exotisches am himmel

Juli / August

Narrowband Aufnahme von Lionel Mulato, mouseover: OIII

Wolf-Rayet-Shell bei WR134

Eine unbekannte Wolf-Rayet-Schale im Schwan

20 10 14.19   +36 10 35.1  (WR 134)

Diese Wolf-Rayet-Blase hat keine Katalogbezeichnung, obwohl sie auf dem DSS relativ deutlich zu sehen ist. Als ich diese Blase im Frühjahr 2009 zum ersten Mal beobachtete, wusste ich nur von einer einzigen Beobachtung durch Matthias Kronberger. Aufmerksam wurde ich auf dieses Objekt aufgrund einer Linienfilteraufnahme von JP Metsävainio. Die WR-Blase ist auf diesem Mosaik auf dem rechten Teil als auffällig blaue OIII-Sichel zu erkennen (in der Hubble-Palette Version).

Die Blase befindet sich grob auf halbem Weg zwischen dem Tulip-Nebel Sharpless 101 und dem Crescent-Nebel NGC 6888 (übrigens eine weitere WR-Shell). Mit meinem 22-Zöller ist die Wolf-Rayet-Blase ohne Filter nicht zu sehen, reagiert aber extrem gut auf OIII-Filter. Sie erscheint dann als grob 15 Bogenminute große Sichel, die nach Osten offen ist, ähnlich der WR-Shell Sharpless 308 in Canis Major, die jedoch um einiges größer ist.

Diese WR-Schale ist alles andere als schwierig oder obskur und ist schon mit meinem 8" Dobson und OIII-Filter von meinem Garten unter Vorstadt-Bedingungen schwach zu sehen.

Die Zuordnung der Schale zu WR134 ist nicht eindeutig, obwohl WR134 im Zentrum der Blase steht (der mittlere Stern in der auffälligen Dreier-Gruppe). Vielmehr könnte auch WR135, ein weiterer WR-Stern 8. Größenklasse, der etwa 15 Bogenminuten östlich von WR134 steht, der Ursprung der Schale sein. Hierfür würde auch die weitere OIII-Emission auf der oben verlinkten Aufnahme sprechen.

Eine weitere fantastische Aufnahmen dieser WR-Blase gibt es von Don Goldman.

DWB 111

Ein HII-Propeller im Schwan

20 16 00.00   +43 40 12.0

Die Region um Gamma Cygni ist übersäht von schwachen ausgedehnten Emissionsnebeln, wobei bemerkenswert ist, dass Gamma Cygni mit den Nebeln selbst gar nichts zu tun hat und im Vordergrund steht. Während die Bereiche direkt in Sichtlinie um Gamma Cygni recht hell und nicht schwierig zu beobachten sind (wie zum Beispiel der Butterfly Nebel, IC 1318 oder IC 1311), sind die weiter entfernt liegenden Nebel meist weitaus schwächer.

Der Propellernebel DWB 111 ist eine kondensiertere Region etwa 4 Grad NNW von Gamma Cygni, die auch visuell durchaus beobachtbar ist. Mit Übersichtsokular und H-beta-Filter lässt sich der Propeller abfahren, wobei das markante überlagerte Sternenmuster eine gute Orientierung bietet.

Der südliche Ausläufer des Propellers lässt sich übrigens nach SW noch ein ganzes Stück weiter verfolgen als auf der Abbildung links gezeigt. 

Sharpless 106

Ein ungewöhnlicher bipolarer Nebel im Schwan

20 27 27.10   +37 22 39.0

Sharpless 106 ist ein auf Aufnahmen wunderschöner bipolarer Nebel etwa 3 Grad SW von Gamma Cygni. Auch auf dem DSS sieht der Nebel recht hell aus und sollte eigentlich auch visuell kein Problem sein.

Soweit die Theorie. In der Praxis habe ich mir an diesem Objekt über mehrere Nächte die Zähne ausgebissen und mit allen Filtern versucht, wenigstens den südlichen Teil des Gebildes auf die Netzhaut zu bannen.

