große planetaries
Sharpless 216, Stephane Zoll
E
Einführung | Observing Guide | Beobachtungen | Daten |
Große Planetarische Nebel beobachten
Die großen alten Planetaries umgibt ein gewisser Nimbus: Sehr groß, extrem schwach und an der Grenze bzw. jenseits der Wahrnehmbarkeit.
Im Gegensatz zu anderen großen und schwachen Objekten, wie zum Beispiel vielen Vertretern der Zwerggalaxien, sind sie jedoch Linienstrahler, was die Grenzen der Beobachtbarkeit ganz enorm erweitert. Mit einem OIII-, UHC- oder von Fall zu Fall auch einem H-beta-Filter rücken einige der großen PN auch in visuelle Erreichbarkeit, obwohl sie selbst auf den tief belichteten Platten der Palomar Sky Survey zum Teil kaum auszumachen sind.
Von wenigen helleren Vertretern abgesehen, wie dem Hantelnebel, Abell 21 oder dem Helix-Nebel, benötigen die meisten der großen PN trotzdem einen sehr dunklen Himmel um die meist nur sehr geringen Kontraste zum Hintergrund wahrnehmen zu können.
Wechselwirkung der PN mit dem interstellaren Medium
Während bei jungen Planetarischen Nebeln der Zentralsstern ordentlich in der Mitte der Gashülle sitzt, ist dies bei den großen alten PN nicht unbedingt der Fall. Hat sich der Vorläuferstern vor Bildung des PN durch das Weltall bewegt, so wird das nach der Bildung des PN der Zentralstern und die Hülle des PN weiterhin tun, wenigstens solange nichts im Weg steht. In der Regel steht jedoch etwas im Weg, nämlich das interstellare Medium (ISM), dessen Dichte sehr unterschiedlich sein kann. Bewegt sich ein PN durch dichtere Zonen des ISM, so wird das den kleinen Zentralstern wenig beeinflussen, da er aufgrund seiner Kleinheit nur einen geringen Wirkungsquerschnitt besitzt. Die sehr große Hülle hingegen wird sehr stark mit dem ISM interagieren, insbesondere bei alten PN, deren Hülle schon stark verdünnt ist und deren Dichte schon langsam in ähnliche Größenordnungen abgesunken ist wie die des ISM. In Folge können sich verschiedene Phänomene ausbilden: 1) Zum einen kann es zur Ausbildung einer Schockfront in Bewegungsrichtung des PN kommen. Deutliche Schockfronten finden sich zum Beispiel bei HFG 1, PFP 1 oder Abell 31. 2) Des weiteren wird der PN auf seinem Weg durch das ISM Material der PN-Hülle hinter sich zurück lassen, es bildet sich somit eine schwache Spur hinter dem PN aus. Solche "trails" gibt es zum Beispiel bei HFG 1 oder Sharpless 68 (wobei genau dies bei letzterem von David Frew in Frage gestellt wird, siehe weiter unten). 3) Der Zentralstern befindet sich aufgrund dieser differentiellen Abbremsung nicht mehr im Zentrum des PN, sondern eilt ihm voraus und man beobachtet einen "Runaway"-Zentralstern. 4) Letzteres führt dazu, dass OIII-Emission, die eine hohe Energie der ionisierenden Strahlug erfordert, nur in der näheren Umgebung des Zentralsterns stattfindet, innerhalb der sogenannten OIII-Strömgren-Zone des Zentralsterns. HII-Emission hingegen kann sich weiterhin über die gesamte Hülle erstrecken. Die Folge ist, dass in OIII und HII unterschiedliche Bereiche des PNs sichtbar sind, die zueinander verschoben sind. Bei dieser Verschiebung der Strahlungsgebiete ist das OIII-leuchtende Gebiet in Bewegungsrichtung zum vorauseilenden Zentralstern hin verschoben.
