20. Woche - Erst seit 2002 bekannt: Der PN WeBo 1

 -  Astrofoto der Woche

Heute gibt es als AdW einen Planetarischen Nebel, der den meisten Astrofotografen sicherlich noch nicht begegnet ist. Er ist erst seit 18 Jahren bekannt - der PN WeBo 1 im Sternbild Cassiopeia. Das Objekt wird im bekannten Strasbourg-ESO-Katalog auch als PN G135.6+01.0 bezeichnet. Zunächst die astrofotografischen Fakten: Rainer Sparenberg, Mitglied der FG Astrofotografie, hat den PN am 1,12-m-Newton der EXPO-Sternwarte im niedersächsischen Melle aufgenommen. Bei 4900 mm Brennweite (d.h. bei Blende 4,4) wurde mit einer SBIG STL-11000 ein HαRGB erzeugt, d.h. Hα als Luminanz. Belichtungszeiten: in Hα bei 12 nm Halbwertbreite 16 x 15 min (= 4 h), dazu dann noch jeweils 3 x 10 min (= 1,5 h) in R, G und B. Die Bildbearbeitung übernahm Stefan Binnewies, ebenfalls Mitglied der FG Astrofotografie. Das Bildfeld beträgt 19,9' x 13,6'. Norden liegt auf 13:30 Uhr.

WeBo 1 fällt in unmittelbarer Nähe seines prominenten Nachbarn (das ist die HII-Region IC 1805) kaum auf. Unser erstes Zusatzbild (hier klicken) zeigt den Ort des PNs. Benannt wurde WeBo 1 nach seinen Entdeckern, Ronald F. Webbink und Howard E. Bond. Webbink suchte 1995 nach einem Röntgenstern nahe IC 1805 in der Cassiopeia im Digital Sky Survey. Dabei fiel ihm im Umfeld des Röntgensterns ein 14-mag-Stern mit einem lichtschwachen Nebelring auf. Sein Kollege Bond nahm das Objekt ein Jahr später mit dem 90-cm-Teleskop des Kitt Peak Observatory auf, gefiltert in Hα+[N II], dazu aber auch in [OIII]. So ist das für einen PN-Nachweis üblich, um das Verhältnis Hα/[OIII] nach Kalibrierung zu ermitteln. Man stellte jedoch fest, dass der PN in [OIII] lichtschwächer ist als in Hα+[N II]. Visuell ist WeBo 1 ein schwieriges Objekt, selbst mit Filtern wie UHC oder [OIII] sind mir keine Sichtungen bekannt. Interessant wäre zu erfahren, ob visuelle Beobachter inzwischen schon über Beobachtungserfolge beim Nebel selbst berichten können.

Wenn man etwas von WeBo 1 sieht, dann in der Regel seinen Zentralstern. Für ihn findet man in der Datenbank Simbad die folgenden Angaben: Spektraltyp K0, V-Helligkeit 14,45 mag, B-Helligkeit 16,25 mag. Das erscheint auf den ersten Blick unglaublich, denn jeder Astrofotograf weiß: Ein Farbindex B-V = 1,8 mag repräsentiert eine kräftige orangerote Farbe. Das wiederum bedeutet eine geringe effektive Sterntemperatur, so dass ein umgebender Nebel von keinem K-Stern zur Emission gebracht werden kann. Was aber sollte man als PN-Zentralstern erwarten? Simple Antwort: von der Sternentwicklung her einen "Weißen Zwerg". Ein solcher Stern hat stets eine sehr hohe effektive Temperatur, die sich im Farbindex (im Gegensatz zum Namen) als kräftiges Blau zeigt. Die Frage ist also: Wie kann ein kühler Stern mit B-V = 1,8 mag einen PN überhaupt zur Emission anregen?

