Objekte des Monats: Der Bowtie Nebula NGC 40

Der Pla­ne­ta­ri­sche Nebel NGC 40, im nörd­li­chen Stern­bild Kepheus (Cepheus), wur­de am 25. Novem­ber 1788 von dem deutsch-bri­ti­schen Astro­no­men Fried­rich Wil­helm Her­schel mit sei­nem 18,7 Zoll Spie­gel­te­le­skop ent­deckt. Her­schel beschrieb das Objekt als Stern der 9. Grö­ßen­klas­se, der von einem mil­chi­gen Nebel umge­ben sei. Auch sein Sohn John beschrieb das Objekt als Stern mit neb­li­ger Atmo­sphä­re. Im Jahr 1905 bemerk­te die ame­ri­ka­ni­sche Astro­no­min Wil­lia­mi­na Fle­ming ein hel­les Emis­si­ons­spek­trum und iden­ti­fi­zier­te NGC 40 als pla­ne­ta­ri­schen Nebel. Der Nebel ist auch als Cald­well 2 im Kata­log von Sir Patrick Cald­well-Moo­re ver­zeich­net. In die­sem Kata­log sind Deep-Sky-Objek­te auf­ge­führt, die sich mit Ama­teur­te­le­sko­pen beob­ach­ten las­sen. Im eng­li­schen Sprach­raum trägt er auch den Eigen­na­men „Bow­tie Nebu­la“, da er auf­grund sei­nes äuße­ren Erschei­nungs­bil­des an eine Kra­wat­ten­flie­ge erin­nert. Die­sen Spitz­na­men teilt er sich mit einem ande­ren pla­ne­ta­ri­schen Nebel, NGC 2440, der sich im Stern­bild Pup­pis befindet.

Im H‑Alpha Licht leuchtend mit hellen Zentralstern

NGC 40 besitzt eine schein­ba­re Hel­lig­keit von 10,6 mag sowie einen schein­ba­ren Durch­mes­ser von 1,23 × 1,23 Bogen­mi­nu­ten. Er ist bereits in Tele­sko­pen ab einer Öff­nung von 4‑Zoll auf­find­bar. Für eine gute Sicht auf das Objekt ist jedoch min­des­tens das Dop­pel­te die­ser Öff­nung erfor­der­lich. In dem Pla­ne­ta­ri­schen Nebel befin­det sich ein 11,6 mag hel­ler hei­ßer Zen­tral­stern, einer der hells­ten sei­ner Art. Er hat vor 4.500 Jah­ren, am Ende sei­nes Lebens, sei­ne äuße­re Hül­le in den Welt­raum abge­sto­ßen. Die Hül­le dehnt sich aktu­ell mit einer Geschwin­dig­keit von 29 km/s wei­ter aus. Sie wird durch die inten­si­ve UV-Strah­lung des Zen­tral­sterns in sei­nem Zen­trum zum Leuch­ten ange­regt. Dabei heizt sie sich bis auf eine Tem­pe­ra­tur von 10.000 Grad Cel­si­us auf. Der Zen­tral­stern (HD 826) besitzt eine Mas­se von etwa 0,7 Son­nen­mas­sen und den Spek­tral­typ WC8. Er ist ein was­ser­stoff­ar­mer Stern mit aus­ge­präg­ten He‑, C- und O‑Linien. Dies weist auf ein Spek­trum hin, das dem eines koh­len­stoff- und mas­se­rei­chen Wolf-Ray­et-Sterns ähnelt. Er besitzt eine bolo­me­tri­sche Leucht­kraft von etwa 7.000 Son­nen, einen Radi­us von 0,56 Son­nen und eine effek­ti­ve Ober­flä­chen­tem­pe­ra­tur von 71.000 Kelvin.

Die Tem­pe­ra­tur der Quel­le, die den Nebel ioni­siert, beträgt jedoch ledig­lich 45.000 bis 50.000 Kel­vin. Die Tem­pe­ra­tur des Zen­tral­sterns soll­te jedoch aus­rei­chen, um den Nebel in einen viel höhe­ren Ioni­sa­ti­ons­zu­stand zu ver­set­zen. Dies deu­tet auf das Vor­han­den­sein von abschir­men­dem Mate­ri­al zwi­schen dem Stern und dem leuch­ten­den Nebel hin. Ein sol­ches Mate­ri­al mit höhe­rer Dich­te könn­te sich an der Stoß­gren­ze zwi­schen dem schnel­len Wind des Zen­tral­sterns (etwa 1800 km/s) und den deut­lich lang­sa­mer expan­die­ren­den Nebel­scha­len selbst bil­den. Es könn­te den ultra­vio­let­ten Fluss des Zen­tral­sterns absor­bie­ren und so die Bil­dung hoch ange­reg­ter Lini­en im Nebel ver­hin­dern. In einer Stu­die aus dem Jahr 2019, bei der mit­hil­fe von Infra­rot­be­ob­ach­tun­gen poly­zy­kli­sche aro­ma­ti­sche Koh­len­was­ser­stof­fe (PAK) im Nebel kar­tiert wur­den, wur­de eine toro­ida­le Struk­tur im Nebel ent­deckt, die die­se Absorp­ti­on erklä­ren könn­te. Eine wei­te­re Erklä­rung für die­sen Wider­spruch ist, dass der Stern zuvor küh­ler war, aber einen spä­ten ther­mi­schen Impuls erfah­ren hat, der die Fusi­on erneut ent­zün­de­te und sei­ne Tem­pe­ra­tur anstei­gen ließ.

