Atemberaubende Bilder, Animationen und Filme
von Frank Slotosch



Planetarische Nebel
Was sind Planetarische Nebel ?
Ein Planetarischer Nebel ist ein sehr alter Stern ( mittlerer Klasse ) er besteht aus Gas und Plasma . Dies wird am Ende seiner Entwicklung abgestoßen.
Planetarischen Nebel sind das Überbleibsel einer sehr aktiven Phase einer mittleren Klasse von Sternen ( Roten Riesen ).
Wie entsteht ein Planetarischer Nebel ?
Nach der Geburt eines Stern beginnt er sich langsam zu stabilisieren und Wasserstoff in Helium zu vereinigen .
Aus einem Stern mittlerer Klasse 0,8-8 Sonnenmassen entwickeln sich nach ihrem Hauptreihenstadium zu Rote Riesen .
Wie funktioniert das nun ?
Hat der Stern nun sein Wasserstoff im Kern verbraucht so nimmt der Druck im Stern ab. Nun zieht sich der Stern durch die Gravitation zusammen und erhitzt sich sehr stark. Bei dieser hohen Temperatur entzündet sich nun der Wasserstoff außerhalb des Kerns. Dadurch wird Helium erzeugt und der Stern wird immer heißer.
Jetzt dehnt er sich aus und kühlt aber wegen der großen Oberfläche außen deutlich ab.
Er wird zum Roten Riesen.
Ein roter Riese stößt Sternwinde und bildet eine Gaswolke um sich herum.
Diese Gaswolke kann aber nicht leuchten weil der Stern nicht heiß genug ist.
Was muss nun passieren ?
Es muss eine erneute Fusion stattfinden . Wenn der Rote Riese
eine hohe Temperatur erreicht hat wandelt sich Helium in schwere Elemente um .
Der Stern stößt nun explosionsartig Materie in seine Umgebung ab .Dieser Prozess dauert nun 100000 Jahre . Es werden immer wieder schwere Element Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff nach außen abgegeben.
Dadurch kann man bei vielen Planetarischen Nebel eine äußere Schale sehen die manchmal viel größer ist als der Planetarische Nebel.
Weil der Weiße Zwerg extrem heiß ist und Wärmestrahlung abgibt .Diese Strahlung regt die abgestoßene Sternmaterie in der Umgebung zum Leuchten an .
Woran erkennt man einen Planetarischen Nebel ?
Ein Planetarischer Nebel hat immer einen Zentralstern (weißer Zwerg).
Er befindet sich in der Mitte des des Nebels und bringt durch seiner heißen Temperatur den
Nebel zum leuchten.
Es ist nicht immer einfach einen PN zu erkennen.
Zb. Wenn sich ein weißer Zwerg der sein Leben langsam hinter sich hat durch eine
Gaswolke bewegt und immer noch genug Kraft hat den den Nebel zum leuchten zu bringen.
Das ist bei Sh2-174 passiert den man zuerst als PN gehalten hat.
Man kann durch verschiedene Methoden das alter des weißen Zwerges und des Nebel bestimmen.
Wenn das nicht passt so wie bei Sh2-174 ist es kein PN. Obwohl man genau den weißen Zwerg sehen kann in meinem Bild.
Also muss das ionisierte Gas vom weißen Zwerg sein sonst kein PN.
Sehr hilfreich  sind wenn man noch die hellen Ränder sieht.
Die Entfernung ist auch noch eine Möglichkeit zu bestimmen ob es ein PN ist .
Aber das ist verdammt schwierig.
Wenn sich der Pn bewegt ist der Zentralstern auch nicht mehr in der Mitte und  der Pn verformt sich . Es bildet sich eine Stoßfront wie bei HFG 1 gut zusehen ist.
Das ist auch noch eine Möglichkeit einen PN zu erkennen.
Abell 6 zb ist ein klassischer Pn .



Ich möchte  euch einen neuen Kandidaten für einen Pn zeigen. DR 21 in Sternbild Andromeda. Ist es ein Pn ? Ja !!!
Es wurde durch ein Spektrum bestätigt.
Ein Zentralstern ist gut zu erkennen.
Die runde Form des Nebels ist auch ein Indiz für einen PN .
2019 hat Marcel Drachsler diesen Nebel entdeckt.
Er hat eine Größe von 8 Bogenminuten
Bei der Aufnahme von Markus Blauensteiner
https://www.astronomie.at/galerie/8579/fullres/galerie.asp
tauchte ein weiterer Pn auf DrBl 1.
Es ist auch die einzige Aufnahme die ich finden konnte.
Leider ist der kleine PN auf meiner Aufnahme nicht zu erahnen.
Daran sieht man mal was für eine Qualität die Aufnahme von Markus hat.
Da komme ich aus dem Ruhrgebiet nicht heran.
ps. Aber ich hab ihn ……
Teleskop : 8“ f4 Newton
Kamera : Trius 694
RGB je 60 x 20 sec
OIII 58 x 600 sec
H
Ha 61 x 600 sec