Visuelle Beobachtung der Verschiebung der Strahlungsgebiete Die aus Punkt 4 resultierende Verschiebung kann bei einigen der hier geschilderten Objekten auch visuell beobachtet werden, wie zum Beispiel DeHt 5 oder Sharpless 68. Die beeindruckendste Verschiebung ist jedoch bei Sharpless 174 (siehe Aufnahmen rechts) zu beobachten (wobei jedoch im Folgenden anzumerken ist, dass der Status aller drei Objekte als PN mehr als fraglich ist): Sharpless 174 gehört mit 10'x15' zu den ganz großen Planetarischen Nebeln (falls er denn einer ist). Bei ihm wurde eine relativ hohe Relativbewegung des Zentralsterns zur Hülle bzw. richtiger zum ionisierten Gas der Umgebung beobachtet. Es wurde postuliert, dass er bei seiner Bewegung durch das ISM seine PN-Hülle verliert und sie als im HII-Licht sichtbare Spur hinter sich her zieht, was auf dieser Aufnahme von Don Goldman gut verfolgt werden kann. 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 hingegen befindet sich hingegen konzentrisch um den heißen Zentralstern. Die im HII und im OIII sichtbaren Nebelteile sind somit gegeneinander verschoben. 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 das Objekt 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 Nebel erscheint rund. Auch wenn Sharpless 174 vermutlich gar kein PN ist, ist die Beobachtung dieser abgegrenzten Bereiche faszinierend. RW Tweedy, R Napiwotzki, The planetary nebula abandoned by its central star
Sein oder nicht Sein: Sind das wirklich auch alles PN? Sein Aufgrund des Fehlens eines Bow-Shocks, der dem PN in Bewegungsrichtung vorauseilt, und mehrerer anderer Gründe wird der Status von DeHt 5, Sharpless 68 und Sharpless 174, sowie von Abell 35 als echte PN von David Frew in Frage gestellt. Vielmehr seien die beobachtbaren Objekte vom wandernden Stern ionisiertes ISM (also Strömgren-Sphären) und die "zurückbleibenden" HII-Bereiche bzw. Tails resultieren aus der bei dieser ISM-Dichte relativ großen Rekombinationszeit für HII. Weitere Gründe für diese Neueinordnung dieser Objekte ist das teilweise viel zu hohe Alter des Weißen Zwergs, das Fehlen einer für eine PN-Schale typischen Randaufhellung (limb brightening), zu schmale Linienbreite für eine expandierende PN-Schale oder eine Diskrepanz zwischen Bewegung des Nebels und der des Weißen Zwergs.
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Sharpless 68 von Dean Salman Verschiebung und HII Spur sind sichtbar
Sharpless 174 von Stephane Zoll Verschiebung deutlich sichtbar
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Filterwahl bei der Beobachtung extrem schwacher PN
Hilfreich bei der Beurteilung der optimalen Filterwahl ist neben dem reinen Ausprobieren ein Vergleich der Helligkeit des PN auf den blauen und den roten POSS II Platten. Die relative spektrale Empfindlichkeit unseres Auges im Dämmerungssehen entspricht grob der der blauen POSS II Platten, die ihre maximale Empfindlichkeit zwischen 450 und 550 nm haben, während die roten POSS II Platten vor allem im Bereich von 620 bis 700 nm empfindlich sind (die POSS I Emulsionen hatten hingegen eine andere Verteilung, nämlich von 350 bis 500 nm bzw. von 620 bis 670 nm). Der Vergleich der blauen und roten POSS II Bildern kann außerdem einen Hinweis auf den Anregungsgrad der Gas-Schalen des Planetaries geben. Die OIII-Linien des zweifach ionisierten Sauerstoffs liegen bei 501nm und 496nm (nur ein Drittel der Intensität der höheren Linie), während die HII-Linien des ionisierten Wasserstoffs bei 656 nm (H-alpha) bzw. bei 486nm (H-beta, nur ein Drittel der Intensität von H-alpha) emittiert wird. Erscheint in PN vor allem auf den blauen Platten hell, ist es in erster Linie ein Objekt für OIII-Filter. Ist er auf den roten Platten heller, so kann dies auf die H-alpha Linie und somit eine große Linienstärke in HII zurück zu führen sein. Da dies automatisch auch Emission in H-beta beinhaltet, ist in diesem Fall ein UHC-Filter, der die H-beta Linie mit beinhaltet, oftmals besser. Einige der PN (vor allem die ganz großen und ältesten) haben jedoch ihre größte Linienstärke in NII (655nm und 658nm), so dass "hell" auf den roten Platten nicht unbedingt gleichbedeutend mit hoher HII Linienstärke (in dem Fall H-alpha bei 656nm) ist! Da die meisten fotografischen H-alpha Filter (mit Ausnahme der 3nm-Filter) neben H-alpha auch NII voll durch lassen, wird selbst auf "H-alpha"-Aufnahmen meist gar nicht zwischen HII und NII differenziert. In diesen Fällen kann der OIII-Filter selbst bei auf Aufnahmen "tiefrot" erscheinenden Planetaries die bessere Wahl sein. Unter sehr guten Bedingungen kann sogar die Beobachtung mit UHC oder ohne Filter die besten Ergebnisse liefern (siehe hier). Die Abbildungen rechts zeigen spektroskopische Ergebnisse für einen dieser großen PN, PFP 1, der in erster Linie NII-Emission zeigt. Die obere Abbildung zeigt die Position des Spektrographen-Spaltes an der NE-Kante des PN (sowie der Kontrolle). Die mittlere Abbildung zeigt ein Spektrum über den sichtbaren Bereich, in dem im blau-grünen Bereich die OIII-Linie bei 501nm und die H-beta-Linie bei 486 nm etwa gleich stark sind. Die untere Vergrößerung zeigt den Hauptbereich der Emission im roten Spektralbereich, in dem die NII-Spektrallinien klar über H-alpha dominieren. Abbildungen nach: Pierce, Frew, and Parker 2004.
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Der Large PN Beobachtungsatlas In dem Beobachtungsatlas ist eine (nicht vollständige) Liste von 38 großen PN (Durchmesser > 5') vorgestellt mit DSS Bildern, Aufsuchkarten und größtenteils Objektbeschreibungen am Okular meines 22" Dobsons.