Bis mir Friedl Lamprecht irgendwann mal den Tipp gab, das Ganze ohne Filter zu versuchen. Und siehe da, der südliche Teil war sichtbar, wenn auch nicht einfach. Bei 350x mit meinem 22" Dobson war er indirekt sicher zu sehen als sehr zarte flächige Aufhellung. Mit UHC verschwand er.

Auch wenn Sharpless 106 wie ein bipolarer PN aussieht, er ist keiner. Auch ist er kein reiner Emissionsnebel, sondern scheint auch eine kräftige Portion Streuung an Staub zu beinhalten, so dass ungefiltert die Beobachtungschancen am höchsten sind.

Die ungewöhnliche bipolare Form des Nebels resultiert aus einem verdeckten, jungen OB-Stern, der von einer schmalen Scheibe umgeben ist, die Strahlung vor allem in Richtung der Pole durch lässt. Die Molekülwolke, die diesen Stern umgibt, ist eine aktive Sternentstehungsregion mit einer Vielzahl von YSOs.

Paper von Klaus Hodapp über Sharpless 106

Die Aufnahme links ist eine Nah-IR-Aufnahme:  Oasa,Y., et al. (2006) Astronomical Journal ,131,1608

Eine neue Aufnahme des HST gibt es hier.

NGC 6946 und NGC 6939

A nice pair im Cepheus

20 34 52.7   +60 09 14.0   (NGC 6946)

20 31 30.0   +60 39 42.0   (NGC 6939)

Der Offene Sternhaufen NGC 6939 und die Fireworks-Galaxie NGC 6946 stehen in nur etwa 40' Abstand an der SW Ecke des Hauses des Cepheus. Im 15x70 mm Fernglas stehen beide Objekte in einem Gesichtsfeld und bilden einen sehr schönen Kontrast, vor allem wenn man sich die extremen Entfernungsunterschiede klar macht: Der Sternhaufen befindet sich mit einer Distanz von lediglich etwa 5000 Lichtjahren in unserer direkten galaktischen Nachbarschaft, während die Galaxie mit einer Entfernung von grob 10 Millionen Lichtjahren um einen Faktor 2000 weiter entfernt steht.

Trotzdem ist die Galaxie NGC 6946 schon mit den 70 mm Öffnung des Fernglases als kleiner diffuser Fleck gut zu erkennen. In größeren Instrumenten schält sich bei dieser Scd-Galaxie, die wir in Aufsicht betrachten, nach und nach die Struktur der Spiralarme heraus. Mit meinem 22" Dobson zeigt sich zunächst der elongierte Zentralbereich mit einem markanten hellen Kern. Dieser ist besonders nach SE zu zwei überlagerten Sternen hin durch ein Dunkelband recht scharf begrenzt.

An der Westseite befindet sich ein deutlich definierter Spiralarm, der sich im Gegenuhrzeigersinn um den Zentralbereich windet. Er ist von diesem gut abgegrenzt, was auf die vielen Sternentstehungsgebiete in ihm mit ihren jungen, blau leuchtenden Sternen zurückzuführen ist. Diese aktive Sternentstehung ist auch der Grund, dass während der letzten hundert Jahre in NGC 6946 neun (!) Supernovae entdeckt wurden, so viele wie in keiner anderen Galaxie. Dieser Spiralarm kann sehr weit verfolgt werden, wird zwischendurch undeutlicher und endet nach etwa einer halben Windung in einem helleren Bereich, über den ein langgezogenes Sternendreieck überlagert ist.

Auf der Ostseite ist ebenfalls ein Spiralarmansatz zu erkennen, der jedoch weniger gut definiert und etwas schwieriger zu beobachten ist. Er erscheint diffuser, breiter und kürzer, und mit der Zeit schälen sich hier zwei separate Arme heraus, die sich jedoch nicht so weit verfolgen lassen wie der westliche Arm.

