 21 durch einen Graufilter. Erscheint nach längerer Beobachtung (am besten OIII)  leicht strukturiert mit Filamenten.

NII ist bei diesem PN etwa 1.9-fach stärker als H-alpha.

Dean Salman

JP Metsavainio

 

NGC 1360 in Fornax

03 33 14   -25 52 18   9'x5'

Heller PN mit auffälligem Zentralstern. Reagiert sehr gut auf OIII und erscheint oval (N-S) mit dunklerer SE-Ecke.

Ernst von Voigt

Don Goldman

 

Hantelnebel M27

19 59 36   +22 43 00   8'x6' (15'x12' halo)

Gehört zu der illustren Gruppe der großen PN eigentlich nur aufgrund seines größeren äußeren Halos . Im Vergleich zu den anderen sieht die Aufnahme schon ganz schön ausgebrannt aus . Helligkeitsmäßig  spielt M27 von daher  in einer völlig anderen Liga und lediglich das zarte äußere Halo entspricht der Helligkeitsklasse der meisten anderen großen PN. Halo am besten mit OIII jeweils an den Seiten mit den "Ohren".

Extreme Halo-Aufnahme von Filipe Alves

JP Metsavainio

 

Abell 29 in Pyxis

08 40.2   -20 54 00   8'

Noch nicht beobachtet.

Nach Tweedy and Kwitter und Frew ist bei diesem PN (wie bei vielen der alten PN) die Linienstärke in NII etwa 6x größer als in  HII, wobei auch Strahlung in OIII nachgewiesen wurde. Von daher ist dieser PN trotz der roten Farbe nicht zwangsläufig ein H-beta-Objekt.

paper by Abell, 1966

 

Abell 36 in Virgo

13 40.7   -19 53 00   8'

Eine weiterer großer und relativ heller Abell PN mit einem Durchmesser von etwa 8', der auch im IC als IC 972 verzeichnet ist.

Mit OIII-Filter ist dieser PN (Entfernung 800Lj.) recht deutlich um seinen Zentralstern sichtbar. Die Scheibe erscheint leicht ringförmig mit dunklerem Zentrum.

paper by Abell, 1966

Capella

 

Kohoutek 2-2 in Monoceros

06 52 28   +09 58 17   7'

Mit OIII-Filter erscheint der PN nicht sichelförmig, sondern als extrem schwache Scheibe, die immer wieder indirekt aufblitzt. Sie entspricht in Größe und Lage der schwachen, weißlichen Aufhellung im DSS-Komposit.

K 2-2 ist in OIII stärker als in H-alpha.

 

Stephane Zoll

 

Jones-Emberson 1 (VV 47) in Lynx

07 57 51   +53 25 16   7'x6'

Relativ heller PN. Erscheint als Ring mit dunklerem Zentrum. Der Ring hat symmetrisch zwei hellere Verdickungen and den NW- und SE-Seiten.

JPM Astroanarchy

Adam Block

 

Hartl-Dengel-Weinberger 2 (HDW 2)/Sharpless 200 in Cassiopeia

03 11 00   +62 48 00   6'

Mit OIII-Filter erscheint der PN als ganz schwache aber sichere Aufhellung um den zentralen Sternenbogen und erstreckt sich um einiges über ihn hinaus, vor allem nach Norden.

paper by Hartl and Weinberger, 1987

Don Goldman

Dean Salman und Jim Janusz detektieren auf ihren Aufnahmen ein sehr schwaches äußeres Halo, das die Größe dieses PNs auf fast 40' vergrößert und ihn zu einem der größten überhaupt macht. Dieses Halo wird auch schon im Entdeckungspaper erwähnt.

 

Yerkes-McDonald 16 (YM 16) in Serpens Cauda

18 54 57   +06 02 31   6'

Erfolglos mit allen verfügbaren Filtern und ohne Filter und 5-7mm AP.

Das Verhältnis NII/H-alpha beträgt bei diesem PN 3.0 (Frew, thesis), die rote Emission ist also in erster Linie NII, nicht H-alpha.

paper by Johnson, 1955

Don Goldman

Jim Shuder

 

Ear Nebula IPHASX J205013.7 + 465518 in Cygnus

20 50 05   +46 52 48   6'

Dieser PN wurde 2009 von der IPHAS Survey als IPHASX J205013.7 + 465518 (x für extended object) entdeckt. Auf der DSS-Aufnahme ist der PN kaum zu sehen, im OIII aber recht hell, siehe die fantastische Aufnahme von Don Goldman (Link unten).

