Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo,

ich wollte eigentlich gestern Abend eine Verbesserung meiner Montierungssteuerung ausprobieren. Als Testobjekt habe ich den Crabnebel M1, dem bekannten Supernovaüberrest, eingestellt und 30min Einzelspektren belichtet. An der LISA habe ich einen 35mu Spalt genutzt, der in RA Richtung über das Zentrum von M1 lag.

Da ich die Ergebnisse ganz interessant finde, möchte ich Euch gerne einen ersten, schnellen Blick ermöglichen. Ich werde noch eine detaillierte Analyse folgen lassen, so mehr Daten vorliegen.

Hier ist das gesamte Spaltspektrum - man erkennt, die Emissionslinien-Strukturen im Bereich von der [OIII]-Linie und der Ha-Linie.




Die Emissionslinien_Strukturen liegen nicht lotrecht, sondern zeigen Verschiebungen, die durch die hohen Gas-Expansionsgeschwindigkeiten im Nebel hervorgerufen werden.
In einer ersten Betrachtung habe ich einzelne Spaltspektren erstellt, die im nachfolgenden Screenshot untereinander dargestellt sind. Für zwei dieser Einzelspektren habe ich die Spektralprofile dargestellt (grün + rosa).



Verfolgt man die relative Verschiebung der [OIII]-Linie - zwischen dem grünen Spektralprofil vom Rand von M1 und dem rosafarbenen Profil vom Zentrum von M1, so beträgt diese 2.4nm, was einer Geschwindigkeit von 1.437 km/s entspricht. Dies passt gut zum Literaturwert, der mit 1.500 km/s angegeben wird.

Man erkennt in den übereinander gestapelten Spektralstreifen sehr gut das "Wandern" der hellen Linien. Auch sieht man, wie sich die Verschiebung im Zentrum "umkehrt",1 wenn man von oben nach unten geht.

Ich bitte um Nachsicht aufgrund dieser Quick&Dirty-Analyse, ich hatte nicht viel Zeit, und ich wollte Euch gerne diese Resultat zeigen. Im Forum habe ich auch keine anderen M1 Spektren gefunden, obwohl das Objekt doch nicht so lichtschwach ist. Auf jeden Fall plane ich, noch mehr / andere Spaltlagen-Spektren von M1 zu erstellen, damit sich ein komplettes Bild der Expansionsgeschwindigkeiten ergibt.

Schöne Grüsse und Euch und euren Familien einen guten Start ins neue Jahr!
Michael

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Hallo,

die Details der Emissionslinien kann man aufgrund der geringen Auflösung des Spektrographen nicht besonders gut erkennen. Daher habe ich die zwei Linien-Details, also einmal die zwei [OIII]-Linien, und einmal die drei Linien [NII]-Ha-[NII), genauer untersucht.

Zuerst aber noch ein Spektrum, das diese prominenten Linien und noch weitere Emissionslinien zeigt. Der Screenshot beinhalte oben das Rohspektrum, so dass man sich orientieren kann, welche Expansionsgeschwindigkeiten hier vorliegen. Das Linien liegt fast nahe der Ruhe-Wellenlänge, und dies passt dazu, dass hier eher ein Randbereich betrachtet wird.




Ich habe in der nachfolgende Grafik das Rohspektrum benutzt und entlang der x-Achse gestreckt, so dass die Strukturen deutlicher zum Vorschein kommen. Auch habe ich die zwei Bereiche, also [OIII] und [NII]-Ha, neben einander gestellt. Die Null-Linie beschreibt die Lage der Ruhewellenlängen, der zugehörige Binning-Bereich ist durch die zwei grünen Linien markiert (die roten Linien markieren den Bereich, der zur Hintergrundsubtraktion benutzt wird).




Man erkennt jetzt auch das Prinzip, das hinter den Details steckt - Jede Emissionslinie erscheint im Spaltverlauf aufgespalten, und der blaue und rote Anteil ergibt zusammengenommen eine "Spindelform". Physikalisch betrachtet sieht man hier die expandiere Hülle - bzw. die Vorderseite und die Rückseite, d.h. einmal auf den Betrachter zu- und einmal weglaufend.

Dadurch dass die Gasverteilung nicht homogen ist, sind diese "Emissionsringe" unterbrochen. Auch fällt auf, dass die aktiven Bereiche sich auch zwischen den Elementen unterscheiden. Es lohnt sich also, noch mehr Spektren von M1 aufzunehmen.

