Februar 2009 – M1, der Krebsnebel

5. Februar 2009 - g.grutzeck

M1 ist im Deutschen als Krebsnebel bekannt. Die englischsprachige Literatur bezeichnet ihn merkwürdigerweise als “crab nebula”. Dabei ist die Form weder einem Krebs noch einer Krabbe ähnlich, denn Beine als auch Scheren fehlen. M1 wurde im Jahre 1731 von dem englischen Physiker und Amateur-Astronom John Bevis entdeckt. 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.
Der etwa 6000 Lj entfernte Krebsnebel ist das Überbleibsel einer Supernova-Explosion [1]. 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. Widersprüchlich ist jedoch, dass der beobachtbare Supernovarest ca. 1° nordwestlich von Zeta Tauri steht.
M1 zeichnet sich durch eine komplexe Erscheinung aus. Am auffälligsten ist die überlagerte netzartige Struktur, die aus chaotisch verlaufenden Filamenten besteht (Abb. 1 – 11). 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 (Abb. 12). Tab. 1 zeigt in Verbindung mit Abb. 12, dass die roten Linien dominieren. Genau deshalb zeigen Farbaufnahmen die Filamente überwiegend rot. Klar, dass ionisierter Wasserstoff wie in allen Gasnebeln vorkommt und daher die Hα-Linie präsent ist. Hinweisen muss ich aber auch 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” (Tab. 1). Daher lassen die gängigen Hα-Filter das Stickstofflicht in der Regel ebenfalls durch. Es ist also falsch, wenn ein Gasnebel mit einem 10-nm-Hα-Filter aufgenommen wurde und dann von einem Hα-Foto geredet wird. Richtig wäre: Hα + [N II]. Im ferneren Rotbereich liegt ein weiteres Doublett, die [S II]-Linie 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 Erkennbarkeit des Krebsnebels. Abb. 12 zeigt, dass die für die visuelle Beobachtung ebenfalls wichtige H-Beta-Linie in M1 nur von untergeordneter Bedeutung ist.

Tab. 1: Einige Emissionslinien des Krebsnebels.
chem. Element Wellenlänge (nm)
[O III] 495,9/500,7
He I 5876
H II = Hα 656,3
[N II] 654,8/658,4
[S II] 671,6/673,1
[Ni II] 737,8