Download des Large PN Beobachtungs-Atlas (pdf-File 30 MByte, Version 03/2013)
Literatur
Madsen, Frew, Parker, Reynolds, Haffner (2006) An Optical Emission Line Survey of Large Planetary Nebulae. Proceedings of the International Astronomical Union 2:455
Links
Jens Bohle Informationen über die größten PN Stathis Kafalis Beobachtungen einiger großer PN Uwe Glahn große Sammlung von Beobachtungen und Zeichnungen
Aufnahmen großer PN |
PuWe 1, Filipe Alves, www.manalokos.com
MWP 1, Filipe Alves, www.manalokos.com
HFG 1, NOAO/AURA/NSF
Ja Jacobi 1, Stephane Zoll, www.astrosurf.com/zoll |
Bilder und Beobachtungen Die hier gezeigten POSS II Komposite haben eine einheitliche Größe von 30'x30' (außer bei den größten). Bei den schwächsten PN sind auch invertierte kontrastverstärkte Bilder gezeigt (Mouseover).
Unter den Beschreibungen sind Links zu hervorragenden Aufnahmen der Objekte. |
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Sharpless 216 in Perseus 04 45 00 +46 49 00 100' Die ist der gegenwärtig größte bekannte sichere Planetarische Nebel, in einer Distanz von etwa 400 - 600 Lj. Die Stelle mit höchstem Kontrast zum Hintergrund ist die NE Kante, die man mit OIII-Filter schön abfahren kann. Kann aufgrund der Größe in größeren Teleskopen um einiges schwieriger werden als mit mittlerer Öffnung. Mit meinem 22" Dobson ist dieser PN schwierig auszumachen, während er in meinem 80mm Refraktor ohne Probleme zu sehen ist. Die OIII-Bereiche des PNs sind kleiner als die in HII oder NII leuchtenden Bereiche, von denen die NII-Bereiche am meisten Struktur zeigen. (Bildgröße 90'x90')
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narrowband images by Stephane Zoll HII + NII (mouseover: OIII) |
Outters 4 in Cepheus 21 11 48 +59 59 12 69'x20' Das ist eine spektakuläre Neuentdeckung des französischen Amateurs Nicolas Outters, welche den Namen Giant Squid Nebula trägt. Die wahre Natur des hauptsächlich in OIII strahlenden Objekts ist noch unklar und es ist zur Zeit als "possible planetary nebula" gelistet. Möglicherweise handelt es sich auch um einen Outflow eines massereichen jungen Sterns, HR8119 (Acker and co-workers). Outters 4befindet sich scheinbar innerhalb der großen HII-Schale von Sharpless 129. Der zentrale helle Stern ist vermutlich nicht der "Zentralstern", sondern befindet sich im Hintergrund. Die Entfernung von Ou 4 wird auf 75 bis 150 Lj. geschätzt, so dass er mit 69 Bogenminuten nicht nur einer der größten sondern vermutlich auch der nächste PN wäre (falls er einer ist :-) ). (Bildgröße 120'x120') Mit 7mm AP und OIII wurde an der NE Seite des südlichen Teils die hellste Front vermutet, äußerst unsicher.
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(SII/HII/OIII, by Nicolas Outters) mouse-over for OIII |
TK 2 (PN G096.8+31.9 um
Zentralstern RE1738 +665) im Drachen 17 38 02 +66 53 48 ~ 60' Tweedy-Kwitter 1 und 2 sind extrem schwache Objekte, die bei einer Suche um potentielle Zentralsterne gefunden wurden. TK2 ist etwa 600 Lj. entfernt und möglicherweise eine Strömgren-Sphäre und kein PN. Noch nicht versucht, auf dem DSS nicht sichtbar, vor allem NII und somit vermutlich visuell nicht machbar (Größe 60') (Bildgröße 90'x90') paper by Tweedy and Kwitter, 1994
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TK 1 (PN G191.4+33.0 um
Zentralstern Ton 320) im Krebs 08 27 06 +31 30 09 ~ 30' Tweedy-Kwitter 1 und 2 sind extrem schwache Objekte, die bei einer Suche um potentielle Zentralsterne gefunden wurden. TK1 ist etwa 2000 Lj. entfernt. Noch nicht versucht, auf dem DSS nicht sichtbar, vor allem NII und somit vermutlich visuell nicht machbar (Größe 30') (Bildgröße 60'x60') paper by Tweedy and Kwitter, 1994
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Weinberger-Dengel 1 (WeDe 1)
oder Weinberger-Dengel-Hartl-Sabbadin 1 (WDHS 1) in
Orion 05 59 24 +10 41 40 22'x17' Bei einem ersten Versuch konnte ich an der Stelle nichts sehen. Bei weiteren Versuchen wurde eine nach N und W begrenzte runde gefüllte Fläche mit OIII vermutet, die nach S ausläuft. Sehr unsicher. Das Rot des PNs stammt vorwiegend von NII, welches 4x stärker als HII ist (Frew 2013). Die Entfernung des PNs beträgt etwa 3000 Lj. (Bildgröße 40'x40') paper by Weinberger et al., 1983