Inter­es­sant ist, dass die Nebel­hül­le von NGC 40, im Gegen­satz zu den meis­ten Pla­ne­ta­ri­schen Nebeln, vor­ran­gig in der H‑Al­pha-Linie leuch­tet und auf Fotos röt­lich erscheint. Die­ser Spek­tral­be­reich ist für das mensch­li­che Auge weni­ger emp­find­lich. Der Ring leuch­tet dage­gen in der Linie des zwei­fach ioni­sier­ten Sau­er­stoffs (O‑III) und ist deut­lich bes­ser zu erken­nen. So bekommt man einen zar­ten, farb­lo­sen und leicht struk­tu­rier­ten „Rauch­ring” zu Gesicht, der zwar recht deut­lich, aber im Ver­gleich zum berühm­ten Ring­ne­bel in der Lei­er nicht hell leuch­tend zu sehen ist. Eini­ge Regio­nen des Nebels wur­den auf meh­re­re Mil­lio­nen Grad Cel­si­us auf­ge­heizt. Sie strah­len im Rönt­gen­be­reich. Hier trifft ein 900 km/s schnel­ler, stel­la­rer Wind auf inter­stel­la­res Mate­ri­al und übt hohe Kom­pres­si­ons­kräf­te aus. Dadurch ver­liert der Zen­tral­stern jähr­lich Mate­rie in einer Men­ge an die Umge­bung, die dem 500.000stel Teil einer Son­nen­mas­se entsprich.

Mor­pho­lo­gisch gese­hen ähnelt die Hül­le von NGC 40 einem Fass, des­sen Längs­ach­se nach Nord­nord­os­ten zeigt. Sie ist von kon­zen­tri­schen Rin­gen umge­ben, die im opti­schen und infra­ro­ten Spek­trum sicht­bar sind. Um die Pole her­um befin­den sich zwei zusätz­li­che Lap­pen­paa­re, die auf wei­te­re Aus­wür­fe des Sterns zurück­zu­füh­ren sind. Das Nebel­ma­te­ri­al bedeckt vom Zen­tral­stern aus gese­hen etwa 25 % des Him­mels. Dies deu­tet auf einen asym­me­tri­schen Mas­sen­ver­lust des Sterns im asym­pto­ti­schen Rie­sen­ast­sta­di­um hin. Die Rota­ti­ons­sym­me­trie­ach­se des Nebels ist in einem Win­kel von etwa 20° zu unse­rer Sicht­li­nie geneigt.

In der astro­no­mi­schen Lite­ra­tur wird die Ent­fer­nung zu NGC 40 zumeist mit 3.500 Licht­jah­ren ange­ge­ben. Das ent­spricht einem wah­ren Durch­mes­ser von unge­fähr 1,25 Licht­jah­ren. Neue­re Quel­len geben sogar eine Distanz von 6.900 Licht­jah­ren an. Die im Tele­skop sicht­ba­re inne­re Hül­le ist von einem weit­läu­fi­gen Halo aus Fila­men­ten umge­ben. Die­se erstreckt sich bis in eine Ent­fer­nung von 2,3 Licht­jah­ren von der zen­tra­len Scha­le in den Raum. Die äußers­ten Regio­nen frü­he­rer Erup­tio­nen, die vor allem im infra­ro­ten Licht zu sehen sind, besit­zen sogar den vier- bis fünf­fa­chen Durch­mes­ser des Nebels. Die­se Fila­mentstruk­tur ent­stand wahr­schein­lich, als der Zen­tral­stern noch ein Roter Rie­se auf dem asym­pto­ti­schen Rie­sen­ast war. In unge­fähr 30.000 Jah­ren wird die Tem­pe­ra­tur des Zen­tral­sterns so weit gesun­ken sein, dass sich das Gas in der Nebel­hül­le ver­dünnt und ver­teilt hat und der Nebel schließ­lich unsicht­bar wird. Der Zen­tral­stern wird zu einem wei­ßen Zwerg, einem dich­ten Stern­über­rest in der Grö­ße der Erde.