Hochaufgelöste Aufnahmen mit dem Canada-France-Hawaii Telescope auf Mauna Kea bei besten atmosphärischen Bedingungen (FWHM = 0,52") beweisen, dass die Filamente in Ketten kleiner Knoten zerfallen [2]. Über alle Filamente gemittelt sind die in Tab. 1 aufgelisteten visuellen Emissionslinien vergleichbar hell, abgesehen von der Linie des neutralen Heliums He I im orangefarbenen Spektralbereich. Obwohl die Heliumlinie nur etwa 15% der [O III]-Intensität hat, ist Helium eines der häufigsten Elemente im Krebsnebel [3]. Die Intensitätsverhältnisse aller Linien variieren jedoch merklich in einzelnen Nebelsträhnen. In einigen Knoten und Filamenten ist [O III] am stärksten, an anderen Stellen überwiegen [N II], Hα oder [S II]. Im nahen Infrarot, das ja für moderne CCD-Kameras gut erreichbar ist, kommt auch noch eine unerwartet starke Emissionslinie des einfach ionisierten Nickels vor. Wer sich für Spektraluntersuchungen des Krebsnebels – auch im IR-Bereich – interessiert, sei auf [3, 4] verwiesen.
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 Synchrotronstrahlung, die den Farbton weißlichblau besitzt. Wo kommt diese Synchrotronstrahlung her? Verursacher ist der Neutronenstern, der nach der Supernova übrigblieb. Es handelt sich um einen “Pulsar” mit der Katalognummer PSR 0531+21. Er ist der erste im sichtbaren Licht entdeckte Vertreter seiner Art [5] und kommt auf etwa 16 mag. 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 [2, 3]. Die Elektronen bewegen sich mit sehr hoher Geschwindigkeit (nicht mehr klein gegen die 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 den visuellen Bereich bis hin zu harter Röntgenstrahlung [6]. So bilden Pulsar und Synchrotronnebel ein “gekoppeltes hydrodynamisches System”. Sorgfältige Untersuchungen mit dem russischen 6-m-Teleskop zeigen übrigens keinerlei Linien im Pulsarspektrum [7], d.h. der Neutronenstern hat tatsächlich keine ihn umgebende Atmosphäre. Wie M1 im Röntgenlicht aussieht, zeigt Abb. 13. Das Bild wurde mit den beiden EPIC MOS CCD-Kameras an Bord des Satelliten XMM-Newton gewonnen [6].
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 [8]. Untersuchungen haben ergeben, dass der Synchrotronnebel möglicherweise etwas schneller als die Filamente expandiert. Daher wird er das Filamentnetz über kurz oder lang durchbrechen. Um die Expansion zu verdeutlichen, hat Wolfgang Kloehr eine beeindruckende Schwarzweiß-Animation aus zwei Aufnahmen unterschiedlicher Zeitpunkte zusammengestellt (Abb. 14). Die erste Aufnahme stammt aus dem POSS und wurde im Jahre 1951 mit dem großen Schmidtspiegel auf dem Mount Palomar angefertigt. Damals war der Krebsnebel offensichtlich etwas kleiner als in der heutigen, überlagerten zweiten Aufnahme vom 14.12.2007.
Schaut man sich das “Wackeln” in der Animation genauer an, so sieht man an den Außenrändern von M1 sehr schön, wie sich die Nebelmassen seit 1951 über die Hintergrundsterne hinweg geschoben haben. Ferner gibt es einige Sterne im Bild, die seitdem offenkundig ihre Position gegenüber dem Himmelshintergrund verändert haben. Der hellere Stern G 100-20 nordwestlich von M1 ist das beste Beispiel. Die Auswertung ergibt (P. Riepe), dass dieser K3-Stern von 11,55 mag sich in den 56 Jahren um 11,8 Bogensekunden von Nordnordost nach Südsüdwest weiterbewegt hat. Das wären ohne Berücksichtigung des Parallaxenfehlers 0,21" pro Jahr. Laut Literatur Sandage & Kowal (1986) sollen es 0,33" pro Jahr sein. Die großartige Leistung bei der Erstellung dieser tollen Animation war die exakte Überlagerung der beiden Einzelbilder mit unterschiedlichem Bildmaßstab, unterschiedlicher Helligkeit und Orientierung.
Im Zentrum des Krebsnebels ist der Synchrotronnebel gar nicht so unstrukturiert. Die in Abb. 15 gezeigte Übersichtsaufnahme entstand am 22.10.2004 mit dem 44"-Newton der Sternwarte Melle, ohne Filter. Man erkennt deutlich, dass der zentrale Pulsar von fadenförmigen Gebilden eingerahmt wird. Diese “Scargle-Wisps” stellen Verdichtungen im Synchrotrongas dar, d.h. sie emittieren keine der in Tab. 1 genannten Linien! Im Laufe der letzten 80 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 System der Wisps zu systematisieren [9] und zu beschreiben (Abb. 16). Dabei stellte sich heraus, dass ein Wisp bereits auf einer alten Fotografie von George W. Ritchey aus dem Jahre 1910 zu erkennen war. Erdgebundene hoch aufgelöste Aufnahmen aus dem Jahre 1989 mit dem Canada-France-Hawaii Telescope auf Mauna Kea zeigen das Wisp-Gebiet im nahen Infrarot [10], mit vielen Feinheiten (Abb. 16a).
Die relativistische Ausströmgeschwindigkeit des Pulsarwindes muss, weil der Nebel in seiner Gesamtheit wesentlich langsamer expandiert, bereits innerhalb der näheren Pulsarumgebung erheblich abgebremst werden. Diese Wechselwirkung mit dem umgebenden Synchrotron-Nebel erzeugt ständig veränderliche Stoßfronten – die Scargle-Wisps. Scargle selbst bezeichnet sie als fortschreitende, hydromagnetische Störungen. Man kann also nicht von permanent existierenden Objekten reden. Und doch erscheinen sie in ihrer Grundstruktur immer ähnlich. Sie sind leicht gekrümmt, konkav zum Pulsar hin und verlaufen parallel zum Magnetfeld [11]. Hier zeigt sich eine gewisse Ähnlichkeit zu den Plejadennebeln, deren Materie sich gleichermaßen entlang von Magnetfeldlinien anordnet. Am 30. Mai 1996 wurde das Weltraumteleskop Hubble auf das Zentrum des Krebsnebels gerichtet ([12] und Abb. 17a). Dabei konnten die Wisps rund um den Pulsar im Detail beobachtet werden. Im Jahr 2002 folgten weitere Aufnahmen (Abb. 17b). Wer die Lage der Wisps in beiden Aufnahmen vergleicht, stellt erhebliche Veränderungen fest. Diese Bewegung der Wisps wurde auf einer DVD gezeigt, die der Zeitschrift “Sterne und Weltraum” (Ausgabe Juli 2005) beigelegen hatte.
Vielleicht kann dieser Bericht interessierte Astrofotografen dazu anregen, den Krebsnebel und die Dynamik in seiner Zentralzone einmal zum persönlichen Projekt zu machen. Allerdings sind dann schon längere Aufnahmebrennweiten und FWHM-Werte deutlich unter 2" angesagt!

