- The DeepSkyJournal

M 27 und ein bisschen mehr…
Jens Bohle
M 27 gehört sicher neben dem Ringnebel M 57 zu den bekanntesten
Planetarischen Nebeln. Die hohe Helligkeit und das gute Ansprechen auf
Nebelfilter lassen die Objekte bereits mit kleinem Teleskop deutlich erkennbar
werden. Dies gilt besonders für den Hantelnebel, der nicht nur auffällig hell,
sondern auch relativ groß erscheint und bereits im kleinen Fernglas erkennbar
ist. Neben den bekannten hantelförmigen Partien offeriert der M 27 aber auch
Strukturen außerhalb der eigentlichen Hülle die weniger bekannt sind.
M 27 belongs beside M 57 to the most prominent Planetary nebula in the sky.
The high surface brightness and their good response on filters and their
apparent size let these nebulae appear bright and easy in smaller scopes or
even in binoculars. But M 27 reveals much more detail beside the well-known
structure of the main body.
Allein aus amateurastronomischer Sicht ließe sich eine Unmenge an Informationen
zu diesem Objekt zusammentragen. Nicht anders wäre es bei den
fachastronomischen Beobachtungen, da M 27 (NGC 6853) aufgrund seiner direkten
Nachbarschaft zu uns ein häufig untersuchtes Objekt ist. Es sind also nicht nur die
Amateure, die den Hantelnebel oft anvisieren. Charles Messier hat am 12. 7. 1764
ein nebliges Objekt im Sternbild Füchslein beobachtet und es in seinen berühmten
Katalog gelistet. Ohne das Messier es wusste, war M 27 ist der erste katalogisierte
PN. Auch im NGC erhielt der Hantelnebel eine Nummer: 6853. Wie bereits erwähnt,
ist M 27 aufgrund seiner Helligkeit aber auch wegen seiner scheinbaren Größe ein
beliebtes Beobachtungsobjekt. Die stattliche Ausdehnung resultiert aus einer
Entfernung von ca. 250 bis 420 Parsec M 27 befindet sich in unserer kosmischen
Nachbarschaft. Die in vielen Quellen genannte scheinbare Größe von etwa 8
Bogenminuten bezieht sich auf den Hauptkörper des Nebels. Dieser erscheint im
kleinen Teleskop hantelförmig und bei der Nutzung größerer Optiken zeigt sich der
PN als rundliche Blase. M 27 ist ein Paradeobjekt für die Beobachtung mit
Schmalbandfiltern wie etwa einem UHC-Filter. Aber auch ein [OIII]-Linienfilter ist bei
der Beobachtung sinnvoll. Interessant ist m. E. der Anblick durch ein Hß-Linienfilter.
In meinem 50 cm - Teleskop war das sonst „gleißend“ helle Objekt kaum noch
erkennbar! Auf Fotografien dominiert der PN in den grünen Farben was die
Verwendung des genannten [OIII]-Linienfilters empfiehlt.
Wie bereits erwähnt, misst der Hauptkörper des Nebels etwa 8 Bogenminuten was
ihn schon zu den größeren PN am Himmel zählen lässt. Besonders langbelichtete
fotografische Aufnahmen zeigen aber eine weitaus komplexere Struktur des
Hantelnebels. Wie viele seiner Artgenossen zeigt auch M 27 ausgeprägte
Halostrukturen. Diese weitaus schwächeren Nebelmassen, welches sich an die
bekannte Nebelhülle nach außen anschließen, lassen den Durchmesser des
Hantelnebels um mehr als das Doppelte anwachsen. Bei dem bereits erwähnten
Ringnebel M 57 ist der Faktor zwischen Hauptkörperdurchmesser und Durchmesser
des Halo größer. Die Ausdehnung des PN misst insgesamt über 200
Bogensekunden (der ovale Hauptkörper bringt es auf etwa 70 Bogensekunden). Um
sich dies zu veranschaulichen sei kurz erwähnt, dass langbelichtete Aufnahmen
zeigen, dass die äußere Nebelhülle von M 57 scheinbar bis an die benachbarte
Galaxie IC 1296 heranreicht. Schaut man sich im Teleskop den PN und die kleine
Galaxie an, so kann man die wahre Größe des Ringnebels abschätzen. Doch zurück
zu M 27. Wie wir nun wissen, ist der Hantelnebel tatsächlich viel größer und
komplexer als auf den ersten Blick erkennbar. Doch was hat es mit diesen
Halostrukturen auf sich und wie sieht es mit der amateurastronomischen
Beobachtung dieser äußeren Strukturen aus?
Zunächst möchte ich kurz auf die Natur des Halos eingehen. Die Halostrukturen
gehen auf Massenverluste zurück, denen ein Roter Riesenstern erliegt und diese
Materie in Form eines langsamen Sternenwindes stoßweise auswirft. Der Halo ist
somit wesentlich älter als der PN selbst. Dieser Vorgang erstreckt sich etwa über
einen Zeitraum von 1 000 000 Jahren. Dadurch entsteht eine expandierende
Hüllenstruktur um den sterbenden Stern bevor der eigentliche Planetarische Nebel
bzw. der weiße Zwergstern entsteht. Erkennbar wird der Halo erst später und zwar
dann, wenn der PN-Körper durch die Expansion im Laufe der Zeit "optisch dünner"
wird und somit die energiereiche Lyman- Strahlung (ultravioletter Bereich) des
Zentralsterns den inneren PN-Körper durchdringen kann. Die Strahlung regt den
Halo zum Leuchten an. Ferner macht sich der Halo auch durch die Wechselwirkung
mit interstellarer Materie bemerkbar. An diesen Orten verdichten sich Nebelmasse
und interstellares Medium und zeigen sich als filamentartige Aufhellungen. Als erster
entdeckte J. D. Duncan im Jahre 1937 Halostrukturen beim bereits erwähnten M 57.
