Polarisation von Deepsky-Objekten

Polarisation von Deepsky-Objekten

Bei den Polarisationsexperimenten kam ein Filter zum Einsatz der normalerweise in Kombination mit einem Herschelkeil zum abschwächen des Sonnenlichts verwendet wird. Erstes Zielobjekt war der Crabnebel M1.

Von ihm ist eine Polarisation schon länger bekannt. Trotzdem sind Amateurbilder eher selten. Der zentrale Neutronenstern besitzt ein sehr starkes Magnetfeld und emittiert polarisiertes Licht in Form von Synchrotron-Strahlung. Trotzdem ist grade in der nähe des Pulsars nur wenig Polarisation zu erkennen. Dies wird deutlich wenn man die 4 Einzelbilder von einander subtrahiert und die so gewonnenen Differenzen kumuliert. Es scheint so, dass die Gasmassen, die sich direkt auf uns zubewegen nicht polarisiert sind und statt dessen die Partien mit einem Blickwinkel von ca. 45 Grad einen Maximalwert erreichen. Möglicherweise entsteht die Polarisation nicht durch den Neutronenstern, sondern durch die massive Wechselwirkung des expandierenden Gases mit dem interstellaren Medium. Falls dies so sein sollte, könnten auch andere SNR wie IC443 und der Schleiernebel lohnende Ziele sein.
Der Crabnebel emittiert Licht in allen drei RGB Farbbereichen, doch die Strukturen konzentrieren sich auf den roten Farbbereich. Es wäre interessant zu prüfen, ob dies für die Polarisation ebenfalls zutrifft.

Starke Magnetfelder gibt es auch in der Nähe schwarzer Löcher. Es war daher naheliegend die Kerne Aktiver Galaxien näher zu untersuchen. Zu den bekanntesten AGNs gehört M82. Die Radiostrahlung dieser Galaxie wurde in den 60´er und 70´er Jahren intensiv beobachtet und die Polarisation vermessen. Im Radiobereich bei 8 GHz ist der Polarisationsanteil etwa halb so groß wie bei M1. Trotzdem war visuell nichts nachzuweisen. Möglicherweise steckt die Polarisation in den HII-Materieauswürfen die ober- und unterhalb der Galaxie herausschießen. Sie waren zu lichtschwach um mit der Mintron registriert zu werden.
Es wäre auch denkbar, dass im visuellen Bereich die Polaisation geringer ist. Erfolgreiche Untersuchungen der Profis wurden im IR durchgeführt.

Die durch ihren hellen Jet bekannte elliptische Riesengalaxie M87 schien ebenfalls ein geeigneter Kandidat zu sein. Das Licht des Jets ist polarisiert. Dies wurde schon in den 50'er Jahren von Walter Baade entdeckt. Mit einer Aufnahmeserie vom 13.3.2007 konnte die damalige Beobachtung bestätigt werden. Es wurden jeweils etwa 200 Aufnahmen mit 2,56s gemittelt. Verwendet wurde der 80cm Spiegel der VSW München + Reducer f/4 und eine Watec-Kamera.

Die 3 Aufhellungen werden von innen nach außen als A, B, und C bezeichnet. Die Filterstellungen der 4 Aufnahmen des Animated-Gifs entsprechen in ihrer Orientierung den Angaben Baades. Besonders markant ist die Polarisationsänderung im mittleren Abschnitt 'B'. Baades Arbeit gibt es im Internet unter:
cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-iarticle_query?1956ApJ...123..550B

Neuere Untersuchungen sind mit dem HST entstanden. So von
-Perlmamm et. all. mit
OPTICAL AND RADIO POLARIMETRY OF THE M87 JET AT 0,2'' RESOLUTION
unter:
http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v117n5/980482/980482.html
-Capetti et. all. mit
HST polarisation observation of the Jet of m87
unter:
aa.springer.de/papers/7317003/2300637.pdf
und
Thomson et. all.:
HST polarization map of the ultraviolet emission from the outer jet in M87
unter:
articles.adsabs.harvard.edu//full/1995MNRAS.275..921T/0000925.000.html

Diesen Arbeiten zufolge liegt die Polarisation im Jet zwischen 10 und 60%. Die Regionen mit 60% müssen ein extrem starkes Magnetfeld besitzen, da dieser Betrag schon an der oberen Grenze der mit Synchrotronstrahlung erreichbaren Werte liegt.