Am besten bei 100x und 5.2mm AP und OIII-Filter. Große flächige und extrem schwache strukturierte Aufhellung. Nordkante rund, nach S weniger definiert. Zentraler Bereich deutlicher, erstreckt sich NNE/SSW elongiert durch den PN.

paper by Sabin et al., 2010

Don Goldman

 

mouseover: Overlay mit Sabin-OIII-Aufnahme

 

T.A. Rector (University of Alaska Anchorage) and H. Schweiker (WIYN and NOAO/AURA/NSF)

 

Abell 24 in Canis Minor

07 51 38   +03 00 27   6'

 

Dies ist ein weiterer der rot erscheinenden PN, die eigentlich gut auf den H-beta-Filter ansprechen sollten, es aber nicht tun. Nach Madsen et al., ist die Emission im Roten zum größten Teil NII, welches eine etwa 5-mal größere Linienstärke hat als HII und eine etwa 7-mal größere als OIII. Dies macht OIII zur stärksten der visuell erreichbaren Linien, auch wenn es auf dem Bild so gar nicht danach aussieht.

Trotzdem, auch mit OIII-Filter erscheint der PN nur extrem schwach, rund und ohne Details.

paper by Abell, 1966

 

Abell 28 in Ursa Major

08 41 35   +58 14 03   5'

Noch nicht beobachtet.

Nach den Linienstärken, die in Madsen et al. publiziert wurden, sollte dies ein Objekt für den H-beta-Filter sein.

paper by Abell, 1966

 

Ellis-Grayson-Bond 1 (EGB 1) / Hartl-Dengel-Weinberger 1 (HDW 1) in Cassiopeia

01 07 08   +73 33 24   5'

Mit OIII-Filter ist indirekt eine diffuse runde Aufhellung zwischen zwei Sterngruppen mit drei bzw. vier Sternen zu beobachten.

Dieser PN ist etwa 2000 Lj. entfernt.

 

paper by Ellis, Grayson and Bond, 1984

paper by Hartl and Weinberger, 1987

 

Abell 45 in Scutum

18 30 17   -11 36 54   5'

Noch nicht beobachtet.

Struktur scheint vor allem in NII zu sein, in HII besteht nur wenig Kontrast zur Umgebung (Tweedy and Kwitter und Frew 2013).

paper by Abell, 1966

 

Don Goldman

Jones 1 in Pegasus

23 35 53   +30 28 02   5'

Relativ heller PN der gut auf OIII-Filter reagiert. Erscheint als geisterhaftes "C", das nach E offen ist. N- und S-Abschnitte des offenen Rings sind heller.

Mischa Schirmer

JP  Metsavainio

Ken Crawford

NOAO

Cat's Eye Nebula (NGC 6543 und IC 4677) in Draco

17 58 33   +66 37 60   5' (halo)

Um den 17"x23" großen hellen zentralen Teil besitzt der Katzenaugennebel ein etwa 5' großes Halo. Der am einfachsten zu beobachtende Teil dieses Halos ist eine rechteckige Kondensation, die abseits des zentralen Teils in Richtung eines benachbarten hellen Sterns steht. Diese Struktur trägt die Katalogbezeichnung IC 4677 und ist in manchen Kartenprogrammen fälschlicherweise als Galaxie geführt.

Selbst unter nicht optimalem Himmel ist dieser Teil des Halos relative einfach zu beobachten.

 

Don Goldman

Adam Block

 

Daten der größten PN

 

status

unclear

distance

(pc)

RA

dec

Ø in ' 

other names

emission line intensities

Sh 2-216

 

130

04 45 00  

+46 49 00 

100

PN G158.6+00.7

OIII > Hα

Outters 4

x

30

21 11 48

+59 59 12

69x20

 

mostly OIII

TK 2

x

180

17 38 02

+66 53 48

~ 60

RE 1738 +665, PN G096.8+31.9

 NII > Hα

TK 1

 

570

08 27 06

+31 30 09

~ 30

TON 320, PN G191.4+33.0

 NII > Hα

WDHS 1

 

850

05 59 24

+10 41 40

22x17

WeDe 1, PN G197.4-06.4

 mostly NII

PuWe 1

 

370

06 19 34

+55 36 42

20

PN G158.9+17.8

Hα and OIII

PFP 1

 

540

07 22 18

-06 21 46

19x18

PN G222.1+03.9

mostly NII, Hα and OIII weak

NGC 7293

 