Ich möchte  euch einen Nebel in der Giraffe zeigen.
Es handelt sich um EGB 4. Er hat einen Optischen Durchmesser von 111. Bogensekunden.
Entdeckt wurde er 1984 .
In Guide wird er noch als Planetarischer Nebel bezeichnet.
Auch im Internet findet man noch diese Bezeichnung.
Es hat sich aber herausgestellt das es doch ein  Emissionsnebel ist, das ein binäres Sternsystem namens BZ Cam im Sternbild Giraffe umgibt.
Er hat auch eine ungewöhnliche Bug Welle nach vorne weg .
Es kann gut sein das es ein weißer Zwerg ist der sich mit einer hohen Geschwindigkeit dadurch bewegt.
So ähnlich wie bei Sh2-174 .
Ich bin mir da noch nicht ganz sicher ob es nicht doch ein PN ist .
Man findet doch verschiedene Meinungen .
Es gibt bei Pn verschiedene  Phasen . WZO 1-4
EGB 4 hat die Phase 3 – 4
WZO 3 Geometrisches Zentrum verschiebt sich vom Zentralstern weg
WZO 4 PN komplett gestört, Zentralstern befindet sich außerhalb des PN
Nur wer Lust hat kann sich die Erklärung zu den Phasen gerne durchlesen im Internet
https://academic.oup.com/mnras/article/382/3/1233/1009908
Teleskop : Newton 8“ f4
Kamera  : Trius  694
Ha    106 x  600 sec
OIII   45  x  600 sec
RGB je 30 x 30  sec


Ich möchte  euch  Jones- Emberson 1(PK 164 + 31,1) vorstellen Er ist ein schwacher Planetarischer Nebel der etwa 1.600 Lichtjahre von der Erde entfernt im nördlichen Sternbild Luchs ist. Dieser größere Planetarischer Nebel hat einen kleinen Zentralstern, einem sehr blauen weißen Zwerg. Jones 1 hat eine niedrige Oberflächenhelligkeit mit zwei hellen äußeren Schalen . Die äußere rote Schale besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff, während der innere blaue Bereich aus ionisiertem Sauerstoff besteht. Der Nebel wurde von Boris Alexandrowitsch Woronzow-Weljaminow sowie unabhängig davon 1939 durch Rebecca B. Jones und Richard Emberson entdeckt.
Belichtungszeit :
OIII 20 x 10 min
Ha 20 x 10 min
Teleskop : Newton 10 "
Brennweite: 1250mm
Kamera : CCD Trius SXV-H9


HDW 2 (Hartl-Dengl-Weinberger 2), der auch als Sharpless 2-200  bekannt ist, er ist ein alter planetarischen Nebel  in der Kassiopeia. HDW 2 ist etwas heller im OIII aber auch gut sichtbar im Ha Licht. Darüber hinaus gibt es offenbar eine noch älteren, diffusen äußeren Halo. Man kann fast keine  Struktur im Halo nachweisen. Der schwache  rötliche Bogen ( Halo) war nur auf den Ha Aufnahmen zusehen. Er scheint mir auch sehr groß zu sein.
Warum die Bezeichnung Sh2-200, vielleicht auf die Grundlage des schwachen großen Halos
katalogisiert wurde.
Ist es denn dann ein PN ? Es gibt keinen sichtbaren blauen Zentralstern.
Vielleicht weil er eine enorme Helligkeit im OIII hat ?
Aller Wahrscheinlichkeit ist es aber ein PN.
Laut David Frew, der sich viel mit diesen nahen alten PN befasst hat, ist sich die Fachwelt nicht einig, welcher der Sterne eigentlich der ZS ist. Trotzdem sind sie sich sicher, dass es ein echter PN ist, auch weil er sich mit anderer Geschwindigkeit bewegt als das umgebende interstellare Medium
Belichtungszeit
41 mal 10min im OIII
41 mal 10min im Ha
Teleskop 900mm Brennweite  Durchmesser 8"
Kamera Trius h9


Ich möchte  euch Abell 74 im Füchschen zeigen.
Er ist ein sehr großer Planetarischer Nebel mit einem Winkeldurchmesser von 12,2 .
Der PN ist fast Kreisrund und leuchtet viel intensiver in der Ha Linie und sehr wenig in ( OIII ) .
Die Entfernung von Abell 74 beträgt 2500 Lichtjahre. Der weiße Zentralstern WD 2114+239 hat eine Temperatur von 108000K und eine Helligkeit von 17,1 mag
Was interessant ist das Abell 74, obwohl er sehr alt ist, immer noch seine Form hat und nicht verzerrt ist.
Abell 74 wurde 1955 entdeckt.
Der er so schwach ist habe ich ihn 26 std belichtet .
Belichtungszeit
Ha 96 x 600sec
OIII 68 x 600sec
Teleskop . Epsilon 130 Takahashi
Kamera . Trius SXV-H9