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: Diese Aufnahme von M1 wurde mit dem “Big Schmidt” des Palomar Observatory auf rotempfindlicher F-Platte gewonnen. Sie zeigt die Netzstruktur von M1 sehr deutlich. Abb. 2: Bruno Mattern, 26.12.2008 und 02.01.2009, Meade 12" ACF bei f = 2000 mm, Canon EOS 20 Da, Belichtung 10 x 7 min bei ISO 1600, Nachführung mit ST-2000XM Imaging Sensor über Giant Eeasy Guider.
Bild 3 Bild 4
Abb. 3: Astroteam 50°10° um Ralf Mündlein, 06.01.2005 in der Sternwarte Lindelbach, RC-Teleskop 353 mm/3654 mm, ST-10XME, L: 17 x 300 s, R und G: je 3 x 300 s, B: 5 x 300 s. Bernd Koch, 26./27.12.2006 in Sörth, 12"-Teleskop (Meade Advanced RC) bei f/10, modifizierte Canon 20D, Belichtungszeit 113 min. Nach der Deconvolution liegt die FWHM bei 1.8 Bogensekunden. Die Filamente erscheinen überwiegend rotleuchtend, am Südrand von M1 aber auch blau.
Bild 5 Bild 6
Abb. 5: Reiner Guse, 26.12.2006 in Peine/Telgte, 12-zölliges Meade RCX 400, Fokalreduktor 0,8-fach, Starlight SXV-H9C, Belichtungszeit 32 x 4 min. Abb. 6: Thomas Tuchan, 16.12.2006 in Weidach/Blaustein, ATD 10" auf Fornax 51, Canon EOS 20Da bei ISO 1600, Starlight Express HX916, Belichtungszeit 15 x 5 min gemittelt für den Farbkanal, 100 x 1 min gemittelt für den Luminanzkanal.
Bild 7 Bild 8
Abb. 7: Gerald Willems, Grasberg/Otterstein am 14.10.2007 um 06:00 Uhr MESZ, 12"-Newton bei f/5,7 und Atik 16HR, Luminanz 7 x 10 min, H-Alpha 3 x 10 min ohne Binning, RGB je 5 min im 2fachen Binningmodus. Abb. 8: René Rogge, 25./26.12.2008 in Wittmund/Nordsee, 10"-ALT-RC bei f/8 ohne Korrektor auf Montierung ALT-5 HarmonicDrive, ATIK 16HR mit Astronomik IIc LRGB-Filtersatz, Nachführung mit Watec WAT-120N am Selbstbau-Off-Axis-Guider, Guidemaster V 1.9, Belichtungszeiten: L = 3 x 600 s + 3 x 900 s + 5 x 1200 s ungebinnt, je 3 x RGB = 600/498/642 s mit 2×2-Binning, Software: Addition MaximDL, Bearbeitung mit Fitswork bzw. Photoshop CS, Bedingungen: sehr gut, kein Wind, 6.5mag, kaum Luftunruhe, kein Mond.
Bild 9 Bild 10
Abb. 9: Eckhart Alt, 25./26.12.2008, Hambach bei Neustadt/Weinstraße, 16"-Ritchey-Chrétien (Eigenkonstruktion) bei f/6,8 (f = 2720 mm), Montierung ALT-7 HarmonicDrive, SBIG-ST-8E mit 5 Farbfiltern, Nachführung über Off-Axis-Guider (R.Rogge) und Mintron-12V1EX, Guidemaster als Software. Über die Belichtungszeiten ist leider nichts bekannt. Abb. 10: Martin Krahn, 300mm-Reflektor f/4, Starlight SXV H9, L: 114 min, R: 45 min, Hα + [N II]: 200 min, G: 40 min, B: 54 min. Hier sind die roten Filamente durch die zusätzliche Interferenzfilterserie besonders stark betont!
Bild 11 Bild 12
Abb. 11: Wolfgang Bischof, Aufnahmeort Recklinghausen am 25.12.2008, 8"-Newton f/6 und Starlight SXV-H9. Belichtet wurden Hα und [O III] je 7 x 500 s für das Luminanzbild, R und G je 5 x 120 s (2×2-Binning), B schließlich 6 x 120s (auch 2×2-Binning). Abb. 12: Das Spektrum des Krebsnebels (unten) zeigt den Bereich zwischen 460 und 730 nm. Die Emissionslinien sind gebogen, ein Beweis dafür, dass die Filamente in Bewegung sind und daher eine variable Linienverschiebung verursachen. Darüber der Scan des Spektrums. Aus [3] entnommen und zu einem Bild zusammengestellt.
Bild 13 Bild 14
Abb. 13: M1 im Röntgenlicht (Satellit XMM-Newton). Abb. 14: Zwischen den beiden Einzelaufnahmen dieser Animation liegen 56 Jahre (siehe Text). Das erste Bild wurde dem POSS entnommen, für die zweite Aufnahme benutzte Wolfgang Kloehr ein 10-zölliges Meade ARC und eine ATIK 16HR bei 1600 mm Brennweite. Belichtet wurde: Luminanz 10 x 8 min und RGB jeweils 10 x 5 min.
Bild 15 Bild 16
Abb. 15: Zentralgebiet des Krebsnebels, aufgenommen am 22.10.2004; Newton 1120 mm/5000 mm, OES LcCCD 11N, Medianbild aus 12 Einzelbildern zu je 2 min Belichtungszeit, FWHM = 1.61". Man achte einmal darauf, dass bei einer solchen FWHM die Filamente bereits in eine fraktionierte (= zerbrochene) Struktur aufgelöst werden. Das Gesichtsfeld beträgt 287" x 198". Bild: Harald Tomsik, Peter Riepe und Justus Tomsik. Abb. 16: Skizze der Scargle-Wisps, entnommen aus der Originalarbeit [9].
Bild 17 Bild 18
Abb. 17: Krebsnebel nach Aufnahmen mit dem HST [12], a) im Jahre 1996, b) im Jahre 2002. Der Zentralbereich zeigt nicht nur die groben Scargle-Wisps, sondern eine Aufgliederung in weitere feinste Wisps. Man erkennt beim Vergleich eindeutig die Verschiebungen der Wisps. In der Aufnahme aus 2002 ist der Röntgenbereich blau eingefärbt. Jetzt wird die Übereinstimmung mit Abb. 13 sehr schön sichtbar. Der Röntgenbereich ist der Aktivitätsbereich um die inneren Wisps. Senkrecht zu der kreisförmigen Wisp-Struktur baut sich nach beiden Seiten eine Jet-Struktur auf. Abb. 18: Oliver Schneider, Aufnahmeort Balkonsternwarte Leopoldshöhe am 25.01.2009, 12"-Newton f/4,5 und Atik 16 HR durch Astronomik LRGB Filter Typ II. Belichtet wurden L 18 x 600 s/Hα und RGB je 4 x 600s, L wurde aus LHαRGB erstellt. Lnks oberhalb des Krebsnebels ist der Kleinplanet 14207 (1999 CS18) mit im Bild.

