26. Woche - Der Krebsnebel Messier 1

 -  Astrofoto der Woche
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Selten als AdW gezeigt: Messier 1. Fachgruppenmitglied Thomas Wahl nahm ihn vom 11.-13. Feb. 2021 mit einem Meade LX200 16-Zoll EMC und einer Kamera ALccd9 plus 2-Zoll-Korrektor bzw. -Reducer von ASA bei f = 3000 mm auf. Belichtet wurde insgesamt 32 x 900 s mit einem Hα-Filter von Baader mit 3,5 nm Halbwertbreite. Die zusätzlichen [OIII]- und [SII]-Aufnahmen entstanden an einem Celestron 11 vom 28.-30. Jan. 2011 mit einer Starlight SXV-H9, je 12 x 600 s belichtet. Norden liegt oben und Osten links, die Größe des Bildfeldes beträgt 17,3' x 12,4'.

Messier 1 ist im Deutschen als Krebsnebel bekannt. Die englischsprachige Literatur bezeichnet ihn als „crab nebula“. Dabei ist der Nebel weder einem Krebs noch einer Krabbe ähnlich, weil sowohl Beine als auch Scheren fehlen. Entdeckt wurde der Krebsnebel im Jahre 1731 von dem englischen Physiker und Amateurastronom John Bevis. Unabhängig davon 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 Messier dazu, seinen heute weltweit bekannten Messier-Katalog anzulegen.

Der etwa 6000 Lj entfernte Krebsnebel ist das Überbleibsel einer Supernova-Explosion. Daher stammt auch seine Bezeichnung SNR G184.6-05.8. Am 4. Juli 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. Widersprüchlich ist jedoch, dass der beobachtbare Supernovarest ca. 1° nordwestlich von Zeta Tauri steht.

M 1 zeichnet sich durch eine komplexe Erscheinung aus. Am auffälligsten ist die überlagerte netzartige Struktur, die aus chaotisch verlaufenden Filamenten besteht. Die Filamentstruktur entstand bei der Explosion der Supernova und beherbergt den größten Teil der abgestoßenen Materie des ursprünglichen Sterns. Daher emittieren die Filamente ein kräftiges Linienspektrum, das über die chemischen Bestandteile der abgestoßenen Materie Auskunft gibt. Das Zusatzbild 1 zeigt, welche Emissionslinien vorkommen und wie stark sie relativ zueinander sind. Da die roten Linien dominieren, treten die Filamente auf Farbaufnahmen überwiegend rot in Erscheinung. Klar, dass Hα wie in allen Gasnebeln vorkommt. Hinweisen muss ich jedoch auf das starke Doublett (= Doppellinie) des einfach ionisierten Stickstoffs [N II]. Den wenigsten Amateuren dürfte bewusst sein, dass diese starke [N II]-Linie die Hα-Linie sozusagen „einrahmt“. Daher lassen die gängigen Hα-Filter das Stickstofflicht in der Regel zusammen mit Hα durch. Es ist also falsch, wenn ein Gasnebel mit einem Hα-Filter von 10 nm (oder sogar noch mehr) Halbwertbreite aufgenommen wurde und dann von einem Hα-Foto geredet wird. Richtig wäre: Hα + [N II]. Bloß kennen das viele Astrofotografen nicht. Und die Astrohändler??? Von daher ist es auch kaum in der Amateurwelt zu lesen. Im ferneren Rotbereich liegt ein weiteres Doublett, die [S II]-Emission des einfach ionisierten Schwefels. Sie ist bei Supernovaresten sehr viel stärker als bei üblichen Gasnebeln. Das Gleiche gilt auch für das blaugrüne [O III]-Doublett, es sorgt für die visuelle Sichtbarkeit des Krebsnebels. Im Zusatzbild wird auch klar, dass die für die visuelle Beobachtung ebenfalls wichtige Hβ-Linie in M 1 kaum von Bedeutung ist.

Bei der Supernova-Explosion wurden die stellaren Bestandteile chaotisch verteilt in den Raum geworfen. Deshalb variieren die Intensitätsverhältnisse aller Linien in einzelnen Nebelsträhnen merklich. In einigen Knoten und Filamenten ist [O III] am stärksten, an anderen Stellen überwiegen [N II], Hα oder [S II]. Im fernen Rot/nahen Infrarot, das für moderne CCD-Kameras gut erreichbar ist, kommt auch noch eine unerwartet starke Emissionslinie des einfach ionisierten Nickels bei 737,8 nm vor.