Ich möchte  euch ein Planetarischen Nebel zeigen der sehr spät entdeckt worden ist von einem Amateurastronom.
Im Jahre 2011 machte der Amateurastronom Nicolas Outters eine Entdeckung in Sharpless 129 .
Er belichtete diese Region mit 3 verschiedenen Filter ( OIII ), ( SII ) und in der Ha –Linie .
( OIII ) war genau die richtige Wahl um diesen PN zu entdecken. .
Purer Zufall ! Er wollte wohl ein Bild machen mit der Hubble – Palette.
Die Entfernung von Outters 4 wird auf 75 bis 150 Lichtjahre geschätzt,
So dass er mit 69 Bogenminuten nicht nur einer der größten ,
sondern vermutlich auch der nächste PN wäre falls er einer ist .
Man findet diesen PN im Kepheus .
Es macht jetzt umso mehr Spaß mit einem ( OIII ) Filter
Regionen zu belichten wo noch kein Mensch vorher gewesen ist.
Aufnahmeort : Das schöne Ruhrgebiet Marl
Teleskop : Epsilon 130 f 3,3
Kamera : Trius sxv-h9
Belichtungszeit : ( OIII ) 153 x 600 sec
Ha – Linie 32 x 600 sec


Jones 1 ist ein  schwacher planetarischer Nebel im Sternbild Pegasus. Entdeckt worden von Rebecca Jones  im Jahre 1941. Der 16 mag blaue Stern im Zentrum verursacht das sich die Außenschale des OIII ionisierte Gas  ausdehnen. Visuell ist der Pn auch gut zusehen . Er sieht aus wie ein offener Kreis . An beiden Seiten kann man gut die hellen Flecken erkennen.
Ich habe den PN durch ein 15 " Teleskop beobachtet.
Belichtungszeit :
OIII  32 x 10 min
Ha    30 x 10 min
Teleskop :Newton 8"
Brennweite: 900 mm
Kamera : Trius H9


Ich möchte  euch den Planetarischen Nebel K1-6 im Drachen zeigen.
In Guide wird er nicht als Pn bezeichnet sondern als diffuser Nebel .
Er ist mit 216 Bogensekunden auch recht groß.
Seine Helligkeit wird nur geschätzt auf sehr schwach.
In Ha und OIII war aber schon nach 600 sec etwas zu erkennen.
Das konnte ich über K1-6 herausfinden.
K 1-6: ein asymmetrischer planetarischer Nebel mit einem Doppelstern im Zentrum David J. Frew, Jeff Stanger, Michael Fitzgerald, Quentin Parker, Lena Danaia, David McKinnon, Martín A. Guerrero, John Hedberg, Robert Hollow, Yvonne An, Shu Han Bor, Isabel Colman, Claire Graham-White, Qing Wen Li, Juliette Mai, Katerina Papadakis, Julia Picone-Murray, Melanie Vo Hoang, Vivian Yean Wir präsentieren neue Bilddaten und archivierte Mehrwellenlängenbeobachtungen des wenig untersuchten Emissionsnebels K 1-6 und seines Zentralsterns. Schmalbandbilder in H-Alpha (+ [NII]) und [OIII], die mit dem Faulkes Telescope North aufgenommen wurden, zeigen einen geschichteten, asymmetrischen, elliptischen Nebel, der einen Zentralstern umgibt, der die Farben eines späten G- oder frühen K-Typs hat Unterriese oder Riese. GALEX-Ultraviolettbilder zeigen einen sehr heißen Unterzwerg oder Weißen Zwerg, dessen Position mit diesem Stern zusammenfällt. Der kühlere, optisch dominante Stern ist mit einer Periode von 21,312 +/- 0,008 Tagen stark variabel und möglicherweise ein Mitglied der RS-CVn-Klasse mit hoher Amplitude, obwohl auch eine FK-Com-Klassifizierung möglich ist. Archivierte ROSAT-Daten liefern einen guten Beweis dafür, dass der kühle Stern eine aktive Korona hat. Wir schlussfolgern, dass K 1-6 höchstwahrscheinlich ein alter echter planetarischer Nebel in einer Entfernung von ~1,0 kpc ist, der mit dem interstellaren Medium interagiert und einen binären oder ternären Zentralstern enthält.
Teleskop : 8" Newton f4
Kamera : QSI 660ws-8
Ha : 75 x 600 sec
OIII 40 x 600sec
RGB je 20 x 240 sec


