SNRs: Supernova-Überreste - Dr. Christian Pinter - Astronomische Beobachtungstipps

Dr. Christian Pinter
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Supernnovaüberreste - SNRs
Unter einem Supernova-Überrest (engl. Supernova remnant, kurz SNR) versteht man nur jenes nebelartige Gebilde, das bei einer Supernovaexplosion übrig bleibt. Solide Hinterlassenschaften wie Neutronensterne oder Schwarze Löcher fallen nicht unter diese Definition. Außen vor bleibt auch die von Amateuren leicht nachweisbare kosmische Strahlung - obwohl sie in hohem Maß von Supernovaüberresten, Neutronensternen und Schwarzen Löchern stammt.
Auch Eisen und Nickel, hier in einem Meteoriten, entstanden großteils in Supernova-Detonationen
Supernovae setzen die zuvor im Sterninneren geschmiedeten chemischen Elemente frei, wie etwa Sauerstoff. Während oder nach der Explosion entstehen weitere. So verdanken wir einen Gutteil des kosmischen Eisens Supernovae vom Typ Ia.

In Supernovae vom Typ II entstehen durch das Einfangen von Neutronen auch Elemente höherer Ordnungszahl wie z.B. Uran, Gold, Blei, Nickel, Kupfer oder Silber. Sie alle reichern das interstellare Medium an, aus dem sich später Planeten bilden.

Für die Geburt unserer Erde mussten jedenfalls unzählige Sterne auf die eine oder andere Art vergehen. Letztlich sind auch wir Menschen "Supernovaüberreste".
Zustandekommen eines SNR
Die einstige Gashülle des explodierten Sterns wird mit enormen Tempo ins All geschossen. Deshalb dehnen sich diese Überreste rasend schnell aus - etwa mit 10.000 km/s, also einem Dreißigstel der Lichtgeschwindigkeit. Dabei werden kleine Unregelmäßigkeiten wie von einem Diaprojektor in den Raum hinaus projeziert und verursachen bizarre Strukturen.

Manche SNRs sind rundlich geformt, ähnlich expandierenden Gaskugeln. Andere wirken "flach" wie der berühmte Krebsnebel M1 im Stier. Dieser existiert seit dem Jahr 1054. Hier regt die Strahlung des eingebetteten Neutronensterns das Nebelgas zum Leuchten an.

Die Expansionsphase mag 200 Jahre dauern. In dieser Zeit hat der SNR seine Gesamtmasse durch das Aufsammeln interstellarer Materie gleichsam verdoppelt. Bald zeigen Spezialteleskope (z.B. im Radio- oder Röntgenbereich) ring- oder filamentartige Gebilde. Diese kühlen langsam ab, strahlen dann weniger Energie aus und werden vor allem von UV-Teleskopen studiert. Innerhalb von 10.000 Jahren löst sich ein SNR auf.

Bislang wurden mehrere hundert solcher Nebel katalogisiert: Darunter findet man auch die heute etwa 13 bzw. 6 Lichtjahre weiten Überreste der Tychonischen und Keplerschen Supernovae aus den Jahren 1572 bzw. 1604.

Bei den allermeisten SNRs haben Menschen die zugrunde liegende Supernova-Explosion nicht mitverfolgt bzw. aufgezeichnet. Aus der aktuellen Größe und Expansionsgeschwindigkeit können Astronomen trotzdem auf das ungefähre Entstehungsdatum schließen.
Supernova-Überreste selbst beobachten
SNRs sind vergleichsweise kurzlebige Objekte. Sehr selten strahlen sie noch genug sichtbares Licht ab, um im Teleskop erspäht zu werden. Deep Sky Fotografen sind gegenüber visuellen Fernrohrbeobachtern hier einmal mehr im Vorteil.
M1 - der Krebs- oder Krabbennebel im Stier

Die Entdeckung dieses Himmelsobjekts im Jahre 1758 regte Charles Messier an, seinen berühmten Katalog nebelhaft wirkender Himmelsobjekte zu erstellen. Der französische Kometenjäger wollte nicht immer wieder von den selben, wie Kometen wirkenden Nebelfleckchen genarrt werden.

