16. Woche - Als VV 47 entdeckt, aber bekannt als JnEr 1

 -  Astrofoto der Woche

Bildautor Kai Wicker

Astrofotografen lieben Planetarische Nebel, da gibt es keinen Zweifel. Grund dafür: Interessante Farben, vielfältige Formen und Strukturen. Heute stellen wir wieder einen PN vor: VV 47 alias Jones-Emberson 1. Das AdW zeigt ein Bildfeld von 71' x 57', Norden ist oben, Osten links. Kai Wicker aus Bremen-Borgfeld ist Bildautor. Im Zeitraum Januar bis Februar 2019 war sein Teleskop (ein Esprit 100ED mit f = 550 mm) für eine Langzeitserie auf den PN gerichtet. Mit einer Atik 490EXm wurde wie folgt belichtet: 8,2 h RGB (fotometrisch kalibriert), 4,5 h Luminanz mit CLS-Filter, 18 h Hα+[NII] bei 7,5 nm HWB, und schließlich 14,3 h [OIII] bei 3 nm HWB. Das sind insgesamt 45 h bei Blende 5,5 - super!

Was berichtet der Bildautor? Ihm fiel auf, dass er in den [OIII]-Einzelbildern viel mehr Signal hatte als in Hα, und das bei breiterem Hα + [NII]. Die Ursache ist einfach zu erklären. Im Strasbourg-ESO Catalogue Of Galactic Planetary Nebulae erhält man zu den Linienemissionen folgende Angabe: Intensität [OIII] 500,7 nm: 2225, Hα: 900, Hb: 100, [NII] 658,4 nm: 3513. Es war eine gute Entscheidung, keinen 3 nm breiten Hα-Filter zu verwenden, sondern den breiteren mit 7,5 nm. Durch 3 nm HWB wäre von [NII] kaum etwas durchgekommen. Und das ist bei weitem die stärkste Emission – etwa 50% stärker als [OIII] und rund 4-mal stärker als Hα!!!

Interessant ist das „Beimengen“ von [OIII] und Hα . Dazu der Autor im Originalton: „Ich habe so etwas wie 'Kontinuumsubtraktion für Amateure' verwendet, um die Schmalbandsignale in das RGB-Bild hineinzurechnen. 1) Berechnung eines 'kontimuumsbefreiten Schmalbandsignals' für Hα und [OIII]. Da mache ich natürlich Fehler (u.a. wird das Breitbandspektrum als konstant angenommen). 2. Verstärken der RGB-Komponenten mit den Schmalbanddaten von 1) (R = Hα, G, B= [OIII]). Da ich die Verstärkung sowieso nach Geschmack einstelle, ist der Fehler bei der Kontinuumssubtraktion sowieso egal. 3) Damit die Sterne nicht doch noch farbverschoben werden, habe ich diese bei dem Vorgang 2) geschützt. Die Luminanz besteht aus einer Mischung von CLS+Hα+[OIII].

Jetzt wie gewohnt einige Fakten zum Objekt. VV 47 wurde durch den russischen Astronomen B. A. Vorontsov-Vel'yaminov entdeckt, daher „VV“. Die Publikation erfolgte bereits 1934 in seinem Katalog Planetarischer Nebel. Das geschah in der russischsprachigen Zeitschrift Astronomicheskii Zhurnal, Band 11, Seiten 40-59. Wer im Westen las damals russische Fachliteratur in kyrillischer Schrift? Wohl die Wenigsten. Heute kennt man diese Publikation unter dem englischen Titel „Catalogue of planetary nebulae with a statistical discussion of the subject.“ Und jetzt ganz wichtig: Fünf Jahre nach Vorontsov-Vel'yaminov machten auch Rebecca Jones und Richard Emberson auf ihre Entdeckung dieses PNs aufmerksam, sie bezeichneten ihn allerdings falsch - nämlich als NGC 2474/75. In Wirklichkeit sind dies zwei elliptische Galaxien ca. 8' südlich von VV 47. Viele Astronomen übernahmen diese NGC-Bezeichnung ungeprüft. Erst später stellte sich dieser Irrtum heraus. Im Jahre 1967 veröffentlichten dann die Tschechen Luboš Perek und Luboš Kohoutek ihren „Catalog of Galactic Planetary Nebulae“. Darin ist VV 47 als PK 164+31°1 katalogisiert. Wie jedoch der Name Jones-Emberson 1 (JnEr 1) überhaupt zustande kam, wer ihn gegeben hat und warum er sich so hartnäckig hält, bleibt mir persönlich unklar. Und ganz seltsam: Selbst Agnès Acker, bekannte tonangebende französische PN-Forscherin, schreibt im Strasbourg-ESO Catalog Of Galactic Planetary Nebulae doch tatsächlich: „Discoverer: Jones et al. 1939.“ Leider falsch, Frau Acker! Um den PN in der astronomischen Datenbank Simbad sicher zu finden, sollte man VV 47 oder PN G164.8+31.1 eingeben.