220

22 29 39

-20 50 14

18

Helix

Hα and OIII

Abell 31

 

480

08 54 13

+08 53 58

17x16

PN G219.1+31.2

OIII > Hα

IsWe 2

 

620

22 13 22

+65 53 55

16x14

PN G107.7+07.8

mostly Hα, Hβ ≈ OIII

Abell 35

x

200

12 53 41

-22 51 42

16x11

PN G303.6+40.0

Hα and OIII

HFG 1

 

600

03 03 48

+64 53 28

15

PN G136.3+05.5

mostly OIII

Abell 74

 

750

21 16 52

+24 08 51

15x13

PN G072.7-17.1

Hα and OIII

Abell 7

 

510

05 03 08

-15 36 13

15x11

PN G215.5-30.8

Hα and OIII

Sh 2-174

x

400

23 46 49

+80 56 20

15x10

PN G120.3+18.3

Hα > OIII

Sh 2-68

x

350

18 25 11

+00 51 17

14

PN G030.6+06.2

Hα and OIII

IsWe 1

 

620

03 49 05

+50 00 15

13

PN G149.7-03.3

 Hb ≈ OIII

Sh 2- 176

 

780

00 31 53

+57 22 33

13x11

PN G120.2-05.3

mostly NII, Hα weaker

EGB 6

 

590

09 53 00

+13 44 50

13x11

PN G221.5+46.3

OIII > Hα

MWP 1

 

500

21 17 07

+34 12 40

13x9

PN G080.3-10.4

OIII > Hα

Abell 21

 

540

07 29 03

+13 14 30

12x9

Medusa, PN G205.1+14.2

OIII and Hα

Jacoby 1

 

570

15 21 47

+52 22 05

11

PK 085 +52.1

mostly OIII

CTSS 3

 

640

19 03 08

+14 06 57

11x9

Sh 2- 78, PN G046.8+03.8

NII > OIII and Hα

HDW 3

 

800

03 27 15

+45 24 19

9

HW 4, PN G149.4-09.2

OIII>Hα

DeHt 5

x

300

22 19 34

+70 56 01

9

DHW 5, PN G111.0+11.6

Hα>OIII

LoTr 5

 

500

12 55 34

+25 53 28

9

PN G339.9+88.4

mostly OIII

Simeis 22

 

830

01 30 40

+58 22 00

9x8

Sh 2-188, PN G128.0-04.1

NII>Hα>OIII

NGC 1360

 

380

03 33 14

-25 52 18

9x5

 

 

M 27

 

380

19 59 36

+22 43 00

8x6

Dumbell, NGC 6853

Halo 15'x12'  OIII

Abell 29

 

1390

08 40.2

-20 54 00

8

PN G244.5+12.5

 NII >> Hα

Abell 36

 

450

13 40.7

-19 53 00

8

PN G318.4+41.4

mostly OIII

Kohoutek 2-2

 

800

06 52 28

+09 58 17

7

PN G204.1+04.7

OIII and Hα

JnEr 1

 

1115

07 57 51

+53 25 16

7x6

VV 47, PN G164.8+31.1

OIII and Hα

HDW 2

 

660

03 11 00

+62 48 00

6

Sh 2-200, PN G138.1+04.1

OIII and Hα

YM 16

 

1290

18 54 57

+06 02 31

6

Yerkes-McDonald 16, PNG038.7+01.9

NII >> Hα

Ear Nebula

 

520

20 50 05

+46 52 48

6

IPHASX J205013.7 + 465518

OIII and Hα

Abell 24

 

830

07 51 38

+03 00 27

6

PN G217.1+14.7

 NII >> OIII and Hα

Abell 28

 

1220

08 41 35

+58 14 03

5

PN G158.8+37.1

 

EGB 1

 

650

01 07 08

+73 33 24

5

HDW 1, PN G124.0+10.7

OIII and Hα

Abell 45

 

1320

18 30 17

-11 36 54

5

PN G020.2-00.6

 NII > Hα

Jones 1

 

900

23 35 53

+30 28 02

5

PN G104.2-29.6

mostly OIII

Distance estimates mostly adopted from David Frew, PhD thesis

 

DSS images copyright notice

The Digitized Sky Survey was produced at the Space Telescope Science Institute under U.S. Government grant NAG W-2166. The images of these surveys are based on photographic data obtained using the Oschin Schmidt Telescope on Palomar Mountain and the UK Schmidt Telescope. The plates were processed into the present compressed digital form with the permission of these institutions.

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