Kohoutek 2-1 befindet sich im Sternbild Fuhrmann.
Was komisch ist das verschiedene Atlanten unterschiedliche Koordinaten haben.
K2-1 ist ganz klar ein PN . Man sieht einen blauen Zentralstern 18,8 mag hell.
Man kann ihn sehr deutlich im OIII Filter sehen. Ha ist sehr gering vorhanden.
Er hat eine Größe von 3' . Die scheinbare Helligkeit ist 12,6 mag. Leider habe ich keine genaue Entfernungsangabe (was für PN ja sehr schwierig ist ) gefunden. Ich habe nur herausgefunden das er sehr sehr weit entfernt sein soll.K2-1 scheint ein ähnlich schwierig gelagerter Fall zu sein wie Abell 71. Die
Datenbank SIMBAD listet ihn als Reflexionsnebel, und es gibt eine explizite
Anmerkung, daß er kein PN und auch keine Galaxie sei. Allerdings finde ich
keine Veröffentlichung, die das wirklich eindeutig belegt.
Zweifel nähren noch am ehesten die beiden Fachartikel von Acker, Chopinet,
Pottasch und Stenholm von 1987 und Zijlstra, Pottasch und Bignell von 1990,
beide mit dem vielsagenden Titel "Misclassified planetary nebulae". Darin wird
der Status von K2-1 als "unclear" bezeichnet. Alle neueren Veröffentlichungen
betrachten K2-1 allerdings immer als PN. Ihre Beobachtungen in O III bestätigen
das ja auch, bei einem Reflexionsnebel wäre damit nichts zu holen.
Stanghellini, Shaw und Villaver geben in einem Artikel von 2008 eine Entfernung
von 1071 pc an, das ist allerdings nicht direkt gemessen, sondern über
Korrelationsfunktionen aus dem Radiofluß abgeleitet und damit extrem ungenau.Könnte es eine H2 Region sein ?
Einen Reflexionsnebel oder eine Galaxie über die O III-Helligkeit auszuschließen
ist leicht, beide hätten letztlich sternähnliche Spektren, also ein Kontinuum.
Mit H II-Regionen sieht die Sache dagegen deutlich komplizierter aus, da H
II-Regionen ja auch Emissionslinien haben und O III aussenden. Da müßte man also genauer schauen.
Zum Beispiel :
Ob man eine Expansionsgeschwindigkeit messen kann oder ob man den Weißen Zwerg
im Inneren als solchen identifizieren kann. Oder aber es kommt das Gegenteil
raus, ein heißer junger Stern, der Reste der Gaswolke zum Leuchten bringt, aus
der er entstanden ist. Wenn der Zentralstern auffällig hell im Vergleich zum
Nebel ist, ist die Wahrscheinlichkeit für letzteres natürlich größer. Das läßt
sich aber nur mit spektroskopisch mit Sicherheit bestimmen, zumal hier ja nun
auch noch mehrere Sterne in Frage kämen, bei denen man erstmal ausschließen
müßte, daß sie der Zentralstern sind.
Was weiß man nun ?
Man kann ihn sehr deutlich im OIII Filter sehen. Ha ist sehr gering vorhanden.
Er hat eine Größe von 3' . Die scheinbare Helligkeit ist 12,6 mag. Leider habe ich keine genaue Entfernungsangabe (was für PN ja sehr schwierig ist ) gefunden.
Stanghellini, Shaw und Villaver geben in einem Artikel von 2008 eine Entfernung
von 1071 pc an, das ist allerdings nicht direkt gemessen, sondern über
Korrelationsfunktionen aus dem Radiofluß abgeleitet und damit extrem ungenau.
Teleskop: 8" Newton 900mm Brennweite
Kamera: SXV-H9
Belichtungszeit: OIII 38 x 10 min
Ha 22 x 10 min


Heute möchte ich euch mal einen Planetarischen Nebel im Luchs zeigen Abell 16 .
Dieser PN ist sehr lichtschwach und wird nur selten fotografiert.
Ich konnte auch nicht viel in der Fachliteratur über diesen PN finden.
Was ich heraus gefunden habe .
Helligkeit von 15,9 mag
Optischer Durchmesser 105 Bogensekunden
Winkeldurchmesser 148 Bogensekunden
Zentralstern 17,4 mag
4500 Lichtjahre entfernt
Teleskop : 8“ Newton f4
Kamera : QSI 660ws-8
OIII 4,5 nm : 9 std
Ha 3,5 nm : 9 std
RGB 1,5 std


Ich möchte euch  mal den kleinen blinkenden Planetarischen Nebel NGC 6826 vorstellen.
Man findet diesen Nebel im Sternbild Schwan. Er ist  2200 Lichtjahre von der Erde entfernt .
Der Zentralstern von NGC 6826 ist einer der hellsten bekannten Sterne in einem planetarischen Nebel.
Der planetarische Nebel NGC 6826 wurde am 6. September 1793 vom deutsch-britischen Astronomen Wilhelm Herschel entdeckt. Beim Beobachten dieses planetarischen Nebels mit einem Teleskop scheint dieser zu blinken.
Dieser Effekt hat ihm den Beinamen blinking planetary eingebracht. Der Nebel selber blinkt aber nicht.
Das Blinken wird von unseren Augen verursacht. Wenn man direkt auf den Zentralstern schaut, überblendet er den Nebel. Schaut man jedoch etwas daran vorbei, kommt der Nebel wieder zum Vorschein. Auf Fotografien kann man sehr schön noch einen Halo zusehen bekommen.
Die scheinbare Helligkeit beträgt visuell 8,8 mag also ein sehr leichtes Objekt zum beobachten.
Teleskop 10“ Newton Brennweite 1250mm
Kamera SXV – H9
Ha:   62 x 600sec
OIII : 47 x 600sec
OIII : 50 x 15 sec
Ha:  50 x 15 sec


