Gleich das erste Objekt kann mit einigen Besonderheiten aufwarten: Dolidze-Dzhimshelejshvili 1 (PN G061.9+41.3, Her) wurde schon 1966 in einem Beitrag in dem sowjetrussischen Fachblatt Astronomicheskij Tsirkulyar unter dem Titel „New emission object in Hercules“ [1] vorgestellt. 1973 dann war das selbe Objekt in dem Artikel „New planetary nebula“ [2] im selben Journal wieder ein Thema und trägt seitdem ebenfalls die Bezeichnung Kazaryan-Oganesyan 1! Wie es zu dieser „Mehrfachentdeckung“ kam ist uns nicht bekannt.
Das wirklich Besondere an DDDM 1 = OK 1 sind allerdings die räumliche Lage und die physikalischen Eigenschaften. Das Objekt steht etwa 33.000 LJ über der Galaktischen Ebene und gehört damit zu den seltenen PN im Galaktischen Halo – es sind erst 12 weitere Halo-PN bekannt! Der Vorgängerstern gehörte der Population II an und so ist DDDM 1 im Vergleich mit PN in der Scheibe der Milchstraße arm an schwereren Elementen, insbesondere Kohlenstoff.

Mit einer vernünftigen Aufsuchkarte und Filterblink ist es kein Problem, den PN zweifelsfrei zu identifizieren, aufgrund seiner großen Entfernung ist aber an eine Auflösung in eine Fläche nicht zu denken.

 „Schon mit 100x Vergrößerung gut als ca. 13m Stern zu erkennen, bleibt aber bei jeder Vergrößerung stellar. Spricht gut auf Nebelfilter an und lässt sich so mit Filterblink eindeutig identifizieren!“


Gillet-Jacoby-Joyce-Cohen 1
(PK 009-07.1, Sgr) gehört ebenfalls zu den PN im galaktischen Halo und befindet sich als weitere Besonderheit im Kugelsternhaufen M 22! 1985 konnte der PN zunächst als Infrarotquelle vom Infrared Astronomical Satellite (IRAS) detektiert werden,  1989 wurde in [3] das optische Gegenstück vorgestellt.  Insgesamt sind bislang nur drei weitere Planetarische Nebel in Kugelsternhaufen entdeckt, den bekanntesten von ihnen, Pease 1, haben wir im ersten Teil unseres Projektes vorgestellt.

GJJC 1 zählt zu den visuellen Deepsky-Herausforderungen, gilt es doch, den PN im zentrumsnahen Sterngewimmel von M 22 zu identifizieren und vom aufgehellten Hintergrund zu separieren. Selbst wenn der PN weit ab von jeglichem Hintergrundleuchten eines Kugelsternhaufens stehen würde, die blanken Zahlen sprächen auch so für ein extrem schwieriges Objekt: der Zentralstern hat eine Helligkeit von 14m3, der Nebel nach [4, 5] nur etwa 18m6 bei einer Ausdehnung von 10“x7“ – eine kaum lösbare Aufgabe, selbst für sehr große Optiken! Und die beschriebenen Umstände lassen eine visuelle Sichtung selbst bei quasi perfekten Bedingungen letztlich als unmöglich erscheinen.
Ein Versuch mit 18“, 515x Vergrößerung und unter einem sehr guten Alpenhimmel führte zu folgendem Ergebnis: „PN selbst, bzw. dessen Hülle nicht zu sehen, keine Reaktion auf Filterblink mit UHC und [OIII]; lediglich der Zentralstern ist als ca. 14mag heller Stern zu sehen; ZS befindet sich nur 1,1' südlich des Zentrums von M 22 und bildet mit einem wenige Bogensekunden nördlich stehenden Stern eine Doppelsternfigur.“


Nachdem Rudolf Minkowski, geboren in Deutschland, 1935 in die USA emigrierte, verhalf ihm sein Freund Walter Baade (siehe Baade 1 im ersten Teil) zu einer Assistenzstelle am Mount Wilson Observatorium. Neben vielen anderen Veröffentlichungen (häufig zusammen mit Baade) erschien 1946 ein Aufsatz von Minkowski unter dem Titel „New Emission Nebulae“ [6], in dem er eine Liste mit 80 neuentdeckten Nebeln vorstellte. Die meisten dieser Nebel konnte Minkowski durch Fotografien und gewonnenen Spektren an den 60“ und 100“ Teleskopen der Mt. Wilson Sternwarte zweifelsfrei als PN identifizieren - so auch Minkowski 1-1 (PK 130-11.1, And).