Der Offene Sternhaufen NGC 6939 befindet sich nur etwa 40 Bogenminuten nordwestlich der Galaxie. Auch er ist im Fernglas als diffuse Aufhellung zu erkennen, die auf der Nordseite von drei helleren Sternen zehnter Größenklasse begrenzt ist. Bei 12-facher Vergrößerung zeigt sich hier ein interessanter Blinking-Effekt: Während mit direktem Sehen vor allem die drei den Haufen begrenzenden Sterne hervorstechen, tritt mit indirektem Sehen der Cluster in den Vordergrund. Bei dieser Fernglasvergrößerung erscheint er noch diffus. Im nur unwesentlich größeren 80 mm Refraktor bei 45-facher Vergrößerung jedoch werden schon die hellsten Sterne aufgelöst und vor allem auf der SW des Haufens blitzt dauerhaft ein Stern 11. Größenklasse heraus. Im 22-Zoll Dobson schließlich ist der Haufen komplett aufgelöst und die geschätzt über 100 Haufensterne zeigen eine relativ homogene Helligkeit, was auf ein hohes Alter des Sternhaufens schließen lässt. Sehr auffällig sind V-förmige Sternketten, die den Haufen durchziehen und ein wenig an die namensgebenden Ketten im Wildenten-Haufen M 11 im Sternbild Schild erinnern.

Die Veränderungen von Gyulbudaghians Nebel auf den roten POSS Platten in verschiedenen Jahren

Boyd, 2012SASS...31...65B

PV Cephei und Gyulbudaghians Nebel

Ein FU Ori Stern mit veränderlichem Nebel

20 45 53.94   +67 57 38.7

PV Cephei ist ein Vor-Hauptreihenstern, der sich etwa 90' westlich von NGC 7023 und etwa 15' westlich eines Sterns 7. Größenklasse befindet.

 PV Cephei ist ein so genanntes Young Stellar Object, ein Stern im Übergang vom Protostern zum Hauptreihenstern mit stabiler Wasserstofffusion. In diesem Stadium ist der eigentliche Stern noch immer umgeben von einer teilweise recht dichten Hülle aus den Resten der Molekülwolke, aus der sich der junge Stern gebildet hat. Lediglich an den Polen des Sterns befinden sich materiefreie Bereiche in dieser Hülle, die sich nach außen trichterförmig aufweiten. Durch diese Trichter kann das Licht des Stern fast ungehindert entweichen und diese von innen beleuchten. Je nach Perspektive entstehen dadurch charakteristische, fächerförmige oder bipolare Reflexionsnebel.

Im Falle von PV Cephei schauen wir schräg von oben auf so eine Struktur, und der dadurch beobachtbare Reflexionsnebel trägt nach einem seiner Entdecker den exotischen Namen Gyulbudaghians Nebel oder GM 1-29. Dessen nördlicher Teil hat eine grob dreieckige Fächerstruktur, während der gegenüberliegende Südteil durch die absorbierende Molekülwolke stark geschwächt wird.

Was ist von diesem an sich wirklich sehr interessanten Objekt im Teleskop zu sehen? Um es ganz klar zu sagen: Zur Zeit fast nichts! Bei mehreren Beobachtungen von 2008 bis 2010 mit 22 Zoll Öffnung hatte ich zweimal eine extrem schwache kleine Aufhellung an der richtigen Stelle vermutet, mehr nicht. Im Oktober 2011 war bei einer Beobachtung ein eher stellares Objekt, schwierig aber sicher zu sehen. Vermutlich handelte es sich dabei um einen helleren Knoten im Nebel selbst, wie der Vergleich zu der Serie von Aufnahmen unten zeigt.

Was dieses Objekt trotzdem für visuelle Beobachter interessant macht ist Folgendes: PV Cephei ist ein hochgradig variabler Stern vom so genannten FU-Orionis-Typ, einer besonderen Phase eines T-Tauri-Sterns (wie unsere Sonne am Anfang ihrer Laufbahn einer war!), in der Helligkeitsausbrüche um 6 Größenklassen keine Seltenheit sind. Von daher war Gyulbudaghians Nebel immer wieder ein Objekt, das selbst mit  kleineren Teleskopen beobachtbar war. Ähnliche Nebel variabler Helligkeit um Vor-Hauptreihensterne sind Hubbles Veränderlicher Nebel NGC 2261 um R Monocerotis im Einhorn und Hinds Veränderlicher Nebel NGC 1555 um T Tauri im Stier, die jedoch weit weniger variabel sind als Gyulbudaghians Nebel.