Literatur:

[1] Burnham R.: Burnham´s Celestial Handbook, Vol. 3, Dover Publications, New York 1978
[2] van den Bergh S., Pritchet C.J.: Resolution of Crab nebula filaments into chains of quasistellar knots; Nature 321, 46-47 (1986)
[3] MacAlpine G.M. et al.: The geometry, composition and mass of the Crab nebula; ApJ 342, 364 (July 1989)
[4] Henry R.B.C., MacAlpine G.M., Kirshner R.P.: Near-infrared spectrophotometry of Crab nebula filaments; ApJ 278, 619 (1984)
[5] Disney M.J.: Die Entdeckung des ersten optischen Pulsars am Steward Observatory; SuW 8, 280 (12/1969)
[6] Willingale R. et al.: New light on the X-ray spectrum of the Crab Nebula; A&A 365, L212-L217 (2001)
[7] Beskin G.M., Neustroev V.V.: Spectroscopy of the Crab Pulsar; A&A 374, 584-587 (2001)
[8] Bietenholz M.F. et al.: The expansion of the Crab nebula; ApJ 373, L59 (May 1991)
[9] Scargle, J. D.: Activity in the Crab Nebula; ApJ 156, 401 (5/1969)
[10] van den Bergh S., Pritchet C.J.: The Crab synchrotron nebula at 0"5 resolution; ApJ 338, L69 (March 1989)
[11] Hickson P., van den Bergh S.: CCD observations of the polarization of the Crab nebula; ApJ 365, 224 (1990)
[12] Der Krebsnebel im Blick von Hubble; http://www.seds.org/hst/96-22a.html