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Purgathofer-Weinberger 1 (PuWe
1)
in Lynx 06 19 34 +55 36 42 20' PuWe 1 (Entfernung etwa 500 - 1300 Lj.) erscheint bei exzellenten Bedingungen, Minimalvergrößerung, 7 mm Austrittspupille und OIII-Filter (Lumicon) als extrem schwache Scheibe mit relativ gut definierter Kante von SE über S bis W. Der PN reagiert ähnlich gut auf den UHC-Filter mit sogar etwas besser definierter Kante. Der PN erscheint dabei nicht ring- oder sichelförmig, sondern flächig. Nach NE wird der PN schwächer und verschmilzt mit dem Hintergrund. paper by Purgathofer and Weinberger, 1980 Heidi Schweikert and Travis Rector
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Pierce-Frew-Parker 1 (PFP 1) in
Monoceros 07 22 18 -06 21 46 19'x18' Ich hatte das "helle" Filament an der N-Kante probiert, das auf breitbandigen "H-alpha"-Aufnahmen relativ deutlich rüber kommt und von Interaktion mit dem ISM her rührt. Der größte Teil der Emission im Roten ist jedoch nicht HII, sondern NII. Von daher ist der H-beta-Flux sogar geringer als der in OIII, weshalb der OIII- oder UHC-Filter hier der Filter der Wahl wäre. Bei meinem Beobachtungsversuch habe ich das Segment an der N-Kante bestenfalls "vermutet".
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Helix-Nebel (NGC 7293)
22 29 39 -20 50 14 18' Der Helix-Nebel (Entfernung 630 -1000 Lj.) ist hier in erster Linie als Vergleich gezeigt, um die enormen Helligkeitsunterschiede zu den andern großen PN zu verdeutlichen. Die meisten der anderen großen PN haben Helligkeiten, die eher dem des äußeren Halos von NGC 7293 entsprechen als dem PN selbst. Die Halostrukturen sind extrem schwach und strahlen in erster Linie in den für die visuelle Beobachtung sehr ungünstigen NII-Linien. Trotz mehrfacher Beobachtungsversuche unter zum Teil exzellenten hochalpinen Bedingungen konnte ich keine dieser äußeren Strukturen bisher sicher beobachten. Halobeobachtungen von Johannes Brachtendorf
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Abell 31 in Cancer 08 54 13 +08 53 58 17'x16' Mit einer Größe von 17'x16' ist dies der größte Abell PN, von dem jedoch in OIII nur der zentrale Bereich sichtbar ist. Seine Entfernung beträgt etwa 1400 Lj. Mit OIII-Filter erscheint Abell 31 sofort diffus mit nicht scharf definierten Begrenzungen. Interne Struktur ist angedeutet, aber schwierig zu halten.
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Ishida-Weinberger 2 (IsWe 2) in
Cepheus 22 13 22 +65 53 55 16'x14' Mit 7mm AP und H-beta-Filter als große und extrem schwache flächige Aufhellung gesehen. N und E rund, im SW weniger definiert. IsWe2 ist etwa 2000 Lj. entfernt. paper by Ishida and Weinberger, 1987
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Abell 35 in Hydra 12 53 41 -22 51 42 16'x11' Abell 35 ist mit 16'x11' der zweitgrößte aus Abells Katalog, wobei in OIII jedoch lediglich der innere Bereich sichtbar ist. Seine Entfernung beträgt etwa 700 Lj. . Abell 35 ist vermutlich eine Strömgren-Sphäre und kein wirklicher PN (Frew, thesis). Mit OIII-Filter ist dieses Objekt sofort drin als diffuse Aufhellung um eine Gruppe aus drei Sternen. Die Band-Struktur im Südteil ist angedeutet. Das Objekt befindet sich in etwa 500 Lj. Entfernung.
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Heckathorn-Fesen-Gull 1 (HFG
1)
in Cassiopeia 03 03 48 +64 53 28 15' Trotz hohen OIII-Anteils der Gesamtemission ist das Teil visuell nicht einfach. Erscheint mit OIII-Filter als unregelmäßige, sehr schwache Aufhellung. paper by Fesen, Gull and Heckathorn, 1982 Stephane Zoll (note the trail of the PN in the enhanced image)
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Abell 74 in Vulpecula 21 16 52 +24 08 51 15'x13' Mit UHC und 7mm AP als extrem schwache große Aufhellung gesehen. Kanten sind zum Teil definiert. Die Entfernung dieses PNs beträgt etwa 3000 Lj. |
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Abell 7 in Lepus 05 03 08 -15 36 13 15'x11' Erscheint mit OIII als extrem schwache, große und diffuse Aufhellung N eines auffälligen Sternenmusters. Abell 7 ist etwa 1200 Lj. entfernt.