Die letzte Phase großer Helligkeit dieses Nebels war um das Jahr 2005, in der er auch mit 10-Zoll problemlos sichtbar war, wie die Zeichnung von Martin Schönball von 2005 zeigt. Seither jedoch ist Gyulbudaghians Nebel auch mit den ganz großen Dobson-Teleskopen ein grenzwertiges Objekt. Da sich das jedoch, wie die letzten Jahrzehnte gezeigt haben, sehr rasch ändern kann, sollte man ihn sich immer mal wieder vornehmen, da Überraschungen hier vorprogrammiert sind.

updates

08/2013: The nebula has considerably brightened and is now visible as a relatively bright fan-shaped glow, even with direct vision. PV Cep, the star, could not be discerned.

09/2013 bright, fan shaped, direct vision

10/2014 much fainter, only a structureless glow with averted vision

11/2015 nebula is immediately visible, but fainter than in 2013, it appears with indirect vision fan shaped with an angle of approximately 60°, PV Cep is visible indirectly  as a very faint stellar point

Boyd, 2012SASS...31...65B, click on image for larger scale

Mehr zu Young Stellar Objects und eine Aufsuchkarte zu PV Cephei gibt es hier. Mehr zu PV Cephei selbst ist hier auf der Seite von Greg Crinklaw.

Die OIII-Aufnahme zeigt den Verlauf der südlichen Blase (anklicken für größere Karte), Aufnahme von Sara Wager

Der Südbogen des Cirrus-Komplexes

Simeis 3-210 im Schwan

20 53 07  +29 38 57

Der Cirruskomplex setzt sich ja aus sehr vielen Filamenten zusammen, von denen auch viele Eigennamen haben wie Welle, Hexenbesen, Knochenhand, oder Pickerings Wisp und die sich sicher nicht über mangelnde Aufmerksamkeit seitens der Beobachter beklagen könnten. Eine schöne Übersichtskarte über diese und weitere Filamente des Supernovaüberrestes gibt es hier von Steve Gottlieb.

Ganz im Süden des Komplexes gibt es jedoch eine Blase, die praktisch unbekannt ist und die Katalogbezeichnung Simeis 3-210 trägt. Am einfachsten zu finden ist sie von der Knochenhand aus über einen kleinen Nebelfleck (H in Steves Karte) zu dem auffällig hellen Stern HD 198976 (mag 6.3), bzw. von der Welle aus über den Hexenbesen und eine Reihe quer dazu verlaufender Filamente.

Dieser Teil des Komplexes ist um einiges schwächer als die helleren Bereiche und auch schwächer als Pickerings Wisp, ist jedoch in mittleren bis großen Dobsons mit OIII-Filter gut zu beobachten. Die beiden hellsten und am besten definierten Bereiche befinden sich direkt bei (2) bzw. etwas abgesetzt (1) von HD 198976. Das anschließende Filament 3 ist breiter und diffuser und sehr viel schwächer. Es zieht sehr weit nach SW und schält sich erst mit der Zeit langsam aus dem Milchstraßenhintergrund sicher heraus. Östlich davon sind zwei hellere Sterne, die als Orientierung hilfreich sind. Südlich davon setzt an einem helleren Stern Filament 4 an, das noch mal eine Ecke schwächer ist. Hier kann auch die Gabelung nach E verfolgt werden. Der südlichste Bereich 5 ist extrem schwach und nur schwierig vom Hintergrund zu trennen. Der wieder nach Norden ziehende Bereich 6 ist etwas einfacher, aber immer noch sehr schwach, während Filament 7 wieder nur sehr schwierig sicher vom Hintergrund getrennt werden kann.

Sharpless 157

Sharpless für Einsteiger in Cassiopeia/Cepheus

23 16 04.08  +60 02 06.0

Sharpless 157 befindet sich knapp SW der sehr viel bekannteren Objekten M52 (offener Sternhaufen) und dem Bubble-Nebel NGC 7635. Die Zugehörigkeit zum Sharpless-Katalog suggeriert vielen extrem schwach und kaum beobachtbar. Sharpless 157 ist keines davon. Vorrausgesetzt, man besitzt einen OIII-Filter.