Auf lang belich­te­ten Fotos ist der Bow-Tie-Nebel von wei­te­ren Fila­men­ten umge­ben, die im Hin­ter­grund lie­gen. Die­se Fila­men­te sind deut­lich wei­ter ent­fernt und ste­hen nicht mit dem Nebel in Ver­bin­dung. Sie gehö­ren zum gro­ßen Super­no­va-Über­rest CTA 1, der sich über eine Stre­cke von 1,5 Grad des Him­mels erstreckt.

Beobachtung

Unter guten Bedin­gun­gen ist NGC 40 bereits mit Tele­sko­pen ab 4 bis 5‑Zoll Öff­nung und rund 90-facher Ver­grö­ße­rung als run­des, neb­li­ges Fleck­chen erkenn­bar. Er bil­det zusam­men mit zwei hel­le­ren, oran­ge­far­be­nen Ster­nen der 9. Grö­ßen­klas­se ein stump­fes Drei­eck. Der Zen­tral­stern ist aller­dings nur indi­rekt sicht­bar. Unter­halb einer 30-fachen Ver­grö­ße­rung über­strahlt der Zen­tral­stern den Pla­ne­ta­ri­schen Nebel, sodass die­ser fast wie ein Stern erscheint. Ein UHC-Fil­ter ver­bes­sert den Kon­trast zum Nebel gegen­über der Umge­bung deut­lich. Bei abge­wand­tem Blick erscheint der Nebel deut­lich oval und ist in Rich­tung Süd­ost-Nord­west aus­ge­rich­tet. In Tele­sko­pen mit 6 bis 8‑Zoll Öff­nung und 120-facher Ver­grö­ße­rung erscheint NGC 40 etwas hel­ler und oval mit einem gut sicht­ba­ren Zen­tral­stern. Die Nebel­hül­le wird zur Mit­te hin etwas hel­ler. Bei höhe­rer Ver­grö­ße­rung von 200-fach ist ein schwa­cher, dün­ner Ring zu erah­nen. Die Rän­der erschei­nen leicht unscharf, dafür ist der Zen­tral­stern nun leich­ter zu sehen. Die Far­be des Nebels erscheint bei klei­ner Ver­grö­ße­rung eher weiß­lich als grün­lich-tür­kis, wie es bei den meis­ten ande­ren Pla­ne­ta­ri­schen Nebeln der Fall ist. Bei indi­rek­tem Sehen besitzt NGC 40 sogar einen leich­ten Blinkeffekt.

Bei hoher Ver­grö­ße­rung erscheint NGC 40 im 10 bis 12-Zöl­ler leicht qua­dra­tisch. E es ist eine Zwei­scha­len­struk­tur zu erken­nen. Im Wes­ten und Osten kommt der Ring sehr gut zur Gel­tung. Im Nor­den und Süden erscheint der Nebel offen, mit einem schwa­chen Halo, der in den Hin­ter­grund über­geht. Die Nebel­rän­der wir­ken hel­ler. Bei einer Ver­grö­ße­rung von über 200-fach erscheint der Ring wulst­för­mig mit zwei mar­kan­ten Kno­ten, einem im Süd­os­ten und einem im Nord­wes­ten. Der Zen­tral­stern mit einer Hel­lig­keit von 12 mag ist nun sehr gut zu erken­nen und befin­det sich in einem dunk­len Hohl­raum. Mit noch grö­ße­ren Öff­nun­gen und einer hohen Ver­grö­ße­rung von 270-fach sind nun auch meh­re­re Hel­lig­keits­schwan­kun­gen, Seg­men­te und Kno­ten über die kom­plet­te Nebel­hül­le hin­weg erkenn­bar. Der Nebel reagiert nur mäßig auf einen OIII-Filter.

NGC 40 befin­det sich nur 17° bis 18° vom nörd­li­chen Him­mels­pol ent­fernt. Er ist zir­kum­po­lar und kann des­halb das gan­ze Jahr über beob­ach­tet wer­den. Die bes­te Zeit dafür sind die Herbst­mo­na­te, in denen das Stern­bild Kepheus hoch am Him­mel steht. Lei­der befin­det sich der Pla­ne­ta­ri­sche Nebel in einer stern­ar­men Regi­on im öst­li­chen Bereich des Cepheus. Aus die­sem Grund ist er nicht leicht zu fin­den. Am bes­ten ori­en­tiert man sich an Errai (Gam­ma Cep, 3,2 mag), der mit Sche­dar (Gam­ma Cas, 1,6 mag) eine Linie bil­det. NGC 40 liegt unge­fähr auf einem Drit­tel des Weges ent­lang die­ser Linie.

Auf­such­kar­te Bow­tie Nebu­la (NGC 40) (123,6 KiB, 36 hits)

Steckbrief für NGC 40