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Sharpless 174 in Cepheus 23 46 49 +80 56 20 15'x10' Schon mehrfach beobachtet mit OIII-, H-beta- und UHC-Filter. Dabei sind unterschiedliche Bereiche des Objekts sichtbar, was an der Verschiebung des Lichtflecks bei Filterwechsel merkbar ist. Der Nebel ist diffus mit unklarer Begrenzung. OIII-Emission ist vor allem im NW-Teil zu beobachten, H-beta 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 Nebel erscheint rund. Sharpless 174 ist vermutlich eine Strömgren-Sphäre und kein echter PN (Frew, Thesis). paper by Tweedy and Napiwotzki, 1994
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Ishida-Weinberger 1 (IsWe 1) in Perseus 03 49 05 +50 00 15 13' Mit OIII/H-beta/UHC nichts Definitives zu sehen. Nach Madsen et al., hat dieser PN etwa gleiche Linienstärke in OIII und H-beta. paper by Ishida and Weinberger, 1987
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Sharpless 68 in Serpens 18 25 11 +00 51 17 13' Relativ heller Nebel mit Run-Away-Zentralstern. Erscheint mit OIII als zarte Aufhellung mit gleichmäßiger Oberflächenhelligkeit und diffusem Rand. Der nach N wegziehende Teil (siehe Dean Salmans Aufnahme ganz oben) konnte nicht beobachtet werden. Nach Frew (Thesis) ist Sharpless 68 ionisiertes ISM und kein echter PN. paper by Fesen, Gull and Heckathorn, 1982
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Sharpless 176 in Cassiopeia 00 31 53 +57 22 33 13'x11' Schon mehrfach probiert mit allen verfügbaren Filtern, aber erfolglos. Emission im Roten ist zum großen Teil NII (Linienstärke beträgt das 2.3-fache der in H-alpha). paper by Sabbadin, Minello and Bianchini, 1977
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Ellis-Grayson-Bond 6 (EGB 6) in
Leo 09 53 00 +13 44 50 13'x11' Mit 7mm AP und OIII-Filter konnte eine extrem schwache Aufhellung beobachtet werden. Der PN erscheint dabei nicht ringförmig, sondern als flächige, ungefähr runde Aufhellung. EGB 6 ist etwa 2000 Lj. entfernt. paper by Ellis, Grayson and Bond, 1984
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Motch-Werner-Pakull 1 (MWP 1) in Cygnus 21 17 07 +34 12 40 13'x9' Mit OIII-Filter ist zunächst der zentrale S-Teil als diffuse, sehr schwache ovale Aufhellung zu sehen. Weitere, etwas schwächere OIII-Bereiche befinden sich auf der E- und W-Seite und sind ebenfalls beobachtbar (W-Seite einfacher).
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Abell 21 in Gemini 07 29 03 +13 14 30 12'x9' Heller PN, der sehr gut auf OIII reagiert und zunächst seine Sichelform mit Filament-Struktur zeigt. Der PN erscheint gefüllt mit erheblich schwächerer OIII-Emission. Auch der NW-Rand ist sichtbar als extrem schwache OIII-Gegensichel entlang eines schwachen Sternenbogens. Abell 21 ist etwa 2000 Lj. entfernt. Heidi Schweikert and Travis Rector
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Jacoby 1 in Bootes 15 21 47 +52 22 05 11' Schon mehrfach probiert, unter sehr guten Bedingungen mit OIII ein Teil der Schale über etwas mehr als 90° um den überlagerten Stern vermutet, Stern steht dabei eher innerhalb der Schale. Allerdings sind in dem Bereich auch schwache Sterne vorhanden (einige sichtbar), die trügerisch sein können. paper by Jacoby and Van de Steene, 1995
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Sharpless 78 /
Capellaro-Turatto-Salvadori-Sabbadin 3 (CTSS 3) in Aquila 19 03 08 +14 06 57 11'x9' Extrem schwaches Objekt, das sich zwischen zwei Sternen durch zieht. Südwestlicher Teil relativ gut begrenzt und grob rechteckig, nordwestlicher Teil größer und diffuser. Mit UHC am besten, aber auch mit OIII und H-beta eindeutig sichtbar. Sternendichte ist sehr störend in diesem Bereich der Milchstraße. NII ist etwa 4-fach stärker als H-alpha, OIII und H-beta sind in etwa gleich stark. paper by Capellaro et al., 1990
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Hartl-Dengel-Weinberger 3 (HDW
3) or HaWe 4
in Perseus 03 27 15 +45 24 19 9' Mit OIII und 7mm AP als extrem schwache große Aufhellung vermutet. OIII ist bei diesem PN stärker als H-alpha. |
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Dengel-Hartl 5 (DeHt 5) in
Cepheus 22 19 34 +70 56 01 9' Mit OIII-Filter als extrem schwache, diffuse und runde Aufhellung sichtbar, die bei Field-Sweeping immer wieder auftaucht. Nicht sichelförmig, wie der H-alpha-Anteil auf dem DSS-Bild, sondern eher wie der runde Beitrag von der blauen DSS. DeHt 5 ist vermutlich ionsiertes ISM und kein echter PN (Frew, thesis). paper by Dengel, Hartl and Weinberger, 1980
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Longmore-Tritton 5 (LoTr 5) in
Coma Berenices 12 55 34 +25 53 28 9' Vergleichsweise einfach mit OIII (nur sehr schwach anstatt extrem schwach ) und schon mehrfach beobachtet. Schwache Scheibe mit recht guter Kante nach S auf Höhe eines schwächeren Sterns zwischen Zentralstern und dem hellen Stern ganz im S. Auch mit UHC sichtbar mit etwas weniger Kontrast. paper by Longmore and Tritton, 1980
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Simeis 22 in Cassiopeia 01 30 40 +58 22 00 9'x8' Sehr schöne Sichel, sozusagen Abell 21 durch einen Graufilter. Erscheint nach längerer Beobachtung (am besten OIII) leicht strukturiert mit Filamenten. NII ist bei diesem PN etwa 1.9-fach stärker als H-alpha.