Der in der OIII-Linie hellste Teil des Nebels ist der vom Zentralen Bereich etwa ein Grad nach Norden ziehende Ausläufer. Im Übersichtsokular mit OIII-Filter sticht dieser sofort beim Darüber-Fahren als milchige, lang gezogene Barriere aus dem Hintergrund hervor. Der Ausläufer kann über seine gesamte Länge abgefahren werden. Als Orientierung kann der Offene Sternhaufen Markarian 50 dienen, der sich auf der Westseite des Ausläufers befindet, sowie NGC 7538, ein extrem heller kleiner Nebelknoten etwa ein Grad nördlich.

Direkt östlich davon ist ein schwächerer, kleiner Nebelfleck. Westlich des Hauptfilaments befindet sich ein weiteres, kürzeres und schwächeres. Südlich gibt es zwei weitere, große, aber diffusere Bereiche. Dazwischen liegt ein heller Knoten, der jedoch vor allem in HII leuchtet. Ohne Filter bzw. mit H-beta-Filter ist er eine auffällige Kondensation. Er wird in der Literatur oft als Sh2-157a bezeichnet.

Mehr Infos zur Beobachtung von Sh2-157 und anderer Sharpless-Nebel gibt es hier.

Sehr gute Linienfilteraufnahmen dieser Region gibt es von Richard Crisp und Dean Salman. Richard Crisp's Aufnahme von 2004 hat überhaupt erst mein Interesse an den Sharpless-Objekten initiiert.

Sharpless 129

Sharpless für Fortgeschrittene im Cepheus

21 10 00.00   +59 42 00.0

Ganz anders als Sharpless 157 präsentiert sich diese HII-Region. Sie ist in den meisten Sternatlanten als ringförmiger bzw. sichelförmiger Nebel um ein zentrales Sternenpaar eingezeichnet, was jedoch nicht viel über die reale Sichtbarkeit am Okular aussagt.

Sharpless 129 ist ein Objekt für den H-beta-Filter und zeigt kaum OIII-Emission. Der deutlichste Bereich des Nebels ist überraschender Weise der nordöstliche Bereich des Bogens, der in der Aufnahme links von der auffälligen Kondensation am Ostrand gerade nach NW hochzieht. Am Okular eines 16-Zöllers konnte er mit H-beta-Filter über etwa ein Grad verfolgt werden. Der südliche Teil, der in der DSS Aufnahme am hellsten erscheint, konnte ebenfalls beobachtet werden, erschien am Okular jedoch weit weniger gut definiert.

Absolut unerwartet hat Nicolas Outters 2012 ein großes, in OIII strahlendes Objekt, Outters 4, entdeckt, von dem man annimmt, dass es ein großer Planetarischer Nebel oder eine bipolare Ausströmung eines massereichen jungen Sterns ist. Mehr dazu hier (nach unten scrollen).

HST copyright notice

Doppelklick für Aufsuchkarte

Pease 1

Ein PN im Kugelsternhaufen M15 im Pegasus

21 29 58.33   +12 10 01.2  (M15)

Pease 1 ist der mit Abstand am leichtesten zu beobachtende PN in einem Kugelsternhaufen. Wenn man sich darauf einlässt. 

Ich habe Pease 1 schon mehrfach mit Teleskopen von 14 bis 22 Zoll beobachtet und konnte dabei jedes mal auf eine Äquatorial-Plattform zurück greifen, was die ganze Sache natürlich erheblich entspannt. Pease 1 kann über Blinking mit einem OIII- oder UHC-Filter im Sternengewusel von M15 identifiziert werden. Hierbei wird der Filter zwischen Auge und Okular gehalten und der Eindruck mit und ohne verglichen. Ein Filterschieber ist hier wenig nützlich, da dann bei jedem Wechsel nachfokussiert werden muss. Von daher sollte ein Okular im Bereich 3 bis 5 mm mit möglichst großem Augenabstand verwendet werden.