Ich zeige  euch mal einen PN der nicht so bekannt ist im Sternbild Drache. Es handelt sich um Kohoutek 1-16 .
Er wurde 1963 von Kohoutek entdeckt. Eigentlich ziemlich spät obwohl er im OIII Filter zuerkennen ist. Ich habe gelesen das er in einem !6’’ bei einer Vergrößerung von 225 x eine 1,5’
große rund Aufhellung zusehen ist ( sehr schwach ). Die Besonderheit ist aber das ein Quasar KUV 18217+6419 ( Q 1821+643 ) zu sehen ist . Den Qusar kann man gut erkennen in den Galaxienhafen der am Rand des PN ist. Der Zentralstern hat eine Helligkeit von 14,8 mag.
Man schätz die Entfernung des PN auf 7000 Lichtjahre. Die Größe des Pn ist 1,5 Bogenminuten groß.
Teleskop: 10’’ Newton Brennweite 1250mm
Kamera : Trius SXV - H9
Belichtungszeit: OIII 78 x 600 sec
Ha 72 x 600 sec


Ich möchte  euch mal ein unbekannten Pn im Schwan zeigen.
Man sieht ja viele Bilder vom Cirrus Komplex im Schwan.
Aber leider wird ein kleiner Bereich im nördlichen Teil des Pickering-Dreiecks
vernachlässigt.
Dort ist nämlich der kleine Planetarischer Nebel Pa 27 der aber noch auf seine Bestätigung durch eine Spektroskopie wartet.
Entdeckt wurde der PN von Dana Patchick erst im Jahre 2013 . Das kann man sich gar nicht vorstellen weil diese Region ja schon so oft fotografiert wurde.
Ich habe nur ein Bild gefunden wo man den Pn sehen ( 2,1 Meter - Kitt - Peak - Teleskop ).
In Ha und [ OIII ] ist er gleich gut zu erkennen.
Man kann über Entfernung usw. nicht viel sagen es wird vermutet das der PN
nicht mit dem Schleier Nebel physisch verbunden ist .
Damit er auch gefunden wird.
20 ' 48' 59 +32'18 '23
Belichtungszeit : Ha 10 x 1200 sec
OIII 10 x 1200 sec
Teleskop : Epsilon 130


Ich möchte euch mal Puwe 1 im Luchs vorstellen.
Ein verdammt großer PN.  Mit einem Durchmesser von 20` ,fast so groß wie der Vollmond.
Der Nebel wurde 1980 von Purgathofer und Weinberger entdeckt. Sie sahen ihn auf den roten Poss Aufnahmen.
Das besondere ist auch noch das er verdammt nah ist , mit einem  Abstand von  ~150 pc.
Hier ist noch mal ein Link zum Original  Entdeckerpapier.
http://goo.gl/fW6TQB
Ich finde das es ein schwer zu fotografierendes Objekt ist ,da er nur eine Helligkeit von 23,7mag/ "² im roten und 26,3mag /"²  im blauen hat.
Leider waren die Bedingungen nicht so berauschend. Hochnebel zog immer wieder durch die Bilder.
Eine Herausforderung ist es den Halo  sichtbar zu machen. Leider ist mein Chip dafür zu klein. "Alois Purgathofer war maßgeblich beim Aufbau der Schöpflsternwarte (das größte Teleskop mit D=1,5m in Österreich) beteiligt und war Univ.Prof. als ich Astronomie studiert habe in den 1980er Jahren. Leider ist er 1984 bei einem Beobachtungsaufenthalt in Südamerika verunglückt. Sein Sohn ist ebenfalls Univ.Prof an der TU-Wien."
Teleskop 8“ Newton    900mm  Brennweite
Kamera : Trius H9
Ha  40 x 600 sec
OIII 30 x 600 sec
Belichtungszeit 11,6 std


Ich suche mir ja immer Exotische Planetarische Nebel aus.
Es gibt eine wunderbare Seite wo man solche Exoten finden kann.
http://planetarynebulae.net/EN/page_recherche.php
Ich habe da einen interessanten Nebel gefunden der ein neuer Kandidat für einen Pn ist.
Es hadelt sich um St-Dr Objekt 17 im Fuhrmann . Koordinaten: 05 23 9.101 +55 02 36.
Ich konnte etwas herausfinden über eine Strömgren-Sphäre
https://dewiki.de/Lexikon/Strömgren-Sphäre
Es ist ein verdammt schwaches Objekt . Aber zum Glück steht er ja sehr günstig am Himmel.
Diesmal habe ich viel Zeit in Ha gesteckt weil im [ OIII ] nichts zu sehen war.
Entdeckung: Marcel Drechsler, Xavier Strottner 2019
Teleskop : 8" Newton f4
Kamera : QSI 660ws-8
Ha : 125 x 900 sec
RGB je 30 x 240 sec