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NGC 1360 in Fornax 03 33 14 -25 52 18 9'x5' Heller PN mit auffälligem Zentralstern. Reagiert sehr gut auf OIII und erscheint oval (N-S) mit dunklerer SE-Ecke.
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Hantelnebel M27 19 59 36 +22 43 00 8'x6' (15'x12' halo) Gehört zu der illustren Gruppe der großen PN eigentlich nur aufgrund seines größeren äußeren Halos . Im Vergleich zu den anderen sieht die Aufnahme schon ganz schön ausgebrannt aus . Helligkeitsmäßig spielt M27 von daher in einer völlig anderen Liga und lediglich das zarte äußere Halo entspricht der Helligkeitsklasse der meisten anderen großen PN. Halo am besten mit OIII jeweils an den Seiten mit den "Ohren". Extreme Halo-Aufnahme von Filipe Alves
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Abell 29 in Pyxis 08 40.2 -20 54 00 8' Noch nicht beobachtet. Nach Tweedy and Kwitter und Frew ist bei diesem PN (wie bei vielen der alten PN) die Linienstärke in NII etwa 6x größer als in HII, wobei auch Strahlung in OIII nachgewiesen wurde. Von daher ist dieser PN trotz der roten Farbe nicht zwangsläufig ein H-beta-Objekt.
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Abell 36 in Virgo 13 40.7 -19 53 00 8' Eine weiterer großer und relativ heller Abell PN mit einem Durchmesser von etwa 8'. Mit OIII-Filter ist dieser PN (Entfernung 800Lj.) recht deutlich um seinen Zentralstern sichtbar. Die Scheibe erscheint leicht ringförmig mit dunklerem Zentrum.
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Kohoutek 2-2 in Monoceros 06 52 28 +09 58 17 7' Mit OIII-Filter erscheint der PN nicht sichelförmig, sondern als extrem schwache Scheibe, die immer wieder indirekt aufblitzt. Sie entspricht in Größe und Lage der schwachen, weißlichen Aufhellung im DSS-Komposit. K 2-2 ist in OIII stärker als in H-alpha.
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Jones-Emberson 1 (VV 47) in Lynx 07 57 51 +53 25 16 7'x6' Relativ heller PN. Erscheint als Ring mit dunklerem Zentrum. Der Ring hat symmetrisch zwei hellere Verdickungen and den NW- und SE-Seiten.
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Hartl-Dengel-Weinberger 2 (HDW
2)/Sharpless 200
in Cassiopeia 03 11 00 +62 48 00 6' Mit OIII-Filter erscheint der PN als ganz schwache aber sichere Aufhellung um den zentralen Sternenbogen und erstreckt sich um einiges über ihn hinaus, vor allem nach Norden. paper by Hartl and Weinberger, 1987 Dean Salman und Jim Janusz detektieren auf ihren Aufnahmen ein sehr schwaches äußeres Halo, das die Größe dieses PNs auf fast 40' vergrößert. Dieses Halo wird auch schon im Entdeckungspaper erwähnt, ist aber wahrscheinlich vom ZS ionisiertes ISM und somit nicht echter Bestandteil des PN.
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Yerkes-McDonald 16 (YM 16) in Serpens
Cauda 18 54 57 +06 02 31 6' Erfolglos mit allen verfügbaren Filtern und ohne Filter und 5-7mm AP. Das Verhältnis NII/H-alpha beträgt bei diesem PN 3.0 (Frew, thesis), die rote Emission ist also in erster Linie NII, nicht H-alpha.
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Ear Nebula IPHASX J205013.7
+ 465518 in Cygnus 20 50 05 +46 52 48 6' Dieser PN wurde 2009 von der IPHAS Survey als IPHASX J205013.7 + 465518 (x für extended object) entdeckt. Auf der DSS-Aufnahme ist der PN kaum zu sehen, im OIII aber recht hell, siehe die fantastische Aufnahme von Don Goldman (Link unten). Am besten bei 100x und 5.2mm AP und OIII-Filter. Große flächige und extrem schwache strukturierte Aufhellung. Nordkante rund, nach S weniger definiert. Zentraler Bereich deutlicher, erstreckt sich NNE/SSW elongiert durch den PN.