Pease 1 steht an der Nordseite von M15. Für die genaue Lokalisierung ist eine sehr präzise Aufsuchkarte notwendig, die es hier gibt auf der Seite von Douglas Snyder bzw. links unten. Auch wenn manche Aufnahmen von M15 suggerieren, dass der PN mitten im tiefsten Sternengetümmel von M15 steht, so ist seine Position doch eher am Rand des Kernbereichs. Dies ist auch auf der neuesten Aufnahme des HST gut zu sehen. Der von Doug Snyder beschriebene Starhop ist relativ einfach und auch die Position von Pease 1 ist relativ auffällig an einer "Kante" am Rand von M15, die einen sternenreichen Bereich westlich von einem merklich sternenärmeren Bereich im Osten trennt. Pease 1 befindet sich nahe des äußeren Endes dieser markanten Kante und ist in großen Teleskopen bei wirklich gutem Seeing relativ einfach zu sehen und mit Filter-Blink zu bestätigen. Wenn das Seeing suboptimal ist, sieht die ganze Sache natürlich ganz anders aus

Zusätzliche  Infos zu Pease 1 gibt es hier :

http://messier.seds.org/more/m015_h2.html

http://www.blackskies.org/peasefc.htm

NGC 7129 und 7142

Ein schönes Paar: Ein offener Cluster und ein Reflexionsnebel im Cepheus

21 42 55.92   +66 06 10.8  (NGC 7129)

Der Reflexionsnebel NGC 7129 und der Offene Sternhaufen NGC 7142 befinden sich in der Mitte des "Hauses" des Cepheus. In meinem 8-Zoll Teleskop ist der Reflexionsnebel NGC 7129 das auffälligere Objekt der beiden. Der Reflexionsnebel ist selbst unter mäßigen Bedingungen schon als deutliche Aufhellung um zwei Sterne 10. Größenklasse im Übersichtsokular zu sehen. Diese zwei Sterne bilden den östlichen Teil eines auffälligen Sternenmusters aus 7 Sternen. Da es sich bei dem Licht des Nebels um reflektiertes und gestreutes Sternenlicht handelt, sind Nebelfilter hier wenig hilfreich und man erzielt die besten Beobachtungsergebnisse ohne Filter.

Mit dem 22-Zoll Dobson wird der Nebel zum sehr auffälligen Objekt und weitere Details treten zu Tage. Bei 200-facher Vergrößerung ist eine weitere kleine, nicht-stellare Kondensation nicht ganz eine Bogenminute nördlich des zentralen Sternpaares zu erkennen, knapp westlich eines schwachen Sterns (rechter Pfeil). Etwas weiter entfernt befinden sich weitere Kondensationen, die etwas größer aber diffuser sind: Etwa 5' nach Nordosten ist um einen Stern 12. Größenklasse eine deutliche Aufhellung auszumachen, die in manchen Sternkarten fälschlicherweise als NGC 7133 identifiziert wird (linker Pfeil). Und etwa in gleicher Entfernung, aber in Richtung Nordwesten befindet sich eine Aufhellung um einen ähnlich hellen Stern, die die Katalogbezeichnung IC 5132/5133 trägt.

Der Offene Sternhaufen NGC 7142 befindet sich etwa 25' SE von NGC 7129. Im 8-Zoll Dobson erscheint er bei 50-facher Vergrößerung als etwa 8' große diffuse Aufhellung, die von einer auffälligen Kette aus drei Feldsternen 10. Größenklasse im Nordosten flankiert wird. Bei 100-facher Vergrößerung wird der Offene Haufen schon teilweise aufgelöst und vielleicht 10 Sterne stechen blickweise aus einem diffusen Hintergrund heraus. Im großen Dobson erscheint der Cluster als lockerer Haufen aus über 50 Sternen, der komplett aufgelöst ist und bei dieser Öffnung weit weniger interessant wirkt als in kleineren Instrumenten. NGC 7142 scheint ein alter Offener Sternhaufen zu sein mit einer Sternpopulation von recht homogener Helligkeit, was mit dem geschätzten Alter des Haufens von etwa 4,5 Milliarden Jahren korreliert.