Die Grafik zeigt die Lage der Polarisationsachse in den einzelnen Jetknoten.

Ein Objekt das eher zufällig untersucht wurde war NGC2261. Völlig überraschend konnte bei ihm eine starke Polarisation nachgewiesen werden. Eine Literaturrecherche zeigte das die Polarisation seit Mitte der 80´iger Jahre bekannt ist. NGC2261 ist eigentlich ein Bipolarer Nebel dessen südlicher Teil durch eine Dunkelwolke verdeckt wird. Es ist kein typischer Emissionsnebel sondern eher ein ungewöhnlicher Reflektionsnebel. Ob die Polarisation durch reflektierte Synchrotronstrahlung des Sterns oder einfach durch streifende Reflektion entsteht, konnte bislang nicht geklärt werden. Vermutlich ist aber letzteres zutreffend, denn NGC2261 ist ein radioleises Objekt, das in keinem der gängigen Radiosurveys verzeichnet ist. Synchrotronstrahlung ist jedoch meistens mit starker Radiostrahlung verbunden.
Bipolare Nebel sollten auf jeden Fall als Zielobjekte im Auge behalten werden.

Die Polarisation von NGC2261 war so überraschend, dass ich zunächst an einem Meßfehler glaubte. Deshalb ist nach dem Doppelbild vom 4.3.2003 (oben) am 23.3.2003 ein weiteres Doppelbild entstanden (unten). Das Differnzbild zeigt, dass sich die Polarisation auf die östliche und westliche Kante beschränkt. In der Mitte ist nichts zu erkennen.

Literatur zur Polarisation im visuellen Bereich ist rar. Doch im IR und Radiobereich sind Polarisationen gut untersucht.
Im Radiobereich sendet die Galaxie NGC 4261 einen hohen Anteil polaisierten Lichts aus. Eine Untersuchung im visuellen Bereich brachte jedoch kein positives Ergebnis.

NGC4261, Animated-Gif aus 4 Polfilteraufnahmen mit einem 12-Zoll f/4 Newton
Bei den Galaxien kann man also aus der Radioemission nicht immer auf einen hohen Polaisationsanteil im sichtbaren Licht schließen.

Während der Namibiareise 2003 wurde die Gelegenheit genutzt 3 weitere Objekte auf Polarisation zu untersuchen. Bei Centaurus A und dem Bugnebel endete das Experiment ohne klares Ergebnis, doch bei NGC6729 scheint ein sichtbarer Effekt vorhanden zu sein.

Klare Aussagen sind jedoch schwierig, weil der Nebel während der Aufnahmen am Gesichtsfeldrand stand und die Mintron ein eher unsauberes Signal geliefert hat. Angaben aus der Literatur scheinen jedoch die Polarisation zu bestätigen.

NGC7023 im Cepheus gilt als der hellste Reflektionsnebel des Nordhimmels. Im Teleskop ist er eher unscheinbar. Um einen hellen Stern ist eine leicht strukturiertes Lichthalo zu erkennen. Fast wie bei einem Kleeblatt scheint es im Halo 3 hellere bzw. dunklere Zonen zu geben. Unter sehr guten Bedingungen sind im Umfeld weitere Strukturen zu erahnen.
Polarisation war bei diesem Nebel nicht sicher nachzuweisen.

Eine der 4 Aufnahmen hat ein leicht geändertes Kontrastverhalten. Wenn man sie aus dem Animated-Gif entfernt scheint die Polarisation bei NGC7023 etwas deutlicher zu werden.

Polarisationseffekte sollten vorrangig bei Reflektionsnebeln mit nur einem Stern zu erwarten sein. Mehrere Sterne würden eine gegenseitige Überlagerung begünstigen. Bei NGC7129 scheint dies anders zu sein. Der hellste Stern der Assoziation ist von einem deutlich polarisierten Nebel umgeben. Auf der Aufnahme kann man gut verfolgen, wie sich die hellen Gebiete mit dem Filter drehen.

Etwas überraschend war die Polarisation bei NGC2023 einem hellen Reflektionsnebel in der Nähe des Pferdekopfnebels. In der Literatur fanden sich bislang keine Hinweise. Eine weitere Kontrollaufnahme muss gelegentlich erstellt werden.