Dengel und Hertl entdeckten im Jahr 1979  den Planetarischen Nebeln .Lynds vermutete zuerst das es ein Reflexionsnebel ist. Weil er ein ähnliches Erscheinungsbild auf den blauen und roten Possplatten sah.  DeHt 5 zeigt bei meiner Aufnahme im OIII einen runden Nebel . In Ha ist das nicht so. Fest steht, dass die generellen Linienintensitäten und deren Verhältnis zueinander sowie das Fehlen von Radioemissionen das Objekt als PN bestätigen. Bei DeHt5 ist der  Zentralstern WD2218+706 genau in der Mitte.Er fällt mit seiner  blauen Farbe auf. Im Bildfeld findet sich kein anderer Stern der so blau ist.  die roten Streifen im Bild : Dabei handelt es sich um den Teil eines 1998 entdeckten Supernovarests (SNR).
Siehe: J. Bally, B. Reipurth, 2001: “When star birth meets star death: a
shocking encounter”, Astrophys. J. 552, L159
Teleskop: Newton 8" mit einer Brennweite von 900mm
Kamera : Trius SXV- H9
Bilder : OIII 15 x 600 sec und Ha 14 x 800 sec


Man oh man was für ein schwaches Teil . Für meine Region ist es ein sehr schwieriges Objekt . Ich konnte aber schon nach 900 sec Ha etwas sehen.
[ OIII ] ist nur ein schwacher Nebelfleck im Zentrum zusehen .
Pa 4 ist ein großer planetarischer Nebel im Sternbild Schwan . Dana Patchick hat im Jahr 2005 diesen schwachen Pn entdeckt . Er wurde aber erst 2018 spektroskopisch als echter Pn bestätigt .
Viel mehr konnte ich bis jetzt nicht in Erfahrung bringen . Vielleicht findet einer von euch mehr Informationen . Darüber würde ich mich sehr freuen .
Ich hoffe der Pn gefällt euch .
Teleskop : 8" Newton f4
Kamera : QSI 660wsg 8 Filter Antlia
Ha : 126 x 900 sec
OIII : 52 x 600 sec
RGB je 112 x 60 sec


Abell 61 im Sternbild Schwan.
Die Größe des Pn beträgt 3,2` im Durchmesser ,Gesamthelligkeit 14,4 mag und der Zentrale Stern hat eine Helligkeit von 17,4 mag. Er ist ein variabler Stern WD 1917+461 . Abell 61 ist 22000 Jahre alt.
Ein besonderes Merkmal von Abell 61, das vielleicht auch zu Diskussion anregt , sind seine wachsenden Ringe am Rand des Nebel.
Die Ausdehnungsgeschwindigkeit beträgt 30km/s. Man weiß nicht genau was Abell dort gesehen hat . Er sprach von einer Lücke. Vielleicht ist Abell 61 ein bipolarer Nebel . Wir schauen genau auf den Rand. Oder der Zentralstern mit einem engen Begleiter verursachen die Ringe. Sehr interessant dieser PN.
Ha war erstaunlich viel zusehen. OIII war wie vermutet sehr dominant.
Belichtungszeiten OIII 36 x 600 sec
Ha 36 x 600 sec
Teleskop Newton 10“ Brennweite 1250mm
Kamera SXV-H9



Abell 78
Dieser planetarische Nebel hat die ungewöhnliche Eigenschaft, einen schwachen äußeren Lichthof aus normalem Sternmaterial (hauptsächlich Wasserstoff) und einen hellen inneren elliptischen Ring aus hauptsächlich Helium zu haben.
Der Heliumring bestätigt direkt, dass Wasserstoff in den Zentren der Sterne in Helium umgewandelt wird und später wieder in den Gaspool der Galaxie ausgestoßen werden kann, um eine weitere Generation angereicherter Sterne zu bilden.
Abell 78 wurde  1955 entdeckt im Sternbild Schwan. Er ist 107 Bogensekunden groß. Der Zentralstern hat eine Helligkeit von 12,3 mag. Die Visuelle Helligkeit des Pn ist 16 mag


OIII 42 x 10 min
Ha 44 x 10 min
8" Newton 900 mm Brennweite
Aus dem schönen Ruhrgebiet.