Messier schenkte dem Nebelfleckchen im südlichen Horn des Stier den obersten Katalogeintrag - daher heißt dieses Objekt auch M1 oder Messier 1. Dass der englische Arzt und Astronom John Bevis diesen Nebel schon 1731 aufgestöbert hatte, war Messier entgangen.

Die um 1843 entstandene Zeichnung des Iren William Parsons ließ Betrachter an einen Krebs (englisch: crab) denken. So kam es zu den Namen Krebs- oder Krabbennebel.
M1 liegt nahe dem hellen Stern Zeta Tauri (Brennweite 300 mm)
1921 meinte der US-Astronom Carl Otto Lampland, Veränderungen an M1 erkannt zu haben. Er schien zu expandieren und daher etwa 900 Jahre zuvor entstanden zu sein. Also begannen die US-Astronomen Edwin Hubble und Nicholas Mayall, diesen Nebel ursächlich mit der im Jahr 1054 beobachteten Supernova zu verknüpfen.

Die Supernova von 1054

Diese war ebenfalls am unteren Horn des Sternbilds Stiers aufgestrahlt und hatte selbst den Planeten Venus im Glanz übertroffen. Sie soll knapp zwei Jahre sichtbar gewesen sein. Die Existenz eines Pulsars als Rest des detonierten Riesensterns weist auf eine Supernova vom Typ II hin.
Ein simples QBasic-Programm berechnet die scheinbare Maximalhelligkeit
Der Höchstglanz solcher Supernovae streut: Geht man von einer absoluten Helligkeit im Maximum von -16 mag aus, wäre eine derartige SN in 6.500 Lichtjahren Abstand an unserem Himmel bis zu -4,5 mag hell gewesen. Die Venus strahlte am 10. Juli 1054 mit etwa -4,3 mag, war also unwesentlich schwächer.

Der Pulsar PSR B0531+21 (formal kein SNR)

1968 fing man gepulste Radiostrahlung aus dem Zentrum des M1 auf: Offensichtlich entstammten die Radiopulse einem rasch rotierenden Pulsar. So werden rasch rotierende Neutronensterne genannt, die regelmäßige Radiopulse ausstrahlen - ein wenig wie Leuchttürme. Die etwa 20 km kleine, ultradichte Kugel wirbelte etwa 30 mal pro Sekunde um ihre Achse und wurde dabei ein ganz klein wenig langsamer.

Der 1920 in Wien geborene, zur Emigration in die USA gezwungene Astrophysiker Thomas Gold rechnete vor: Die durch die Verlangsamung "verlorene" Energie des Pulsars entsprach jener, die nötig war, um die Strahlung des M1 zu erklären. Das Leuchten dieses SNR wird vom heißen Neutronenstern mit dessen Synchrotonstrahlung gleichsam "angetrieben".

Im optischen Bereich ist der Pulsar mit der Katalognummer PSR B0531+21 bloß 16,7 mag hell. Fürs Auge ist das viel zu wenig. Doch fotografierende Amateurastronomen sollten ihn gerade noch erfassen können. Koordinaten: RA = 05h 34m 31.95s und DE = +22° 00′ 52.15 (2000).

In Wirklichkeit strahlt dieser Pulsar ähnlich viel sichtbares Licht aus wie unsere 1,4 Mio. km große Sonne - trotz seiner bloß stadtkleinen Dimension. Ursache ist seine unvorstellbar hohe Oberflächentemperatur von 1,6 Mio. Grad (Sonne: 5500 Grad C).