Mit einer Ausdehnung von nur 6“ ist Min 1-1 zwar klein, kann aber mit hoher Vergrößerung eindeutig als Fläche aufgelöst werden.

„Reagiert beim Aufsuchen gut auf [OIII] Filter. Mit 100x und [OIII] Filter als ~13m Stern zu sehen. Wieder ohne Filter und mit 600x Vergrößerung zeigt sich Min 1-1 als deutlich sichtbare, kleine Scheibe. Dank des guten seeings und der ausreichenden Objekthelligkeit kann 740x noch gewinnbringend eingesetzt werden: eine zwar jetzt blasse aber immer noch recht scharf begrenzte, runde Scheibe homogener Helligkeit ist sichtbar. Leicht nordöstlich der Mitte (zumindest sehr sicher nicht direkt in der Mitte!) blitzt immer wieder etwas sternförmiges aus dem Nebel hervor. Wenn dies nicht der Zentralstern sein sollte (ungewöhnliche Lage, deswegen vielleicht auch ein sternförmiger Knoten im Nebel?), dann ist kein ZS sichtbar.“


Auf das gemeinsame Konto von Manuel Peimbert und Gerardo Bátiz (beide aus Mexiko) gingen 1960 10 PN-Entdeckungen [7], weitere 14 Entdeckungen gelangen Peimbert zusammen mit R. Costero (PC-Katalog). Interessant ist auch, dass Silvia Torres-Peimbert aus Mexiko mit Kollegen ebenfalls einen PN entdeckte und mit Manuel Peimbert, sowie Antonio Peimbert (ebenfalls aus Mexiko)  zusammen mehrere Fachartikel verfasste. Die genauen verwandtschaftlichen Beziehungen ließen sich nicht endgültig klären ;-)

Peimbert-Batiz 1
(PK 226-03.1, CMa) ist visuell ein vergleichsweise leichtes Objekt. Allerdings ist wegen der geringen Größe (>10“) und dem tiefen Stand von Mitteleuropa aus eine Auflösung in eine Fläche relativ schwierig.

„Schon ohne Filter und mit 100x Vergrößerung als ca. 13-14m Sternchen in reichem Milchstraßenfeld deutlich zu erkennen. Bei 300x (1,3mm AP) ist wegen dem seeing Schluss. Ich kann eine kleine, mittelhelle Scheibe erkennen, die eventuell ganz leicht elliptisch ist - definitiv kein Stern! Allerdings spricht der PN praktisch gar nicht auf Nebelfilter an.“


Erst kürzlich, im Jahr 2004, wurde der mit 19’ Ausdehnung riesige und extrem lichtschwache PN Pierce-Frew-Parker 1 (PN G222.1+03.9, Mon) bei einer tiefen Hα Durchmusterung des Südhimmels gefunden und unter dem Titel „PFP 1: A Large Annular Planetary Nebula Caught in the First Stages of ISM Interaction“ [8] vorgestellt.
Die mit etwa 70.000 Jahren schon sehr alte Nebelhülle stößt bei ihrer Ausdehnung vor allem im Nordwesten der Blase auf Widerstand (interstellares Medium), wird verdichtet (durch die Verlangsamung der Expansionsgeschwindigkeit) und erscheint dadurch heller.

Allenfalls der im Vergleich zur restlichen Blase deutlich hellere Bogenabschnitt könnte unter sehr guten Bedingungen visuell erfassbar sein. Aufgrund der im Vergleich zu Hα schwachen [OIII] und Hβ Intensität (ca. 3:2:1, siehe [8]) wird es sich aber um ein extrem schwieriges Unterfangen handeln - ein erster Versuch mit 16“, großer AP und [OIII] Filter unter einem guten Landhimmel viel negativ aus.


Saurer-Weinberger 1 (PN G233.0-10.1, CMa) wurde von Walter Saurer und Ronald Weinberger entdeckt, beide am Institut für Astronomie der Universität Innsbruck tätig. 1987 erscheint ein Fachartikel unter ihrem Namen, in dem sie 4 neu entdeckte Planetarische Nebel vorstellen [9]. Gefunden wurden die Objekte bei der gezielten Suche nach bislang unentdeckten PN auf 72 schon vorher durchsuchten, blauempfindlichen Fotoplatten der ESO/SRC Durchmusterung. Weinberger entdeckte außerdem 19 PN alleine und mit anderen Kollegen nach unserem Kenntnisstand mindestens weitere 56 PN-Kandidaten! Damit ist Ronald Weinberger sicher einer der erfolgreichsten PN-Jäger der letzten Jahrzehnte.