Der Halo um M 27 wurde 1974 erstmals erkannt. In [1] wird erwähnt, dass man
davon ausgeht, dass jeder zweite PN solche Strukturen zeigt. Die immer höheren
Empfindlichkeiten der modernen CCD-Chips in Verbindung mit Linienfiltern lassen
aber bei immer mehr Planetarischen Nebeln solche Strukturen erkennen, so dass
man fast gewillt ist, derartige Halos als normalen Bestandteil der meisten PN zu
betrachten auch wenn es sehr prominente PN ohne Halo gibt (z. B. NGC 2392 und
NGC 7009).
Die äußeren Strukturen sind sehr vielfältig. Viele PN haben mehrere Haloschalen
welche sich konzentrisch um den PN anordnen. Sie emittieren in unterschiedlichen
Wellenlängen wie etwa [OIII], [NII] oder H alpha verschieden stark. Auch sind
ringförmige Strukturen in den Halos Planetarischer Nebel entdeckt worden [2]. Die
Prozesse, welche dafür verantwortlich zeichnen, sind noch nicht geklärt. Vermutet
werden Unregelmäßigkeiten der Sternenwinde, Einwirkung von
Zentralsternbegleitern oder Magnetfelder [2]. Besonderheiten in den Halostrukturen
stellen die sog. „outer flocculi“ dar. Ein Paradebeispiel dafür ist der Knoten im Halo
vom Katzenaugennebel NGC 6543, der sogar einen eigenen Eintrag im IC besitzt (IC
4677) und fälschlicher weise oft als Galaxie geführt wird. Speziell in M 27 hat man
vor etwa 15 Jahren auch sogenannte „rays“ in der Peripherie des PN entdeckt. Diese
stellen sich als radiale strahlenförmige Filamente dar.
Die Beobachtung der Halostrukturen:
Vorweg sei gesagt, dass die amateurastronomische Beobachtung von Halostrukturen
in Planetarischen Nebeln schon zu den sehr schwierigen Aufgabengebieten zählt.
Dies gilt für die visuelle Beobachtung als auch für die fotografische Darstellung. Dies
verwundert nicht angesichts der Tatsache, dass der umgebende Halo viel schwächer
ist als der PN. Die Helligkeit des Halos kann bis zum Faktor 10 000 geringer sein als
die des zentralen Bereiches eines Planetarischen Nebels. Bei M 27 beträgt der
Unterschied je nach Areal im Halo etwa Faktor 2000 bis 4000. Dennoch zeigen die
Ergebnisse unseres Projekts ganz klar, dass auch die Amateure in der Lage sind,
solch schwache Strukturen zu beobachten bzw. zu fotografieren. Für die visuelle
Beobachtung und auch die fotografische Erfassung ist ein dunstfreier Himmel ohne
störende Lichtquellen Voraussetzung für eine erfolgreiche Beobachtung. Leichte
Aufhellungen am Himmel, welche eine höhere Intensität besitzen als die der
Hüllenstruktur, machen das Vorhaben zunichte. Filtereinsatz und Erfahrung im
Umgang mit schwachen Strukturen sind ebenfalls von Vorteil. Für Fotografen ist
sicher ein H alpha-Filter die erste Wahl. Aber auch in den Linien [NII] oder [SII] und
[OIII] emmitieren die Hüllen der PN wobei die [OIII]-Linie für visuelle Beobachter
besonders interessant ist. Insgesamt zeigen professionelle Aufnahmen in den Linien
[OIII] ein anderes Bild als die Emissionen in den roten Linien. Im Fall des
Hantelnebels wirkt der Halo in der grünen Linie gleichmäßiger. Ein nord-süd
ausgerichtetes Filament direkt östlich des PN ist in der [OIII]-Linie sehr auffällig und
auch definitiv visuell beobachtbar [4]. Andererseits sind die knotenartigen Strukturen
im nordwestlichen Nebelteil nur in den roten Linien (H alpha und [NII] erkennbar.
Welche Strukturen nun visuell beobachtbar bzw. fotografisch festzuhalten sind,
zeigen die Ergebnisse unseres Fachgruppenprojekts für die ich mich bei den Autoren
herzlich bedanken möchte. Und alle jene, die M 27 und ein bisschen mehr sehen
möchten, wünsche ich eine baldige sternklare Nacht um den Hantelnebel mal etwas
genauer zu inspizieren.
Literaturhinweise:
[1] Hynes, Steven J. : Planetary Nebula; Willmann- Bell Inc.
[2] R.L.M. Corradi, P. S´anchez-Bl´azquez, G. Mellema, C. Gianmanco, und H.E.
Schwarz : Rings in the haloes of planetary nebulae,. (http://xxx.lanl.gov/abs/astroph/0401056)
[3] G. Gonzales, A. Frank and B. Balick. :Stellar wind paleantology II, Faint halos and
historical Mass ejection in Planetary Nebula:
[4] Bohle, J: Bavarian nights, www.jens-bohle.de/bavarian_nights
[ ] http://www.ing.iac.es/~rcorradi/HALOES/