Ich hatte schon mal HFG1 aufgenommen und festgestellt da muss noch mehr zusehen sein . Nun habe ich den Nebel mit einer Brennweite von 430mm
aufgenommen und es kam wie vermutet.
HFG1 wurde 1982 von Heckathorn, Fesen und Gull entdeckt. Man findet den Planetarischen Nebel in der Kassiopeia. Erst im Jahre 2009 wurde ein andeutungsweise kometenähnlicher Schweif entdeckt der etwa 5 Bogenminuten breit und ca. 20 Bogenminuten lang erscheint. Es könnte sich um durch die Raumbewegung des PN und der damit verbundener Wechselwirkung mit interstellarer Materie handeln. Die interstellare Materie besteht aus neutralem und ioniniertem Gas sowie aus Staub
Man kann auf meiner Aufnahme gut erkennen das der OIII Anteil sehr hoch ist.
Gut für visuelle Beobachter. Doch die Flächenhelligkeit beträgt 23,7 mag . Also doch nicht so einfach zu beobachten .Der Pn hat einen Durchmesser von 14,5"
Das interessante am Zentralstern V664 Cas ist , dass es sich nicht um einen einzelnen Stern handelt sondern um ein Sternensystem. Es ist ein weißer Zwerg und ein sonnenähnlichen Stern. Und die beiden Sterne umkreisen sich .
V664Cas bewegt sich sehr schnell durch interstellare Materie und dadurch entsteht der interessante Bogen der bläulich leuchtet.
Auf meiner Aufnahme erkennt man ganz deutlich den bläulichen Bogen dazwischen ist eine Lücke und dann kommen drei helle Aufleuchtungen und im Zentrum ist rote Materie. Der blaue Bogen ist auch nicht ganz geschlossen . Es sieht so aus als wenn der Nebel Materie verliert die wie ein Schweif aussieht.

Man sieht unten noch einen kleinen Pn .

Abell 6 findet man im Sternbild Cassiopeia  hat einen sehr schwachen Zentralstern von 18,6 mag.
Man kann ihn ganz schwach erahnen auf meinem Bild.
Abell 6 wurde 1955 entdeckt . Er hat eine Flächenhelligkeit von 15,5 mag
Bei meinem Bild war die Ha Aufnahme sehr dominant.
Deshalb habe ich mich auch gewundert das Abell 6 auf manchen Aufnahmen grünlich zusehen ist.
Ich hoffe das Bild gefällt euch trotzdem.

Belichtungszeit
Ha 84 x 900 sec
OIII 58 x 600 sec
RGB je 60 x 60 sec
Teleskop : Epsilon 130d
Kamera Trius Pro-694



Abell 71 im Sternbild Schwan wurde 1955 von G.O. Abell als Planetarischer Nebel klassifiziert und in seinen Katalog aufgenommen. Ein Emissionsnebel umgibt diesen Planetarischen Nebel Sh2-115.
Ein PN genau in der Nilchstraße und mit Dunkelwolken umgeben (LBN 362 )
Der PN ( Nebel ) lechtet nur in Ha ,schon merkwürdig.
Auf der OIII Aufnahme war nichts zusehen.
Ist es dann ein PN ?
Was sagt das Internet.
Abell 71 im Sternbild Schwan wurde 1955 von G.O. Abell als Planetarischer Nebel klassifiziert und in seinen Katalog aufgenommen. Ein Emissionsnebel umgibt diesen Planetarischen Nebel Sh2-115.
Der Pn ist 2,6 Bogenminuten groß und der Zentralstern hat eine Helligkeit von 18,9 mag.
Ich habe auf meiner Aufnahme im OIII nichts gesehen und habe dann etwas weiter
nachgeforscht.
1991 haben neue Studien von P.Pismis, I.Hasse & A.Quintero hingedeutet das auf Schmalbandaufnahmen im OIII fast nichts zu sehen war.
Also kein PN ?
Vielleicht weiß von euch einer mehr !
Die restliche Fachwelt hat die Schlußfolgerung von Pismis et al. offenbar eher
kritsch gesehen, Abell 71 wird in der astronomischen Datenbank SIMBAD bis
heute als Planetarischer Nebel geführt und ist in einer ganzen Reihe von
Studien über Planetarische Nebel enthalten.
Dafür daß Abell 71 tatsächlich ein Planetarischer Nebel ist, sprechen
insbesondere spektroskopsiche Untersuchungen wie die von Pereyra et al.,
2013, die eine (für PN typische) Expansionsgeschwindigkeit nachgewiesen
haben. Abell 71 ist wahrscheinlich ein recht alter Planetarischer Nebel, was
auch die Abnahme von O III erklären würde, das Material ist mittlerweile
einfach zu kühl und der Zentralstern regt keine O III-Emission mehr an.
Interessanterweise hat sich die "ist kein PN"-Aussage aber im Amateurbereich
weit verbreitet, wobei ich zu behaupten wage, daß hier in den allermeisten
Fällen ungeprüft gegenseitig voneinander abgeschrieben wurde :)
Nichtsdestotrotz, zu 100% sicher ist die Natur des Objekts sicher nicht.
Teleskop: Newton 8" 900mm Brennweite
Kamera SXV-H9 Trius
Belichtungszeiten:
RGB je 10 x 240 sec
Ha 14 x 600 sec
OIII 1 x 600 sec
Der Pn ist 2,6 Bogenminuten groß und der Zentralstern hat eine Helligkeit von 18,9 mag.
Ich habe auf meiner Aufnahme im OIII nichts gesehen und habe dann etwas weiter
nachgeforscht.
1991 haben neue Studien von P.Pismis, I.Hasse & A.Quintero  hingedeutet das auf Schmalbandaufnahmen im OIII fast nichts zu sehen war ( war auch meine Vermutung ).