Leider gestaltet sich ein Beobachtungsversuch (16", 129x, [OIII] Filter, fst 6m7) nicht nur aufgrund der geringen Flächenhelligkeit als sehr schwierig: „Schwieriges Sternfeld; dicht an der Position des PN befindet sich eine Gruppe aus 14-15mag Sternen, die im [OIII] - Filter verwischen; gesehenen Nebel schätze ich von den Sternen kommend, deswegen negative Einschätzung der Beobachtung.“


Bei Scarrott-Rolph-Wolstencroft-Walker 1 (Mon) handelt es sich aller Wahrscheinlichkeit nach um einen Protoplanetarischen Nebel (PPN). Entdeckt wurde SRWW 1 im Rahmen des Infrared Astronomical Satellite (IRAS)-Projektes und wurde danach nur noch in zwei Arbeiten 1990 und 1996 eingehender untersucht [10, 11]. Die Aufnahmen in [10] offenbaren eine interessante, punktsymmetrische (bipolare) Struktur, die mit der Anwesenheit eines Doppelsternpartners, der den eigentlichen Zentralstern umkreist, erklärt wird. Nach [11] handelt es sich, PPN-typisch, um einen Reflexionsnebel, dessen Licht stark polarisiert ist.

Auch wenn der PPN auf der blauen DSS-Aufnahme nur sehr schwach zu erkennen ist, lies uns die interessante Morphologie nicht los und wenigstens ein Versuch, dieses Objekt visuell zu erkennen, musste unternommen werden. Unter einem ländlichen Himmel mit 16“ und unter Verwendung verschiedener Nebelfilter und Vergrößerungen heißt es abschließend: „Nicht zu sehen, Zentralstern aber eindeutig als ca. 14,5-15m Stern erkannt.“


Nach Aussage des Entdeckers handelt es sich bei Vyssotsky 1-1 (PK 118-08.1, Cas) um einen von vier Zufallsfunden. In einer kurzen Notiz mit dem Titel „Four New Planetary Nebulae“ [12] stellt Vyssotsky die vier neuen Objekte 1942 der Fachwelt vor. Eine weitere Recherche brachte hervor, dass der in Russland geborene und 35 Jahre lang an der University of Virginia forschende Alexander N. Vyssotsky den Himmel spektroskopisch auf der Suche nach M (roten) Zwergen und M Riesen mit der 10“ Prismenkamera des Leander McCormick Observatoriums durchforstete und dabei auf die 4 PN stieß. So ist diese Entdeckung nur die Spitze des Eisberges, sucht man nach Publikationen Vyssotsky’s, so finden sich schnell über 100 Fachartikel und mindestens ein Buch aus seiner Feder.

Mit nur 6“ Durchmesser kann man natürlich kein strukturreiches Objekt erwarten, trotzdem ist Vy 1-1 visuell mit hoher Vergrößerung durchaus interessant.

„Ab 66x Vergrößerung (6mm AP) schon deutlich als Sternchen erkennbar. Mit 600x (0,65mm AP) umgibt eine recht helle, kleine Scheibe einen schwachen (durch die durch den Nebel aufgehellte Umgebung) aber eindeutigen Zentralstern. An die innere Scheibe schließt sich nach Außen ein deutlich schwächeres Halo an, welches den Durchmesser des PN etwa verdoppelt. Alle Nebelgrenzen der inneren Scheibe und des Halos sind sehr diffus.“


Die letzten drei hier vorgestellten PN befinden sich am Südhimmel und sind von Mitteleuropa aus unbeobachtbar. Gerade deswegen verdienen sie ganz besonders das Prädikat „exotisch“! Achim Strnad hat die PN während seines Namibia Aufenthaltes unter perfekten Bedingungen beobachtet, beschrieben und gezeichnet - vielen Dank Achim für deine tolle Arbeit!
Weitere Namibia-Beobachtungen können auf seiner Homepage unter [13] nachgelesen werden.



Menzel 1
(PK 322-02.1, Nor) wurde 1922 erstmals in einer kurzen Notiz [14] erwähnt, in der Harlow Shapley fünf von Menzel gefundene PN auflistet. Nur bei vier der fünf Nebel handelte es sich um Neuentdeckungen, Nummer 5 war damals schon als NGC 7408 bekannt und wurde danach Menzel nicht zugesprochen. Warum gerade Shapley Menzels Entdeckungen einreichte, konnte von uns nicht geklärt werden. Eine direkte berufliche Verbindung im Jahr 1922 ist uns unbekannt, Menzel war erst ab 1932 als Professor in Harvard angestellt, wo Harlow Shapley seit 1921 als Direktor das Harvard-College-Observatorium leitete.