IC 5146

Dirk Bausch

Cocoon-Nebel IC 5146

Ein Emissions-/Reflexionsnebel im Dunkelschlauch B168

21 53 24   +47 16 01

Der Cocoon-Nebel IC 5146 befindet sich im Sternbild Schwan am Ende einer markanten, schlauchförmigen Dunkelwolke, Barnard 168. Diese ist schon im Sucher bzw. bei schwacher Vergrößerung als langgestreckte, sternarme Region sichtbar. Dies ist keine zufällige Überlagerung, im Gegenteil. Der Cocoon-Nebel ist Teil dieser dunklen Molekülwolke, die durch junge Sterne des sich gerade bildenden jungen Sternhaufen Collinder 470 (bzw. eines Mitgliedes davon) zum Leuchten angeregt wird. Der Cocoon-Nebel hat als dichtester Teil der Wolke somit gerade die Transformation einer dunklen Molekülwolke zu einem Emissionsnebel hinter sich gebracht.

Am Okular lassen sich beide Stadien noch zum Teil verfolgen. Ohne Filter fällt zunächst die lockere Sternenansammlung des jungen Sternhaufens Cr 470 am Ende des Dunkelschlauchs in's Auge. Mit der Zeit schält sich dann um die Sterne ein sehr schwaches Leuchten heraus, das das ansonsten sternarme Areal der Dunkelwolke ausfüllt. Mit einem H-beta-Filter treten die Emissionsanteile des Nebels hervor, der Nebel erscheint nun jedoch kleiner. Der ohne Filter sichtbare Nebelanteil besteht somit zumindest im äußeren Bereich vorwiegend aus an Staub reflektiertem Sternenlicht. Beide Teile, der Emissionsanteil im H-beta-Filter und der Reflexionsanteil ohne Filter sind in etwa gleich hell, zeigen aber eine deutlich unterschiedliche Form, Struktur und Ausdehnung.

Cassiopeia A

Der jüngste Supernovaüberrest in der Cassiopeia

23 23 24.00  +58 48 54.0

Cassiopeia A  (wiki-Artikel) ist ein ganz junger Supernova-Überrest (SNR), dessen eigentliches Supernova Licht vermutlich um 1680 bei uns ankam und aufgrund starker Absorption von niemandem außer vielleicht Flamsteed bemerkt wurde. Vermutlich handelt es sich hierbei um den jüngsten SNR unserer Milchstraße. Die Abbildung links ist ein DSS-Bild des SNRs.

Dieser SNR ist auch so ein Teil, das ich schon über die Jahre erfolglos versucht hatte und das dann ein andermal unter eigentlich ähnlichen Bedingungen gar nicht so schwierig war. Durch positive Berichte auf der AmAstro Yahoo-Group angespornt, wollte ich Cas A im Dezember 2009 noch mal versuchen.

Ohne Filter mit 200 und 350x vermutete ich einen leicht elongierten Glow an der betreffenden Stelle, die allerdings auch mehrere kleine Sterne enthält. Drei Sterne (gleichschenkliges Dreieck) konnte ich gerade so halten, durch die die vermutete Nebelsichel durchläuft. Mit UHC war der SNR dann als kleine Sichel gut zu halten (am besten bei 200x) und auch klar nicht durch Sterne hervorgerufen. Mit OIII (Lumicon) war er auch noch zu sehen, aber nicht so gut wie mit UHC. Nach Vergleich mit den Aufnahmen hatte ich den zentralen Teil des nördlichen Bogens beobachtet (auf der POSS-Aufnahme links sieht man auch das kleine Dreieck aus Sternen; die beobachtete Sichel erstreckt sich über das Dreieck etwas hinaus).

Hier ist noch eine Linienfilter-Aufnahme von Richard Crisp und hier ist eine Aufsuchkarte.

Mehr zu Cas A gibt es hier.

Jones 1

Ein geisterhafter PN im Pegasus

23 35 53 +30 28 06

Jones 1 ist ein großer Planetarischer Nebel, der fast ausschließlich auf den OIII Linien emittiert. Erfreulich für den visuellen Beobachter, weniger erfreulich für die Fotografen.