Das Filamentnetz als Ganzes ist eingebettet in eine amorphe (= strukturlose) Wolke. Sie sendet zwar kontinuierliches Licht aus, aber kein gewöhnliches Licht, sondern nichtthermische so genannte Synchrotronstrahlung, die den Farbton weißlichblau besitzt. Wo kommt diese Synchrotronstrahlung her? Verursacher ist der Neutronenstern, der nach der Supernovaexplosion als Sternenleiche übrig blieb. Es handelt sich um einen „Pulsar“ mit der Katalognummer PSR 0531+21. Er ist der erste im sichtbaren Licht entdeckte Vertreter seiner Art und kommt auf etwa 16 mag. Sein Licht 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 (ca. 10-20%) an den Nebel ab, indem er einen ständigen „Wind“ aus relativistischen Teilchen, Magnetfeldern und hydrodynamischen Wellen dort hineinbläst. Die Elektronen bewegen sich mit sehr hoher Geschwindigkeit (nicht mehr klein gegen die Lichtgeschwindigkeit, daher „relativistisch“) durch den Nebel und durch das magnetische Feld. Dabei verlieren sie ihre Energie durch Emission von Synchrotronstrahlung. Die kann in allen Wellenlängen beobachtet werden, von kurzfrequenter Radiostrahlung über den visuellen Bereich bis hin zur Röntgenstrahlung. Synchrotronnebel und Pulsar bilden folglich ein „gekoppeltes hydrodynamisches System“. Sorgfältige Untersuchungen mit dem russischen 6-m-Teleskop zeigen übrigens keinerlei Linien im Pulsarspektrum (Beskin G.M., Neustroev V.V., 2001: Spectroscopy of the Crab Pulsar; Astron. & Astrophys. 374, 584-587), d. h. der Neutronenstern hat tatsächlich keine ihn umgebende Atmosphäre.

Sowohl der innere Synchrotronbereich als auch das umgebende Filamentnetz des Krebsnebels zeigen über die Jahre hinweg eine deutliche Expansion. Einige Amateure konnten das bereits nachweisen, indem sie ihre Aufnahmen mit alten POSS-Aufnahmen gegenüber stellten. Die Expansionsgeschwindigkeit liegt bei etwa 1500 km pro Sekunde. Untersuchungen ergaben, 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 gar nicht so unstrukturiert. Das zweite Zusatzbild zeigt eine uralte monochromatische Aufnahme aus 2004 am 1,12-m-Newton der EXPO-Sternwarte Melle (H. Tomsik, P. Riepe), ohne Filter. Man erkennt deutlich, dass der zentrale Pulsar von fadenförmigen gekrümmten Gebilden eingerahmt wird. Diese so genannten „Scargle-Wisps“ stellen Verdichtungen im Synchrotrongas dar, d.h. sie emittieren keine Linien! Im Laufe aller bisherigen Beobachtungsjahre 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 Wisp-System zu systematisieren und zu beschreiben (J. D.Scargle, 1969: Activity in the Crab Nebula; Astrophys. Journal 156, 401). Dabei stellte sich heraus, dass ein Wisp bereits auf einem alten Foto von George W. Ritchey aus dem Jahre 1910 zu erkennen war.

Anmerkungen: Thomas Wahl hat einen sehr schmalbandigen reinen Hα-Filter mit nur 3,5 nm Halbwertbreite eingesetzt. Warum? Vermutlich wollte er möglichst engbandig filtern bei seinem hellen Nachthimmel in Oer-Erkenschwick. Leider hat er dadurch die zusätzliche, überaus starke Emissionslinie des Stickstoffs [NII] abgeschnitten und dadurch auf einen wesentlichen Teil der Emission verzichtet. Der Astrofotograf sollte sich – so mein Ratschlag – neben seiner Technik auch ein wenig mit den astronomischen Verhältnissen seines geplanten Objekts befassen. Wer jetzt fragt: „Und woher soll ich denn ein Spektrum von M 1 bekommen?“ … dem sei der Rat gegeben, im Internet auch einmal fachastronomisch zu googeln.

Ein zweiter Punkt soll kurz angesprochen werden: Ein wesentlicher Bestandteil von M 1 ist der Pulsar mit den Wisps im Sychrotronlicht. Schmalbandige Aufnahmen reduzieren dieses Licht, so dass es nicht in seiner vollständigen Erscheinungsform zur Geltung kommt. Auch der Pulsar selbst ist im AdW nur verwaschen sichtbar bei den Pixelkoordinaten (1647/1216). Andererseits kommt nun die Faserstruktur sehr kräftig zum Vorschein (… bis auf die [NII]-Linienanteile). Und als sehr schön darf man anmerken, dass der Bildautor auch alte Aufnahmedaten wieder mit berücksichtigt hat.

Thomas Wahl einen recht schönen Dank für das eingereichte Bild, und natürlich die Gratulation des AdW-Teams zum Astrofoto der Woche!

 

Peter Riepe
Bildautor: Thomas Wahl

 

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

 

 

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