Auch wenn Mz 3, der Ameisennebel, rückblickend sicher Menzels spektakulärste PN-Entdeckung war (siehe z.B. [15]), so kann auch Mz 1 visuell mit einigem Detail aufwarten.


Schon die exotischen Objektbezeichnungen machen Laune aufs Beobachten. Ca. 1 1/2 Grad NO der Cirkulum-Basissterne ist der PN zu finden. Dank hoher Flächenhelligkeit deutlich leichter zu finden als NGC4071, es braucht hier zum Erkennen keinen Filter. Da recht klein ist höhere Vergrößerung sinnvoll, das Seeing lässt dies auch zu. Bei 202-fach wird wieder skizziert. Der erste Eindruck zeigt blass eine Mini-Ausführung des Hantelnebel - eine Kreisscheibe mit gegengleichen Einbuchtungen. Genauer betrachtet sind bei 4 bis 6h merkliche Aufhellungen zum PN-Rand erkennbar, etwas kräftiger und auch breiter als jene bei 11h. Links neben dem PN auf gleicher Höhe eine gleichwinkligen Sternengruppe mit Mag 13-Fünkchen, die nur jeweils ca. 1' separiert stehen. Die Aufsuch- und Fokussierhilfe waren ein in gleicher Richtung stehende 3er-Gruppe mit 10er Sternen, rechtwinklig mit etwas über 1' Distanz zwischen den Sternen.“


Aber auch Harlow Shapley kann mit 5 eigenen Katalogeinträgen aufwarten, das interessanteste Objekt ist dabei der 76“ große Shapley 1 (PK 329+02.1, Nor, „Fine-Ring Nebula“). Kurioserweise gelang auch hier nicht Shapley selber die Entdeckung, sondern seiner Assistentin M. M. Seyfert [16]! Eine verwandtschaftliche Beziehung zum bekannten Astronom Carl Seyfert, der auch mit Shapley zusammen arbeitete, konnte nicht ermittelt werden, ist aber durchaus vorstellbar.

Shapley 1 ist ein relativ großer und detailreicher PN, dessen Ringform visuell problemlos zu erkennen ist.


Der Starhop beginnt beim mag4,7 hellen Stern Eta Nor, mit bloßem Auge deutlich erkennbar, von dort aus etwa 3 Grad südlich. Die Zielregion beinhaltet sehr viele Vordergrundsterne zwischen mag 11 und 14 die flächig verteilt sich, man muss sich zum Auffinden gut konzentrieren. Shapley1 im 26er Aufsuchokular dann eindeutig als zarter Ring erkennbar, der Zentralstern hier noch indirekt. Ab dem13er dieser dann deutlich auch direkt. Der Nebel reagiert auf UHC-Filter, jedoch nicht sonderlich ausgeprägt. Meinen OIII konnte ich nicht in den Okularadapter einschrauben, das Filtergewinde des Adapters passt nicht – bad surprise. Generell hatte ich den Eindruck, dass der UHC-Filter an den Planetaries nur eine relativ geringe Kontraststeigerung hervorrief. Shapley 1 ist für einen PN relativ groß, etwa wie M57 jedoch um Klassen blasser. Bei gegebenen Bedingungen war deutlich ein relativ schmaler Kringel umlaufend erkennbar, der genau im östlichen Bereich etwas kräftiger auf einem ca. 120 Grad breiten Segment erscheint. Nach NNW ist genau im Ring ein kleiner Lichtblobb erkennbar, ähnlich hell wie der Zentralstern (um mag 14,5), entweder ein sehr punktuelle Aufhellung im Nebel, vermutlich aber ein Vordergrundstern. Nochmals merklich blasser und damit grenzwertig am inneren Kringelrand SSW eine leichte Aufhellung, eine kleine Ausbuchtung nach innen. Einige Feldsterne umrahmen den PN im 9er und 7er GF: ein ca. Mag 13- Stern mit ca. 1’ Distanz zum Ring nach WSW, nach ca. 2’ ein ebenfalls mag13er nach NW, eine sehr 3er-Gruppe mit 2’ nach N, ein 13,5er nach NO um die nächsten zu nennen. Ein sehr schönes Objekt mit einigen Details!“