Der PN ist relativ einfach zu lokalisieren bei einer Sterngruppe in der Mitte der Nordkante des Pegasus-Vierecks. Ohne OIII-Filter ist selbst in großen Teleskopen kaum etwas zu sehen. Mit Filter hingegen zeigt sich geisterhaft der große PN. Zunächst sind vor allem die beiden hellsten Bereiche zu sehen, nördlich und südlich des (nicht sichtbaren) Zentralsterns.  Nach und nach schält sich auch der westliche Bereich heraus, so dass sich die charakteristische, nach E offene C-Form ergibt, entsprechend der Abbildung links.

Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona

R Aquarii

Weißer Zwerg frisst Roten Riesen

23 43 49.46   -15 17 04.1

R Aquarii ist ein symbiotischer Doppelstern aus einem Mira-ähnlichen veränderlichen Stern und vermutlich einem weißen Zwerg (mehr dazu hier). Ab und an speit das System Material aus, welches spiralförmige Filamente ergibt, die als Cederblad 211 bekannt sind.

Mein Bericht vom Dezember 2009: Ich hatte R Aqr schon vor ein paar Wochen mal mit einem 16" Dobson beobachtet bei suboptimalem Seeing, welches diesmal aber ganz akzeptabel war. Mit dem 22-Zoll Dobsons bei 500x ohne Filter war nur der rote Stern zu sehen, kein Nebel. Mit OIII ging die Helligkeit kaum zurück und der Nebel war als leicht elongierte flächige Aufhellung um den nun sehr stark unterdrückten Stern zu erkennen. Auf einer Seite, etwa NE, war ein nach N geschwungener Ausläufer zu sehen, der an der Spitze noch mal heller wurde. Auf der gegenüberliegenden Seite war der Nebel eher breit. Mit UHC (Astronomik, mit Durchlass im Roten) kam der rote Stern stärker durch, mit Hß (Lumicon) war auch vor allem der Stern zu sehen.

Links eine kleine Skizze am Okular mit OIII (bin sonst nicht so der Zeichner). Manchmal hatte ich noch weiteres Material weiter außen nach S vermutet, war aber nicht sicher.  

Sh2-174 in OIII und in HII

Stephane Zoll

Sharpless 174

Ein PN mit einem Runaway-Zentralstern im Cepheus?

23 46 49   +80 56 20

Sharpless 174 gehört mit 10'x15' zu den ganz großen Planetarischen Nebeln. Eine Besonderheit bei ihm ist die relativ hohe Eigenbewegung des Zentralsterns. Bei seiner Bewegung durch das interstellare Medium verliert er seine PN Hülle und zieht sie als im HII Licht sichtbare Spur hinter sich her. Der Zentralstern ist also schon lange nicht mehr im Zentrum der HII-Emission. Sh2-174 wurde aufgrund des scheinbaren Fehlens eines Zentralsterns deshalb auch zunächst als HII-Region klassifiziert. Der im OIII-Licht sichtbare Teil des Nebels befindet sich hingegen konzentrisch um den heißen Zentralstern. Die im HII und im OIII sichtbaren Nebelteile sind also gegeneinander verschoben (siehe Animation links).

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-beta und 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.

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

Mittlerweile wird die Natur von Sharpless 174 als PN wieder in Frage gestellt. David Frew argumentiert, dass der Weiße Zwerg viel zu alt ist. um als Zentralstern eines PNs in Frage zu kommen. Auch belegen spektroskopische Untersuchungen nicht die Bewegung des Emisionsnebels zusammen mit dem Weißen Zwerg. Schließlich zeigt der "PN" weder ein Limb Brightening, wie er für eine PN-Schale zu erwarten wäre,  und auch keinen Bowshock, wie er bei einem dermaßen alten und verdünnten PN aufgrund der Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium zu erwarten wäre. Sharpless 174 ist von daher vermutlich kein PN (also eine vom Zentralsstern am Ende seiner AGB-Phase ausgestoßene Hülle), sondern vom wandernden Weißen Zwerg ionisiertes interstellares Medium. Die Verschiebung der Emissionsgebiete und der "Lag" der HII-Zone resultiert von der längeren Rekombinationszeit von HII im Vergleich zu OIII.

David Frew, thesis