M1 im Fernrohr und auf Amateuraufnahmen

Vergleichsweise leicht zu sehen ist der Krebsnebel selbst. Seine Gesamthelligkeit beträgt 8,4 mag. Die sichtbare Fläche misst 7 x 5 Bogenminuten. Die Distanz ist recht unsicher, wird aber gern mit grob 6.500 Lichtjahren angegeben. In diesem Fall wäre der Supernova-Überrest heute 13 mal 9 Lichtjahre weit.
M1 - Kombination von Aufnahmen aus 3 Winternächten (Brennweite 2050 mm)
Für uns ist er der hellste SNR überhaupt und unter sehr guten Bedingungen schon in einem lichtstarken Fernglas zu erspähen. Das Teleskop zeigt fern der Großstadt sogar seine ovale Form. Ronald Stoyan schreibt in seinem Deep Sky Reiseführer: "Nimmt man sich Zeit, werden schwache Ausläufer und ein keilförmiger heller Zentralbereich sichtbar".

Deep Sky Fotos halten überdies Filamente fest, wie meine Aufnahme oben belegt. Dazu wurden hunderte Einzelfotos aus drei Winternächten kombiniert.

M1 unterscheidet sich deutlich von den anderen hier vorgestellten SNRs: Sein visuelles Spektrum ist ein Kontinuum; spezielle Linienfilter helfen bei seiner Beobachtung daher nicht.
Cirrusnebel im Schwan
Der Cirrusnebel (im Englischen Veil nebula genannt) im Sternbild Schwan wurde nach und nach entdeckt.

Die ersten Abschnitte des weit ausgedehnten Cirrusnebels wurden von William Herschel gesichtet, und zwar 1784. Diese tragen heute die Bezeichnung NGC 6960, NGC 6979 und NGC 6992.

John Herschel steuerte mit NGC 6995 im Jahr 1825 einen zusätzlichen Abschnitt bei, Truman Henry Saffort 1866 mit IC 1340 noch einen weiteren. Lawrance Parsons stieß 1873 auf ein nebelartiges Objekt, das man heute NGC 6974 nennt.

Am Harvard Observatorium fand Williamina Fleming 1904 einen weiteren Nebelfleck. Nach dem dortigen Sternwartedirektor Edward Pickering taufte man diesen Abschnitt Pickering's Wedge bzw. Pickering's Triangular Wisp.

Alle zusammen werden auch Cygnusbogen genannt. Bitte schauen Sie sich die Website Distant Lights von Thomas Henne, Niederösterreich, an. Dort findet man eine eindrucksvolle Aufnahme des gesamten Cygnusbogens. Zieht man die Maus aufs Bild, werden die einzelnen Abschnitte annotiert!

Man kann sich gut vorstellen, wie an einem Platz, der inmitten des heute etwa 3 Grad großen Gebildes liegt, einst eine Supernova detonierte. Nimmt man eine Erddistanz von 2.400 Lichtjahren an, besäße dieser SNR grob 125 Lichtjahre Durchmesser.

Daraus wiederum schloss man: Die Detonation geschah vor 10.000 bis 20.000 Jahren. Natürlich gab es damals noch keine schriftlichen Aufzeichnungen.

Eine Typ II Supernova in dieser Distanz wäre am irdischen Himmel vermutlich zwischen 6 und 7 mag hell gewesen. Mit großer Sicherheit schien der "neue" Stern eine Zeit lang kräftiger als die Venus: Er wurde bloß von Sonne und Mond im Glanz übertroffen.
Astronomen gehen von einer Typ II Supernova aus. Sie könnte im Maximum daher -16 mag an absoluter Helligkeit gehabt haben
  • NGC 6995 - Eastern Veil

Dieser östliche Abschnitt des Schleiernebels sieht recht gespenstisch aus, wie ein Geistergesicht oder ein lachender Totenkopf im Profil. Der südlich anschließende IC 1340 bildet gewissermaßen den "Unterkiefer", der NGC 6992 die hohe "Stirn des Kopfes".

Da ich den Cirrus-Nebel selbst standortbedingt noch nie sah, halte ich mich hier an die Beschreibung von Ronald Stoyan.

