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14. Woche - Der Krebsnebel Messier 1 durch zwei Dualbandfilter aufgenommen

| Astrofoto der Woche

Im heutigen AdW zeigt uns Harald Becher, Mitglied der  VdS-Fachgruppe Astrofotografie, seine Version des Krebsnebels M 1 im Sternbild Stier. Die Aufnahme entstand im Februar 2023 mit einem Ritchey-Chrétien von 200 mm Öffnung und 1645 mm Brennweite. Als Kamera verwendete er eine ASI071mcpro, dazu zwei Schmalbandfilter: (a) einen Dual-Schmalbandfilter von Askar (Colormagic) für die Emissionslinien [OIII] und [SII], (b) einen Optolong L-eNhance für Hβ und die beiden [OIII]-Linien einerseits und Hα andererseits. Das Bild wurde dann aus den Rotanteilen von Hα und [SII] sowie den blauen und grünen Anteilen von Hβ und dem [OIII]-Dublett erstellt. Die Belichtungszeiten betrugen 4 Stunden für [OIII] und [SII] sowie 2 Stunden für [OIII] und Hα. Das ist bei Blende 8 nicht gerade viel, allerdings liefert Messier 1 als Nebel aber genügend Licht. Für die Sterne wurden noch relativ kurze RGB-Belichtungen zugefügt.

Der etwa 6000 Lj entfernte Krebsnebel ist das Überbleibsel einer Supernova-Explosion. Am 4. Juli des Jahres 1054, so berichten chinesische Aufzeichnungen, erschien knapp südöstlich des Sterns Zeta Tauri ein heller „Gaststern“. Er war etwa ein Jahr sichtbar, für mehrere Tage sogar am Tageshimmel und in der Helligkeit vergleichbar mit Venus. In neuerer Zeit wurde dann das Überbleibsel der Explosion entdeckt. Das war 1731 durch den englischen Physiker und Amateur-Astronom John Bevis. Unabhängig von ihm fand Charles Messier das Objekt ebenfalls, allerdings erst 27 Jahre später im September 1758, anlässlich seiner Beobachtung des Kometen von 1758. Genau diese Entdeckung veranlasste ihn dazu, den heute weltweit bekannten Messier-Katalog anzulegen.

Was zeigt das AdW? Der Krebsnebel besitzt eine ziemlich komplexe Erscheinung. Am auffälligsten ist die überlagerte netzartige Struktur, die aus chaotisch verlaufenden Filamenten besteht. Was schon beim ersten Blick aufs Bild ins Auge fällt: Die Verteilung der chemischen Elemente im Nebel ist absolut inhomogen. Das Filamentnetz als Ganzes ist eingebettet in eine amorphe (= strukturlose) Wolke. Sie sendet zwar kontinuierliches Licht aus, aber kein „gewöhnliches“ Licht. Vielmehr handelt es sich um nichtthermische weißlichblaue Synchrotronstrahlung. Woher kommt diese Strahlung? Verursacher ist der Neutronenstern, der nach der Supernova übrigblieb. Es handelt sich um einen „Pulsar“ mit der Katalognummer PSR 0531+21 mit etwa 16 mag. Es ist der schwächere der beiden eng beisammen stehenden Sterne in der Nebelmitte. Sein Licht, das uns erreicht, pulsiert enorm schnell mit einer Frequenz von 30 Hz, was einer Pulsdauer von nur 33 Millisekunden entspricht. PSR 0531+21 gibt einen Teil seiner Energie (etwa 10 – 20%) an den Nebel ab, indem er einen ständigen „Wind“ aus relativistischen Teilchen, Magnetfeldern und hydrodynamischen Wellen dort hineinbläst (G.M. MacAlpine et al. 1989). Die Elektronen bewegen sich mit sehr hoher Geschwindigkeit (nicht mehr klein im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit, daher der Begriff „relativistisch“) durch den Nebel und durch das magnetische Feld. Dabei verlieren sie ihre Energie durch Emission von Synchrotronstrahlung. Und die kann in allen Wellenlängen beobachtet werden, von kurzfrequenter Radiostrahlung über visuelle Wellenlängen bis hin zu harter Röntgenstrahlung. So bilden Pulsar und Synchrotronnebel ein „gekoppeltes hydrodynamisches System“.