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mouseover: Overlay mit Sabin-OIII-Aufnahme
T.A. Rector (University of Alaska Anchorage) and H. Schweiker (WIYN and NOAO/AURA/NSF)
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Abell 24 in Canis Minor 07 51 38 +03 00 27 6'
Dies ist ein weiterer der rot erscheinenden PN, die eigentlich gut auf den H-beta-Filter ansprechen sollten, es aber nicht tun. Nach Madsen et al., ist die Emission im Roten zum größten Teil NII, welches eine etwa 5-mal größere Linienstärke hat als HII und eine etwa 7-mal größere als OIII. Dies macht OIII zur stärksten der visuell erreichbaren Linien, auch wenn es auf dem Bild so gar nicht danach aussieht. Trotzdem, auch mit OIII-Filter erscheint der PN nur extrem schwach, rund und ohne Details.
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Abell 28 in Ursa Major 08 41 35 +58 14 03 5' Noch nicht beobachtet. Nach den Linienstärken, die in Madsen et al. publiziert wurden, sollte dies ein Objekt für den H-beta-Filter sein.
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Ellis-Grayson-Bond 1 (EGB 1)
/ Hartl-Dengel-Weinberger 1 (HDW 1) in Cassiopeia 01 07 08 +73 33 24 5' Mit OIII-Filter ist indirekt eine diffuse runde Aufhellung zwischen zwei Sterngruppen mit drei bzw. vier Sternen zu beobachten. Dieser PN ist etwa 2000 Lj. entfernt.
paper by Ellis, Grayson and Bond, 1984 paper by Hartl and Weinberger, 1987
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Abell 45 in Scutum 18 30 17 -11 36 54 5' Noch nicht beobachtet. Struktur scheint vor allem in NII zu sein, in HII besteht nur wenig Kontrast zur Umgebung (Tweedy and Kwitter und Frew 2013).
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Jones 1 in Pegasus 23 35 53 +30 28 02 5' Relativ heller PN der gut auf OIII-Filter reagiert. Erscheint als geisterhaftes "C", das nach E offen ist. N- und S-Abschnitte des offenen Rings sind heller. |
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Cat's Eye Nebula (NGC 6543
und IC 4677) in Draco 17 58 33 +66 37 60 5' (halo) Um den 17"x23" großen hellen zentralen Teil besitzt der Katzenaugennebel ein etwa 5' großes Halo. Der am einfachsten zu beobachtende Teil dieses Halos ist eine rechteckige Kondensation, die abseits des zentralen Teils in Richtung eines benachbarten hellen Sterns steht. Diese Struktur trägt die Katalogbezeichnung IC 4677 und ist in manchen Kartenprogrammen fälschlicherweise als Galaxie geführt. Selbst unter nicht optimalem Himmel ist dieser Teil des Halos relative einfach zu beobachten. Auch die kleine Balkengalaxie ist nett und sollte nicht mit dem Halo verwechselt werden
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Daten der größten PN
|
status unclear |
distance (pc) |
RA |
dec |
Ø in ' |
other names |
emission line intensities |
Sh 2-216 |
|
130 |
04 45 00 |
+46 49 00 |
100 |
PN G158.6+00.7 |
OIII > Hα |
Outters 4 |
x |
30 |
21 11 48 |
+59 59 12 |
69x20 |
|
mostly OIII |
TK 2 |
x |
180 |
17 38 02 |
+66 53 48 |
~ 60 |
RE 1738 +665, PN G096.8+31.9 |
NII > Hα |
TK 1 |
|
570 |
08 27 06 |
+31 30 09 |
~ 30 |
TON 320, PN G191.4+33.0 |
NII > Hα |
WDHS 1 |
|
850 |
05 59 24 |
+10 41 40 |
22x17 |
WeDe 1, PN G197.4-06.4 |
mostly NII |
PuWe 1 |
|
370 |
06 19 34 |
+55 36 42 |
20 |
PN G158.9+17.8 |