Er nennt diesen Abschnitt in seinem sehr empfehlenswerten Deep Sky Reiseführer NGC 6992/5 (das entspricht "Gesicht" und "Stirn" in meinem Bild). Demnach ist dieser Abschnitt unter wirklich dunklem Himmel bereits mit einem Fernglas sichtbar. Für das Teleskop empfiehlt Stoyan hier Weitwinkelokulare mit minimaler Vergrößerung. Ein zwei- bis vierzölliges Teleskop (5 bis 10 cm Öffnung) soll reichen.

Ein OIII-Linienfilter (sprich: "O3") lässt fast nur das Licht des zweifach ionisierten Sauerstoffs (496, 501 nm) durch. Dieses grün anmutende Interferenzfilter erhöht den Kontrast deutlich. Damit ist laut Stoyan im Sechszöller (15 cm Öffnung) auch der IC 1340 (den ich oben "Unterkiefer" nannte) erkennbar.

  • NGC 6960 - Western Veil

Der westliche Teil des Schleiernebels liegt dem zuvor beschriebenen gleichsam gegenüber. Er schimmert allerdings etwas weniger. Der Stern 52 Cygni (4,2 mag) teilt den Nebelbogen in einen helleren nördlichen und einen schwächeren südlichen Abschnitt. Der südliche teilt sich letztlich in zwei oder mehr Bögen auf.
Der Deep Sky Reiseführer empfiehlt hier ein größeres Fernglas - oder ein kleineres bis sechszölliges Teleskop (letzteres hat 15 cm Öffnung) samt OIII-Linienfilter (s.o.). Mit einem solchen Nebelfilter soll sich sogar Pickering's Triangle, der nordwestliche Nebelabschnitt, erspähen lassen.

Stoyans Zeichnung hält sogar die nördlichen Abschnitte NGC 6979 und NGC 6974 fest. Zitat: "In der Tat kann man schon mit sechs Zoll Öffnung und einem Nebelfilter nächtelang im Cirrusnebel auf Entdeckungsreise gehen".
Der Vela-Supernovaüberrest
Dieser SNR ist von unserem Breitengrad aus nicht sichtbar, da er im Sternbild Segel (lat. Vela) liegt. Entdeckt hat ihn - bzw. das hellste Filament davon - 1835 John Herschel. Das ganze Ausmaß wurde jedoch erst mit Hilfe der Himmelsfotografie deutlich.

An diesem Ort kam es vor mutmaßlich 8.000 bis 30.000 Jahren zu einer gigantischen Detonation. Die Katastrophe hinterließ, wie man seit 1968 weiß, einen Neutronenstern. Deshalb muss hier einst ein Riesenstern kollabiert sein. Distanz: etwa 950 Lichtjahre.

Der Vela-Supernovaüberrest stammt also von einer Typ II Supernova. Er erstreckt sich heute über 8,3 Grad, was etwa 130 Lichtjahren entspricht.
Das hellste Filament fand Ende des 19. Jh. unter der Bezeichnung NGC 2736 Eingang in den New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars. Es misst laut dem Deep Sky Reiseführer 23 mal 5 Bogenminuten.

Der geraden, länglichen Form wegen nennt man es auch Bleistiftnebel (englisch: Pencil Nebula). Auf langbelichteten Fotos ähnelt die Struktur einem "Hexenbesen" - wie die Europäische Südsternwarte ESO im Bildtext zu obigem Foto anmerkt.

Ronald Stoyan sah den Bleistiftnebel mit einem Sechszöller (Öffnung: 150 mm) und beurteilte dessen Beobachtung als "sehr schwer".
Cassiopeia A
Dieses Objekt verriet sich zunächst durch seine Radiostrahlung. Bei Frequenzen über 1 Gigahertz ist Cassiopeia A sogar die stärkste extrasolare Radioquelle überhaupt. Der 11.000 Lichtjahre entfernte Überrest dürfte, so lässt sich aus der Expansion des Gases berechnen, mag in der zweiten Hälfte des 17. Jh. entstanden sein. Hat er mit jenem danach verschollenen Stern zu tun, den John Flamsteed 1680 als 3 Cassiopeiae in seinen Katalog eintrug?

