März 2007 – Abell 24, ein lichtschwacher PN im Canis Minor

11. Februar 2009 - g.grutzeck

A.G. Wilson, G.O. Abell und einige andere Astronomen starteten zu Beginn der fünfziger Jahre eine visuelle Inspektion der damals neuen Schmidtplatten, die in einer ausgedehnten Himmelsuntersuchung mit dem 48-zölligen “Big Schmidt” aufgenommen worden waren (National Geographic Survey bzw. Palomar Observatory Sky Survey). Diese riesigen Platten im Format 14 Zoll x 14 Zoll waren vom Typ Kodak Eastman 103 a-O (blau) und 103 a-E (rot), letzterer wurde in Kombination mit einem roten Plexiglasfilter (Wratten) verwendet. Im Jahre 1955 publizierte G.O. Abell eine vorläufige Liste mit 13 Kugelsternhaufen (Palomarhaufen) und 73 mutmaßlichen Planetarischen Nebeln [1]. Elf Jahre später folgte die eigentliche “Abell-Liste” mit 86 Planetarischen Nebeln – damals zum größten Teil noch unbekannt [2].
Das Objekt Nr. 17 aus der vorläufigen Liste, damals noch in Koordinaten 1900.0 angegeben, ist der heute bekannte PN Abell 24. Er steht im Sternbild Kleiner Hund. Sein 1966 geschätzter scheinbarer Durchmesser beträgt 375´´ x 335´´. Die Form wird als doppelt geteilter Ring beschrieben. Aufschlussreich ist die Flächenhelligkeit: Sie wird für die hellsten Nebelpartien mit 25,7 mag/arcsec 2 im Blauen und mit 21,1 mag/arcsec 2 im Roten angegeben. Daraus folgt, dass der PN im roten Licht 70-mal heller ist. Ähnliches beweist auch die integrierte Nebelhelligkeit. Sie beträgt 13,6 mag im Blauen und 9,6 mag im Roten. Die Fotometrie des Zentralsterns lieferte eine scheinbare visuelle Helligkeit von 17,18 mag, wobei der Farbindex B-V mit -0,21 mag ziemlich gering ist – typisch für einen heißen, UV-reichen Stern. Er besitzt eine etwa 25-fache Sonnenleuchtkraft und eine Oberflächentemperatur von ca. 200.000 K. Allerdings handelt es sich um einen sehr kleinen Stern, der mit 1/250 des Sonnendurchmessers ein Weißer Zwerg sein dürfte. Der Zentralstern ist der obere, nördliche in der kleinen zentralen Dreiergruppe in Abb. 4. Er hat eine erkennbare Blaufärbung. Ferner gab es von Abell erste Schätzungen zur Entfernung. Demnach ist sein PN Nr. 24 etwas mehr als 1000 Lj entfernt, mit einem echten Durchmesser von ungefähr 1,9 Lj.
Vor elf Jahren fand mit Hilfe des 36-zölligen Schmidt-Teleskops am Kitt Peak Observatory eine Untersuchung großer PN statt. Mit gefilterten Aufnahmen in Ha, [N II] und [O III] wurde ein Bildatlas zusammengestellt [4]. Abell 24 entpuppte sich als ungewöhnlich. Er ist zwar ein überwiegend roter PN, aber sein Rot wird nur zu einem kleinen Teil durch die Ha-Strahlung bestimmt. In den hellsten Nebelzonen ist das rote [N II]-Licht des Stickstoffs (658,4 nm) bis zu 4,3-mal stärker als das Ha-Licht bei 656,3 nm! Im blaugrünen [O III]-Licht hingegen leuchtet Abell 24 nur sehr schwach. Das ist der Grund dafür, dass dieser PN visuell nur sehr schwierig und mit sehr viel Erfahrung zu beobachten ist – erst mit Teleskopen von 500 mm und mehr Öffnung. Da Abell 24 rundherum diffus ist, kann er auch nicht mit umgebender interstellarer Materie wechselwirken, denn sonst würden sich Stoßfronten (nicht: Schockfronten) ausbilden. Auffallend ist, dass der Abell 24 eine hohe Punktsymmetrie zum Zentralstern besitzt.

Abb. 1: Rote POSS-Aufnahme von Abell 24.


Abb. 2: Mit einem 12-Zoll-Newton f/4 und einer WATEC fertigte Bernd Gährken eine Serie von 628 Einzelbelichtungen zu je 5,12 s an. Davon wurden 60% für dieses Gesamtbild verwendet.

Abb. 3: Peter Hackenberg richtete ein Celestron 11 auf Abell 24 und belichtete 40 Minuten bei f/5,5 mit einer CCD-Farbkamera Atik 16 C.

Abb. 4: Chris Schur nahm Abell 24 in Payson, Arizona aus 1700 m Höhe auf. Sein 12,5"-Newton f/5 (Selbstbau) sitzt auf einer Montierung Astrophysics 1200 QMD. Als CCD-Kamera diente eine SBIG ST-10 XME NABG mit zusätzlicher Wasserkühlung (!), nachgeführt mit SBIG ST-4. Die Belichtung des G2V-kalibrierten Bildes betrug: LRGB = 60:20:20:20 (RGB mit 2×2-Binning), RGB wurde im Verhältnis 1: 1,05 : 1,11 kombiniert. Filter: AstroDon RGB Tricolor. Bildbearbeitung mit Maxim DL, Gralaks Sigma, Photoshop, PixInsight, CCDOps Debloomer.

Abb. 5: Drei gefilterte Darstellungen gemäß Tweedy/Kwitter (siehe Text). Die Aufnahme im Licht des einfach ionisierten Stickstoffs [N II] ist bei weitem am stärksten gedeckt. Dagegen ist der PN nur sehr schwach im Licht des doppelt ionisierten Sauerstoffs [O III].

Literatur

[1] G.O. Abell (1955): Globular Clusters and Planetary Nebulae Discovered on the National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey; PASP 67, 258-261
[2] G.O. Abell (1966): Properties of some old Planetary Nebulae; ApJ 144, 259-279
[3] J.H. Cahn, J.B. Kaler, L. Stanghellini (1992): A catalogue of absolute fluxes and distances of planetary nebulae; A&A Suppl. Ser. 94, 399-452
[4] R.W. Tweedy, K.B. Kwitter (1996): An Atlas of Ancient Planetary Nebulae and their Interaction with the Interstellar Medium; ApJ Supp. Ser. 107, 255-262