Abell 24 ist ein großer  bipolarer Planetarischer Nebel. Dieser PN leuchtet sehr stark im Ha. In OIII konnte ich nicht viel auf den Bildern erkennen.
Das Gas des Abell 24 wird durch einen mit einer Oberflächentemperatur von rund 200.000 K extrem heißen Zentralstern ionisiert. Es ist ein weißer Zwerg der 25-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Abell 24 findet man im Sternbild Kleiner Hund.
Aufnahme Daten
Teleskop: Newton  8" f 4,5 900mm Brennweite
Kamera: Trius  SXV-H9
Ha      8 x 800 sec
OIII    8 x 600 sec
RGB  20 x 30 sec jeweils


Ich möchte  euch mal einen Pn vorstellen der gerne ein Pn werden möchte.
Vielleicht ist es auch eine Supernova ?
Noch ist alles unklar aber es gibt schon weitere Untersuchungen über diesen Nebel .
Sehr interessant was dabei herauskommt.
Größe des Pn  10" min
Man findet ihn im Schwan unter dem Tulpennebel.
20:00:38.97 +34:39:23.04
54 x 600 sec OIII
36 x 600 sec Ha
20 x 600 sec Lumi
rgb je 30 x 30 sec
Teleskop 8" Newton f4

Planetarische Nebel
Was sind Planetarische Nebel ?
Ein Planetarischer Nebel ist ein sehr alter Stern ( mittlerer Klasse ) er besteht aus Gas und Plasma . Dies wird am Ende seiner Entwicklung abgestoßen.
Planetarischen Nebel sind das Überbleibsel einer sehr aktiven Phase einer mittleren Klasse von Sternen ( Roten Riesen ).
Wie entsteht ein Planetarischer Nebel ?
Nach der Geburt eines Stern beginnt er sich langsam zu stabilisieren und Wasserstoff in Helium zu vereinigen .
Aus einem Stern mittlerer Klasse 0,8-8 Sonnenmassen entwickeln sich nach ihrem Hauptreihenstadium zu Rote Riesen .
Wie funktioniert das nun ?
Hat der Stern nun sein Wasserstoff im Kern verbraucht so nimmt der Druck im Stern ab. Nun zieht sich der Stern durch die Gravitation zusammen und erhitzt sich sehr stark. Bei dieser hohen Temperatur entzündet sich nun der Wasserstoff außerhalb des Kerns. Dadurch wird Helium erzeugt und der Stern wird immer heißer.
Jetzt dehnt er sich aus und kühlt aber wegen der großen Oberfläche außen deutlich ab.
Er wird zum Roten Riesen.
Ein roter Riese stößt Sternwinde und bildet eine Gaswolke um sich herum.
Diese Gaswolke kann aber nicht leuchten weil der Stern nicht heiß genug ist.
Was muss nun passieren ?
Es muss eine erneute Fusion stattfinden . Wenn der Rote Riese
eine hohe Temperatur erreicht hat wandelt sich Helium in schwere Elemente um .
Der Stern stößt nun explosionsartig Materie in seine Umgebung ab .Dieser Prozess dauert nun 100000 Jahre . Es werden immer wieder schwere Element Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff nach außen abgegeben.
Dadurch kann man bei vielen Planetarischen Nebel eine äußere Schale sehen die manchmal viel größer ist als der Planetarische Nebel.
Weil der Weiße Zwerg extrem heiß ist und Wärmestrahlung abgibt .Diese Strahlung regt die abgestoßene Sternmaterie in der Umgebung zum Leuchten an .
Woran erkennt man einen Planetarischen Nebel ?
Ein Planetarischer Nebel hat immer einen Zentralstern (weißer Zwerg).
Er befindet sich in der Mitte des des Nebels und bringt durch seiner heißen Temperatur den
Nebel zum leuchten.
Es ist nicht immer einfach einen PN zu erkennen.
Zb. Wenn sich ein weißer Zwerg der sein Leben langsam hinter sich hat durch eine
Gaswolke bewegt und immer noch genug Kraft hat den den Nebel zum leuchten zu bringen.
Das ist bei Sh2-174 passiert den man zuerst als PN gehalten hat.
Man kann durch verschiedene Methoden das alter des weißen Zwerges und des Nebel bestimmen.
Wenn das nicht passt so wie bei Sh2-174 ist es kein PN. Obwohl man genau den weißen Zwerg sehen kann in meinem Bild.
Also muss das ionisierte Gas vom weißen Zwerg sein sonst kein PN.
Sehr hilfreich  sind wenn man noch die hellen Ränder sieht.
Die Entfernung ist auch noch eine Möglichkeit zu bestimmen ob es ein PN ist .
Aber das ist verdammt schwierig.
Wenn sich der Pn bewegt ist der Zentralstern auch nicht mehr in der Mitte und  der Pn verformt sich . Es bildet sich eine Stoßfront wie bei HFG 1 gut zusehen ist.
Das ist auch noch eine Möglichkeit einen PN zu erkennen.
Abell 6 zb ist ein klassischer Pn .