Hα and OIII |
PFP 1 |
|
540 |
07 22 18 |
-06 21 46 |
19x18 |
PN G222.1+03.9 |
mostly NII, Hα and OIII weak |
NGC 7293 |
|
220 |
22 29 39 |
-20 50 14 |
18 |
Helix |
Hα and OIII |
Abell 31 |
|
480 |
08 54 13 |
+08 53 58 |
17x16 |
PN G219.1+31.2 |
OIII > Hα |
IsWe 2 |
|
620 |
22 13 22 |
+65 53 55 |
16x14 |
PN G107.7+07.8 |
mostly Hα, Hβ ≈ OIII |
Abell 35 |
x |
200 |
12 53 41 |
-22 51 42 |
16x11 |
PN G303.6+40.0 |
Hα and OIII |
HFG 1 |
|
600 |
03 03 48 |
+64 53 28 |
15 |
PN G136.3+05.5 |
mostly OIII |
Abell 74 |
|
750 |
21 16 52 |
+24 08 51 |
15x13 |
PN G072.7-17.1 |
Hα and OIII |
Abell 7 |
|
510 |
05 03 08 |
-15 36 13 |
15x11 |
PN G215.5-30.8 |
Hα and OIII |
Sh 2-174 |
x |
400 |
23 46 49 |
+80 56 20 |
15x10 |
PN G120.3+18.3 |
Hα > OIII |
Sh 2-68 |
x |
350 |
18 25 11 |
+00 51 17 |
14 |
PN G030.6+06.2 |
Hα and OIII |
IsWe 1 |
|
620 |
03 49 05 |
+50 00 15 |
13 |
PN G149.7-03.3 |
Hb ≈ OIII |
Sh 2- 176 |
|
780 |
00 31 53 |
+57 22 33 |
13x11 |
PN G120.2-05.3 |
mostly NII, Hα weaker |
EGB 6 |
|
590 |
09 53 00 |
+13 44 50 |
13x11 |
PN G221.5+46.3 |
OIII > Hα |
MWP 1 |
|
500 |
21 17 07 |
+34 12 40 |
13x9 |
PN G080.3-10.4 |
OIII > Hα |
Abell 21 |
|
540 |
07 29 03 |
+13 14 30 |
12x9 |
Medusa, PN G205.1+14.2 |
OIII and Hα |
Jacoby 1 |
|
570 |
15 21 47 |
+52 22 05 |
11 |
PK 085 +52.1 |
mostly OIII |
CTSS 3 |
|
640 |
19 03 08 |
+14 06 57 |
11x9 |
Sh 2- 78, PN G046.8+03.8 |
NII > OIII and Hα |
HDW 3 |
|
800 |
03 27 15 |
+45 24 19 |
9 |
HW 4, PN G149.4-09.2 |
OIII>Hα |
DeHt 5 |
x |
300 |
22 19 34 |
+70 56 01 |
9 |
DHW 5, PN G111.0+11.6 |
Hα>OIII |
LoTr 5 |
|
500 |
12 55 34 |
+25 53 28 |
9 |
PN G339.9+88.4 |
mostly OIII |
Simeis 22 |
|
830 |
01 30 40 |
+58 22 00 |
9x8 |
Sh 2-188, PN G128.0-04.1 |
NII>Hα>OIII |
NGC 1360 |
|
380 |
03 33 14 |
-25 52 18 |
9x5 |
|
|
M 27 |
|
380 |
19 59 36 |
+22 43 00 |
8x6 |
Dumbell, NGC 6853 |
Halo 15'x12' OIII |
Abell 29 |
|
1390 |
08 40.2 |
-20 54 00 |
8 |
PN G244.5+12.5 |
NII >> Hα |
Abell 36 |
|
450 |
13 40.7 |
-19 53 00 |
8 |
PN G318.4+41.4 |
mostly OIII |
Kohoutek 2-2 |
|
800 |
06 52 28 |
+09 58 17 |
7 |
PN G204.1+04.7 |
OIII and Hα |
JnEr 1 |
|
1115 |
07 57 51 |
+53 25 16 |
7x6 |
VV 47, PN G164.8+31.1 |
OIII and Hα |
HDW 2 |
|
660 |
03 11 00 |
+62 48 00 |
6 |
Sh 2-200, PN G138.1+04.1 |
OIII and Hα |
YM 16 |
|
1290 |
18 54 57 |
+06 02 31 |
6 |
Yerkes-McDonald 16, PNG038.7+01.9 |
NII >> Hα |
Ear Nebula |
|
520 |
20 50 05 |
+46 52 48 |
6 |
IPHASX J205013.7 + 465518 |
OIII and Hα |
Abell 24 |
|
830 |
07 51 38 |
+03 00 27 |
6 |
PN G217.1+14.7 |
NII >> OIII and Hα |
Abell 28 |
|
1220 |
08 41 35 |
+58 14 03 |
5 |
PN G158.8+37.1 |
|
EGB 1 |
|
650 |
01 07 08 |
+73 33 24 |
5 |
HDW 1, PN G124.0+10.7 |
OIII and Hα |
Abell 45 |
|
1320 |
18 30 17 |
-11 36 54 |
5 |
PN G020.2-00.6 |
NII > Hα |
Jones 1 |
|
900 |
23 35 53 |
+30 28 02 |
5 |
PN G104.2-29.6 |
mostly OIII |
Distance estimates mostly adopted from David Frew, PhD thesis
The Digitized Sky Survey was produced at the Space Telescope Science Institute under U.S. Government grant NAG W-2166. The images of these surveys are based on photographic data obtained using the Oschin Schmidt Telescope on Palomar Mountain and the UK Schmidt Telescope. The plates were processed into the present compressed digital form with the permission of these institutions.