1950 stellte Andrew D. Thakerey den von ihm als PN klassifizierten Thakerey 1 (PK 345-08.1, Ara) in der Arbeit „Some southern stars involved in nebulosity” [17] vor, wohl nicht wissend, dass der PN zuvor schon als IC 1266 bekannt war - Thackerey schreibt: „None of them, apart from Eta Carina, seem to have been reported before“.
Als Direktor am Radcliff Observatorium in Südafrika lag sein Forschungsschwerpunkt auf der Spektroskopie tausender Sterne, um deren Radialgeschwindigkeiten zu vermessen und u. a. daraus Rückschlüsse auf die Rotation unserer Milchstraße zu ziehen. Er verstarb bei einem Autounfall auf dem Rückweg nach einer Beobachtungsnacht an der Sutherland Sternwarte.

Visuell ist Tc 1 zwar dank der großen Flächenhelligkeit einfach zu erkennen, aufgrund der geringen Ausdehnung von unter 10“ ist eine Auflösung in eine Fläche jedoch erst mit höheren Vergrößerungen möglich.


Deutlich höher zu finden, im Sternbild Ara (Altar) gerade recht. Und es wird schwer! In der Verlängerung zweier mag7-Sterne bin ich schnell in der Zielregion. Weitere 3, 4 Blicke auf den Monitor, dann weis ich genau wo zu suchen. Im 7er sehe ich immer noch nur einen ca. mag12-Stern, der etwas leicht aufgeblasen wirkt. Im 5er wirkt der Stern etwas matschig, in Verbindung mit dem UHC immer noch kaum mehr als ein matschiger Stern, im direkten Vergleich zu einem anderen, ohne Filter ähnlich hellen Stern jedoch merklich kräftiger. Ich war dran, gesehen wurde jedoch nicht viel.“



[1] Dolidze, M. V.; Dzhimshelejshvili, G. N., New emission object in Hercules, Astron. Tsirk., No. 385, p. 7-8, 1966
[2] Kazaryan, M. A.; Oganesyan, E. Ya, New planetary nebula, Astron. Tsirk., No. 753, p. 3-6, 1973
[3] Gillett, F. C.; Jacoby, G. H.; Joyce, R. R.; Cohen, J. G.; Neugebauer, G.; Soifer, B. T.; Nakajima, T.; Matthews, K., The optical/infrared counterpart(s) of IRAS 18333-2357, ApJ, Part 1, vol. 338, p. 862-874, 1989
[4] http://tech.groups.yahoo.com/group/amastro/message/18673
[5] http://tech.groups.yahoo.com/group/amastro/message/18690
[6] Minkowski, R., New Emission Nebulae, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 58, No. 344, p.305, 1946
[7] Peimbert, M; Batiz, G., Nuevas nebulosas planetarias, Bol. Obs. Tonantz. Tacub., 2, part no 19, 19-20, 1960
[8] Pierce, Mark J.; Frew, David J.; Parker, Quentin A.; Köppen, Joachim, PFP 1: A Large Planetary Nebula Caught in the First Stages of ISM Interaction, Publications of the Astronomical Society of Australia , Volume 21, Issue 3, pp. 334-343, 2004
[9] Saurer, W.; Weinberger, R., The delta = -33 to 17 deg zone - Probing SRC J film copies for planetary nebulae, Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 69, no. 3, p. 527-531, 1987
[10] Scarrott, S. M.; Rolph, C. D.; Wolstencroft, R. D.; Walker, H. J.; Sekiguchi, K., The Nature of the Bipolar Nebula Associated with IRAS:0731-0147, R.A.S. MONTHLY NOTICES V.245, NO. 1/JUL1, P. 484, 1990
[11] Alves, David R.; Hoard, D. W., Near-Infrared Observations of the Proto-Planetary Nebula IRAS 07131-0147, Astronomical Journal v.112, p.230, 1996
[12] Vyssotsky, A. N., Four New Planetary Nebulae, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 54, No. 319, p.152, 1942
[13] http://www.strnad-emskirchen.de/namibia_beobachtungen.html
[14] Shapley, H., Five new planetary Nebulae, Harvard College Observatory Bulletin No. 777, pp.3-3, 1922
[15] http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2001/05/image/a/
[16] Shapley, H., Five Planetary Nebulae and a Globular Cluster, Harvard College Observatory Bulletin No. 902, pp.26-27, 1936
[17] Thackeray, A. D., Some southern stars involved in nebulosity, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 110, p.524, 1950