Vermutlich nicht. Dann allerdings bleibt offen, warum jene Supernova-Explosion, aus der Cassiopeia A hervorging, unbeobachtet blieb. Möglicherweise hatte der Riesenstern selbst vor seinem Ende große Mengen Gas und Staub freigesetzt: Und die verstellten später vielleicht den Blick auf das flammende Finale.

Cassiopeia A galt lange Zeit als visuell unbeobachtbar. Der Amateurastronom
William Gates sah dieses Objekt 2009 aber mit einem Teleskop von 23 cm Öffnung samt OIII Filter, wenngleich unter dem dunklen Himmel Arizonas.

Howard Banich beobachtete Cassiopeia A mit einem Spiegelteleskop von 70 cm Öffnung in Oregon sogar ohne Filter. In der US-Zeitschrift Sky & Telescope vom Dezember 2014 (Seite 60ff) beschrieb er einen schwachen nördlichen und einen noch schwächeren südlichen Bogen. Sehen Sie hier ein Foto der NASA, aufgenommen vom Chandra-Röntgenteleskop.

Weitere SNRs für Fotografen
Weitere Supernovaüberreste sind Deep Sky Fotografen vorbehalten. Sie aus den Katalogen heraus zu filtern ist nicht einfach, da sie dort oft nicht mit dem eindeutigen Kürzel SNR firmieren - sondern mit dem Kürzel PN unter die zahlreichen Planetarischen Nebel gereiht werden: Solchen Objekten geht allerdings keine Supernova-Explosion voraus.

Je besser das Equipment und umso dunkler der Himmel am Standort, desto höher ist die Anzahl der fotografisch erfassbaren SNRs. Fast immer verwenden Amateure dabei Schmalbandfilter, die bloß das Licht spezieller Wellenlängen (vor allem OIII oder H-Alpha) passieren lassen. Hier drei Beispiele:


Der Quallennebel - IC 443

Im Sternbild Zwillinge existiert der Quallennebel IC 443 (englisch: Jelly Fish Nebula). Max Wolf, ein Pionier der Astrofotografie, entdeckte ihn 1892 in Heidelberg.

Eine Sternexplosion vom Typ II hinterließ vor gut 30.000 Jahren einen Neutronenstern sowie diesen Nebel in 5.000 Lichtjahren Erdabstand. Der Nebel ist etwa 50 mal 40 Bogenminuten weit und 12 mag hell. Fotos gibt es u.a. von den Amateuren Johannes Fraundorfer (Leonding, Oberösterreich) und Marcus Jungwirth (Bürmoos, Salzburg).


Der Spaghettinebel - Shajn 147

Dieser SNR findet sich in Stier und Fuhrmann. Die "Doppelmitgliedschaft" am Sternbilderhimmel erklärt sich aus der weiten Ausdehnung des Nebels von 3 Grad. Er wurde 1952 am Krim-Observatorium in Simejis aufgefunden, und zwar vom russischen Astronomen Grigori Abramowitsch Schain. Das Objekt trägt die Namen Shajn 147, Simeis 147 oder Spaghettinebel.

Die Nebelfilamente schauen auf langbelichteten Fotos aus wie ein weitgehend schon gelehrter Teller Spaghetti. Die Distanz beträgt etwa 3.000 Lichtjahre, das Alter grob 40.000 Jahre. Der Neutronenstern im Inneren geht auf eine Supernova-Detonation vom Typ II zurück. Hier ein Foto von Christian Koll (Oberösterreich).


Der Nereidennebel - SNR G107.5-5.2

Die Amateure Marcel Drechsler, Bray Falls, Yann Sainty und Nicolas Martino entdeckten 2022 diesen 3 Grad weiten Supernovaüberrest im Sternbild Cassiopeia. Zur Namensgebung schrieb das Quartett:

"SNR G107.5-5.2, with its many dynamic and delicate bluish filaments,  appeared to us like the mythical sea nymphs dancing exuberantly in the  water ..." Hier ein Foto samt Beschreibung des komlexen Aufnahmevorgangs.


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