VV 47 alias Jones-Emberson 1 ist nach Liebert et al. (1988) etwa 1060 pc entfernt. Das passt sehr gut zu der in Simbad angegebenen Parallaxe von 0,0009886 arcsec (~ 1 kpc). Im AdW erkennt man problemlos den sehr blauen Zentralstern – den Weißen Zwerg WD 0753+535 mit dem Spektraltyp DQ. Seine Oberflächentemperatur liegt bei 100.000 K. Somit ist es absolut verständlich, dass der 17,1 mag (V) helle Stern einen negativen Farbindex B-V = -0,35 mag aufweist, was hier im AdW sehr gut herauskommt. Noch etwas zur Größe des Nebels: Im AdW lässt sich um die klare Außenschale noch ein schwacher Halo erkennen. Bis in die schwachen Halo-Ausläufer kann man als Durchmesser 7,4' x 8,0' bestimmen. Das ist deutlich größer als die üblicherweise angegebenen 6,3'. Auf die Entfernung von 1060 pc (3450 Lj) bezogen, kommt der wahre Durchmesser damit auf 8 Lichtjahre. Das ist enorm! Zum Vergleich: M 57 ca. 0,8 Lj, M 27 ca. 1,3 Lj. Und noch etwas zum PN. Der symmetrische Aufbau mit den gegenüber liegenden Knoten und inneren Dunkelpartien ist ein klares Indiz dafür, dass der Zentralstern Doppelsternnatur besitzt. Doppelsterne „rühren“ den PN in seine symmetrische Form. Dabei expandiert VV 47 mit ~40 km/s im [NII]-Licht.

Anmerkungen: Das Bild ist in der Bildbearbeitung gut gelungen. Das betrifft sowohl die farbliche Darstellung der Sterne als auch den sinnvoll überlegten Einsatz der Engbandfilter. Dass sich ein intensives Rot im PN einstellt, liegt an der starken Stickstoff-Emission, und das hat der Autor nicht dem Zufall überlassen. Was ich persönlich noch als gut empfinde: Das Bild ist maßvoll entrauscht - nicht dermaßen glattgebügelt, dass es schon unnatürlich wirkt. Diese Behandlung trägt wesentlich dazu bei, dass auch schwächste Strukturen erhalten bleiben.

Dem Bildautor einen herzlichen Dank für diese arbeitsintensive und extrem tiefe Aufnahme. Wieder wird uns ein Beispiel vor Augen gehalten, dass auch kurze Brennweiten beste Ergebnisse liefern können. Unsere Gratulation zum AdW!

Peter Riepe

 

Koordinaten von Jones-Emberson 1 (J2000.0):
RA = 07 h 57 min 51,6 s, DE = +53° 25´ 17´´

Sie haben Fragen oder Anmerkungen? Kontakt zum AdW-Team: fg-astrofotografie@vds-astro.de. Kontakt zum Bildautor: Dazu klicken Sie einfach oben auf den Namen. Sie können auch den Namen des Autors anklicken (rechte Maustaste) und dann die Mailadresse kopieren.

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