Der Zentralstern ist ein so genannter "Bariumstern". Was heißt das? D.L. Pollacco fertigte 1997 am 2,5-m-Teleskop auf La Palma (Isaac Newton) ein 30-minütig belichtetes Spektrum an. Das zeigte Absorptionslinien des Leichtmetalls Barium (Ba), dazu Emissionslinien des Leichtmetalls Kalzium (Ca). Außerdem traten im Spektrum noch Molekülbanden von C2, CN und CH auf. Kein normaler K0-Stern zeigt solche spektralen Details. Und jetzt kommen wir allmählich zur Lösung des Rätsels: Die drei vorweg genannten Astronomen H.E. Bond, D.L. Pollacco und R.F. Webbink verfassten 2003 den Fachartikel "WeBo 1: a young barium star surrounded by a ringlike planetary nebula." Das war 2003 im Astronomical Journal 125, Seite 260. Die Vorpublikation ("draft version") erschien ein Jahr eher: arXive:astro-ph/0209418v1 19 Sep 2002. Eine Theorie wurde entwickelt: Bariumsterne sind möglicherweise Doppelsterne. Die zweite Komponente könnte ein entwickelter AGB-Stern sein, das ist ein Stern, der bereits das Stadium des Roten Riesen hinter sich gelassen hat und jetzt eine zeitlang instabil ist. Bei seinen Pulsationen und Ausstößen auf dem Weg zum Weißen Zwerg könnte er seinem Hauptstern die schweren Elemente zuführen. Der Massenausstoß würde damit zur Bildung des dünnen Rings in der gemeinsamen Umlaufbahn führen.

Diese Theorie wird mittlerweile durch weitere Bariumsterne in Planetarischen Nebeln erhärtet, so bei Abell 70, Hen 2-39 und LoTr 1. Diese Beobachtungsbefunde sind ein Indiz dafür, dass Bariumstern immer Weiße Zwerge als Begleiter haben, siehe R.O. Gray et al. (2011): "First direct evidence that barium dwarfs have white dwarf companions", Astronomical Journal 141, S. 160). Außerdem sind die „Barium-Doppelsterne“ ein weiterer Beleg dafür, dass (zumindest) ein Großteil der PN durch Doppelsterne erzeugt wird und dann auch eine bipolare Struktur besitzt. Stichwort: bipolare PNe. In den zu WeBo 1 ähnlichen LoTr 1, LoTr 5 und Abell 35 hat man im UV-Licht eindeutig heiße Begleiter eines kühlen Hauptsterns gefunden. Der anregende Zentralstern versteckt sich also im "Flutlicht" des Bariumsterns, so dass ein gelber PN-Zentralstern vorgetäuscht wird.

Anmerkungen: Das verwendete Teleskop besitzt ein sehr gutes Auflösungsvermögen, nicht nur theoretisch, sondern auch in der astrofotografischen Praxis. Schaut man sich das zweite Zusatzbild an (hier klicken), so ist ein kleiner, deutlich getrennter Doppelstern mit 2,2 Bogensekunden Komponentenabstand markiert. Der PN ist eindeutig vom bipolaren Typus, was an seinen beiden spitzen Henkeln (lat.: Ansae) erkennbar wird, die punktsymmetrisch zum Zentralstern einander gegenüber liegen. Das Nachmessen im Bild selbst ergibt für WeBo 1 einen Durchmesser von 94" x 37". Um so wie hier im Bogensekundenbereich arbeiten zu können, muss das Nyquist-Kriterium erfüllt werden: Die Pixelgröße sollte 2- bis 3-mal kleiner als das Seeingscheibchen sein. Hier im Bild ausgemessen, ergibt sich ein Bildmaßstab von 0,383 Bogensekunden pro Pixel - absolut sinnvoll. Ich denke oft an die Zeiten zurück, als das Meller Teleskop geplant wurde. Ein schlauer Astro-Händler frotzelte doch tatsächlich: "In Deutschland ist ein Teleskopdurchmesser von mehr als 600 mm seeingbedingt sinnlos." Wie man sich doch irren kann! Soll jedoch eine so gute Auflösung real erreicht werden, bedarf es natürlich aller möglichen technischen und baulichen Umsetzungen wie a) nötige Höhe des Teleskops über dem Bodenseeing. In Melle sind das 10,5 Meter vom Erdboden bis zur Gabel, b) die schnelle Auskühlung des 9 m x 9 m großen Teleskopraumes ist gewährleistet durch einen 4 m breiten Kuppelspalt mit zusätzlichen großen Lüftungsöffnungen seitlich, c) der Spiegel selbst kann mit einem ständigen Luftstrom beblasen werden, um die Wärme abzuführen. Und jetzt zum Schluss noch - unverzichtbar - ein Kommentar zur Bildbearbeitung: Wenn Stefan Binnewies diese Aufgabe übernommen hat, muss man kein weiteres Wort verlieren – einfach perfekt!

Wir danken beiden Beteiligten für das informative Bild und gratulieren ganz herzlich, natürlich auch zum "Astrofoto der Woche".

Peter Riepe
Bildautor: Rainer Sparenberg

Koordinaten von WeBo 1 (J2000):
RA = 02 h 40 min 14,4 s, DE = +61° 09' 17''

 

 

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