Ein schönes Beispiel für eine visuelle Polarisationsbeobachtung beim Egg-Nebel, gibt es von Martin Schoenball unter:
http://www.schoenball.de/astronomie/zeichnungen/pk0806.1.htm

Bei der eigenen Aufnahme zeigt der Balken oben rechts jeweils welche Schwingungsebene durch den Filter gesperrt ist. Bei genauer Betrachtung kann man erkennen, dass der größte Teil des Lichtes quer zur Längsachse des Nebels schwingt, was auf eine streifende Reflektion durch eine verborgene Punktlichtquelle an einer der Spitzen des Nebels hindeutet. Wäre die Quelle im Nebel gäbe es eine radial unterschiedliche Polarisation.
Die räumliche Orientierung des Egg-Nebels ist ganz anders als bei NGC2261, den wir teilweise im Auflicht und im Durchlicht sehen und dessen Kanten deshalb unterschiedlich polarisiert sind. Die Achse des Egg-Nebels ist vermutlich aus unserer Perspektive stärker gekippt als die von NGC2261 was dazu führt, das nur Auflicht zu uns gelangt. - Etwas verwirrend ist allerdings, dass die Polarisationsachse im Nord- und Südteil identisch ist. Das kann eigentlich nur bedeuten, dass von uns aus gesehen, die Punktlichtquelle vor BEIDEN Lobes steht. Bei einem so jungen Objekt wie einem Protoplanetaren Nebel kann sich aber der Zentralstern noch nicht so weit bewegt haben. - Sehr seltsam!

Viel Struktur ist beim Egg-Nebel nicht zu erkennen. Dies liegt daran, das die Belichtungszeit auf den Zentralbereich abgestimmt wurde und so die äußeren Bereiche unterbelichtet sind. Auf eine Gammakorrektur wurde absichtlich verzichtet um die Helligkeitsverhältnisse zwischen den Einzelbildern nicht zu verfälschen. Der Egg-Nebel ist zudem sehr klein wie auf dem folgenden Bild gut zu sehen ist:

Pars21 zählt zu den kometarischen Neben. Anders als NGC2261 ist Pars21 klein und lichtschwach. Im 13-Zöller war er trotz bester Bedingungen nicht zu identifizieren. Mit dem 24-Zöller von S. Kafalis konnte er jedoch erfolgreich beobachtet werden. Der Materieausfluss bei Pars21 besitzt die Form einer Röhre. In der Mitte ist die Säulendichte geringer, dadurch werden die Kanten stark betont.

Die für die Animation verwendeten Aufnahmen wurden aus je 500 Mintronbildern a 2,56 sec gemittelt. Die Aufnahme entstand am 18.9.2004 mit einem 270/1200mm Newton.

S106 ein kleines Objekt im Sternbild Schwan mit außergewöhnlichen Eigenschaften. Es zählt zur seltenen Klasse der ´Bipolaren Nebel´ und ist in seiner Art fast einmalig. Während andere Objekte dieser ohnehin schon seltenen Spezies wie z.B. NGC2261 oder Pars21 in der Nähe junger, kleiner Sterne stehen, befindet sich S106 bei einem sehr hellen O8/B0-Stern. Im Umfeld gibt es eine umfangreiche Sternentstehung. Das HST konnte mehrere protoplanetare Scheiben nachweisen. S106 besteht aus 2 getrennten Lobes. In der Mitte gibt es eine dunkle Staubscheibe. In ihr steht der helle ´Zentralstern´. Er scheint etwa 17 mag zu haben. S106 ist nur 1500 Lichtjahre entfernt. Die relativ geringe Helligkeit des Sterns ist auf die extreme Extinktion zurückzuführen. Sie soll etwa 20 Magnituden betragen! Ohne Staubscheibe wäre demnach der Stern so hell wie Sirius! Im Infrarot ist der Stern als IRS4 gelistet. In diesem Spektralbereich ist eine Polarisation von 12% gemessen worden. Diese Polarisation ist allein auf die Staubextinktion zurückzuführen. Meine Aufnahmen sind im visuellen Spektralbereich entstanden. Deshalb ist bei ihnen von der Polarisation bei IRS4 nicht viel zu spüren.
Von den beiden Lobes ist der Nördliche deutlich schwächer. Über die Ursache gibt es in der Literatur unterschiedliche Angaben. Unter ( cdsads.u-strasbg.fr//full/seri/A%2BA../0221//0000100.000.html ) wird vermutet, das die Staubscheibe gekippt ist und wir durch sie hindurch nur etwas Restlicht sehen. Andere Quellen ( cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982ApJ...255...95S ) vermuten einen unterschiedlichen Entstehungsprozess. Demnach hat der Südteil eher die Form eines hohlen Kegels an dessen Kanten sich Verwirbelungen bilden. Im nördliche Lobe gibt es dagegen keinen Hohlraum. Möglicherweise ist dies auf unterschiedliche Dichten im interstellaren Medium zurückzuführen ( cdsads.u-strasbg.fr//full/seri/MitAG/0055//0000021.000.html ) . Der Nordteil ist insgesamt stärker polarisiert. Im Gebiet ´C´ soll der Anteil bei etwa 20% liegen. Im südlichen Teil ist nur die Ostkante unten rechts mit 20% polarisiert.