Die Filamentstruktur entstand bei der Explosion der Supernova und beherbergt den größten Teil der abgestoßenen Materie des ursprünglichen Sterns. Deshalb emittieren die Filamente ein kräftiges Linienspektrum, das über die chemischen Bestandteile der abgestoßenen Materie Auskunft gibt - aber nur dann, wenn eine eindeutige Farbzuordnung besteht. Im Zusatzbild 1 zeigt sich auch die Stärke der jeweiligen Emissionslinien. Das ist für die Farbkraft im Bild entscheidend. Hinweisen muss ich wieder einmal auf das starke Dublett (Doppellinie) des einfach ionisierten Stickstoffs [NII]. Diese starke Doppellinie bei 654,8 und 658,4 nm rahmt die Hα-Linie bei 656,3 nm sozusagen ein. Dabei ist - wie das Spektrum zeigt - die langwelligere [NII]-Linie an manchen Stellen im Nebel stärker als Hα. Die gängigen Hα-Filter von 6 nm Bandbreite und mehr lassen also das Stickstofflicht mit dem Hα-Licht zusammen durch. Folglich ist es falsch, wenn bei Verwendung eines üblichen Hα-Filters nur von einem Hα-Foto geredet wird. Richtig wäre: Hα + [NII]. Wenn dann das Dublett des einfach ionisierten Schwefels auch noch dem Rotkanal zugeordnet wird, kann von einer Trennung der chemischen Elemente keine Rede mehr sein - alles rot ... [SII] ist bei Supernovaresten sehr viel stärker als bei üblichen Gasnebeln. Das Spektrum zeigt auch, dass die Hβ -Linie in M1 nur von untergeordneter Bedeutung ist.

Sowohl der innere Synchrotronbereich als auch das umgebende Filamentnetz des Krebsnebels zeigen über die Jahre hinweg eine deutliche Expansion. Die Expansionsgeschwindigkeit liegt bei etwa 1500 km pro Sekunde. Untersuchungen haben ergeben, dass der Synchrotronnebel möglicherweise etwas schneller als die Filamente expandiert. Daher wird er das Filamentnetz über kurz oder lang durchbrechen.

Im Zentrum des Krebsnebels ist der Synchrotronnebel ziemlich strukturiert. Im Zusatzbild 2, gewonnen mit dem Weltraumteleskop Hubble (Credits: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University) erkennt man deutlich, dass der zentrale Pulsar von fadenförmigen Gebilden eingerahmt wird. Diese „Scargle-Wisps“ stellen Verdichtungen im Synchrotrongas dar, d.h. sie emittieren keine optischen Linien! Im Laufe der letzten 80 Jahre haben sie ständig ihre Form und Helligkeit verändert. Carl O. Lampland hatte schon 1921 die Veränderlichkeit dieses Gebietes erkannt, und auch Walter Baade hatte die faserartige Struktur 1942/43 entdeckt, zwar Jahre später, aber unabhängig von Lampland. Erst Jeffrey D. Scargle gelang es 1969, das System der Wisps zu systematisieren und zu beschreiben. Dabei stellte sich heraus, dass ein Wisp bereits auf einer alten Fotografie von George W. Ritchey aus dem Jahre 1910 zu erkennen war. Schon mit Auflösungen unter 2 Bogensekunden lassen sich die Wisps auch mit Amateurteleskopen nachweisen.

Anmerkungen: Bei Falschfarbenaufnahmen (und diese ist  ja eine solche) stellt sich mir immer die Frage, ob die Sterne unbedingt in natürlicher Farbwiedergabe gezeigt werden sollten. Es geht um den Krebsnebel M 1. Und der sollte "schön" herauskommen - was auch der Fall ist. Die Sternfarben dagegen sind nur schwach. Insofern scheint mir die Frage im Nachhinein eher müßig zu sein.

Ein interessantes AdW, in welchem erstmals (meines Wissens) eine derartige Filterkombination ausprobiert wurde. Vielen Dank an Harald Becher und dazu die Gratulation des AdW-Teams zum Astrofoto der Woche.

 

Peter Riepe
Bildautor: Harald Becher

 

 

Koordinaten (J2000.0) des Pulsars
RA = 05 h 34 min 31,9 s, DE = +22° 00' 52"

 

 


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