Das hellste Gebiet im südlichen Lobe hat eine eigene Nummer im IRAS-Katalog. es wird als IRS3 bezeichnet. Der Polarisationsanteil in diesem Gebiet soll im visuellen bei etwa 5 % liegen. Das ist schon hart an der Grenze für die nicht grade rauscharme Mintronkamera. Auf dem unteren Differenzbild ist IRS3 möglicherweise knapp zu erkennen.

Es wurde auch versucht den Nebel visuell zu erwischen. Im 13-Zöller war bei besten Bedingungen nur ein ganz schwacher Nebelhauch zu erahnen.

Frosty Leo zählt zu den protoplanetarischen Nebeln. Ähnlich wie der Egg-Nebel hat er eine extreme Polarisation. Beim Frosty-Leo wurde eine Polarisation mit 60% im IR und 50% im Visuellen nachgewiesen. Dabei sind die Außenbereiche eher tangential und die Innenbereiche eher linear polarisiert. Eine absolut empfehlenswerte Arbeit zum Thema gibt es unter cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-iarticle_query?1994MNRAS.268..615S . Aus dieser Arbeit stammen die folgenden Grafiken.

Wegen der extremen Helligkeitsdifferenz zwischen Zentrum und Randbereich sind auf meinem Bild sind nur die beiden Lobes im Nebelzentrum zu erkennen. Sie lassen sich auf der oberen Isophotendarstellung wiederfinden.
Aus der Polarisation wurden Strukturinformationen abgeleitet die zu folgenden Ergebnis führten:

Der Proto-PN Min 1-92 ist auch als Minkowskys Footprint bekannt. Er mißt 8x3 Bogensekunden und hat 12 mag. In der Form ähnelt Min 1-92 seinem engen Verwandten dem Egg-Nebel. - Typisch sind die 2 Blasen die durch eine Staubscheibe getrennt werden.

Ähnlich wie der Egg-Nebel und Frosty Leo soll auch Min 1-92 polarisiert sein. Allerdings hat Min 1-92 neben der Reflektion auch eine starke Linienemission die durch Schockwellen verursacht wird. Nachfolgend eine Aufnahmeserie mit Polarisationsfilter

Der Balken unten rechts gibt die Stellung des Polarisationsfilters an. Der Effekt ist deutlich schwächer als beim Egg. Die kleinere untere Blase scheint etwas stärker betroffen zu sein. Das paßt gut zu den Messungen unter: articles.adsabs.harvard.edu//full/seri/ApJ../0219//0000479.000.html
Die geringere Helligkeit der unteren Blase ist auf die Extinktion durch die Staubscheibe zurückzuführen. Die obere Blase wird zudem durch das Kontinuum des AGB-Sterns aufgehellt. Dort blicken wir praktisch von oben auf den staubigen Diskus.

Ein tolle Aufnahme von Michael Koenig zur Polarisation von M1 gibt es unter:
http://www.schmid-koenig.de/astro/gallery/planetaries/m1.htm

Die Mintron liefert aufgrund ihres Systemrauschen nicht immer ein eindeutiges Signal. Kontrollaufnahmen anderer Beobachter sind daher willkommen. Wer über Vergleichsaufnahmen verfügt oder am Projekt teilnehmen möchte, möge sich bitte melden.

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Die Mintron liefert aufgrund ihres Systemrauschen nicht immer ein eindeutiges Signal. Kontrollaufnahmen anderer Beobachter sind daher willkommen. Wer über Vergleichsaufnahmen verfügt oder am Projekt teilnehmen möchte, möge sich bitte melden .

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