Michael

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Hallo,

der sonnige gestrige Tag ging am Nachmittag in hartnäckigem Nebel unter. so dass ich keine M1 Spektren mehr aufnehmen konnte.

Ich habe aber die oben gezeigte synoptische Darstellung der Linienstrukturen noch weiter bearbeitet, um die physikalischen Modellannahmen zu illustrieren. Ich habe die beschrieben Spindelförmigkeit der Aufspaltung der Linien durch eine Ellipse angenähert - dies ist sicher ein grobes Modell, das aber das Prinzip beschreiben sollte und auch eine einfache quantitative Analyse ermöglicht.

Zu jeder Emissionslinie habe ich die Ellipse den Emissionsstrukturen so überlagert, dass die Breite der Ellipse den Verlauf der "bright spots" abdeckt. Die großen Halbachsen waren immer gleich, die kleinen Halbachsen habe ich entsprechend angepasst.





Für die Analyse habe ich nun die Breiten den angepassten Ellipsen gemessen. Zur Normierung habe ich die Wellenlängendifferenz der Emissionslinien, gemessen in Pixeln, benutzt.

Man erhält die folgenden Werte:

[OIII]-Linien
Delta-Lambda = 4.8nm
Ellipsenbreite 140 Pixel --> Wellenlängenverschiebung durch Hüllenexpansion = 1.91nm = 1.143 km/s

[NII]-Linien
Delta-Lambda = 3.6nm
Ellipsenbreite 190 Pixel --> Wellenlängenverschiebung durch Hüllenexpansion = 2.50nm = 1.142 km/s


Ich war auch überrascht - die fast identischen Werte sind natürlich zufallsbedingt, der Fehler liegt etwa im Bereich von +/- 5%.

Aber es zeigt sich sehr schön, dass man sicherlich davon ausgehen kann, dass die expandierende Hülle Material mittransportiert, das sowohl für die [OIII]- wie auch für die [NII]-Ha-Linienemission verantwortlich ist. Dies finde ich bemerkenswert, da in den optischen Bildern von M1 immer der Eindruck entsteht, als wenn die rötlichen Filamente nicht direkt mit den blaugrünem Emissionsgebieten verbunden sind - die Aufnahme habe ich vor Jahren mit dem gleichen 14" Hypergraphen aufgenommen, mit dem jetzt auch die Spektren gemessen wurden.



Vielleicht habe ich ja dem einen oder anderen Lust gemacht, einmal auch M1 zu spektrometrieren.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hervorragend, Michael! Das ist schon etwas mehr als „Quick & Dirty“. Mir gefällt besonders Dein Versuch eines Quasimodells mit den Ellipsen.

Eine Sache habe ich nicht erfasst: Du misst einmal die Linienaufspaltung im Nebelkern zu rund 1500 Km/s. Das ist verständlich und m.E. korrekt durchgeführt. Dann fittest Du Ellipsen und bestimmst wieder Radialgeschwindigkeiten („Wellenlängenverschiebung durch Hüllenexpansion“), die von diesen 1500 km/s mit 1143 km/s aber deutlich abweichen. Du schreibst „…und der blaue und rote Anteil ergibt zusammengenommen eine "Spindelform". Physikalisch betrachtet sieht man hier die expandiere Hülle - bzw. die Vorderseite und die Rückseite, d.h. einmal auf den Betrachter zu- und einmal weglaufend.“ Ich sehe allerdings keine Rotverschiebung weil Du vorher schreibst: „Die Null-Linie beschreibt die Lage der Ruhewellenlängen“. Und genau auf diesen Nulllinien liegen doch die langwelligen Ellipsen. Ich sehe hier einen Widerspruch. Verstehe ich etwas falsch?

Gruß und guten Rutsch, Thomas

Hallo Thomas,

danke dir für den netten Kommentar.

Du hast Recht - die erstgenannten 1500 km/s passen nicht zu den dann genauer gemessenen 1.140 km/s. Dies liegt vor allem am "quick&dirty" des ersten Posting - die Wellenlängen-Verschiebung, die ich benutzt habe, war nicht genau genug gemessen - und vor allem machte ich diese Messung bevor ich mehr über das Modell nachzudenken begann.

Das erste, was mir auffiel, war die Aufspaltung der Linien, und bei den Rot und Blau-Anteilen ist es besonders wichtig zu wissen, was zu einer Emissionslinie gehört, und was zur benachbarten Linie. Daher würde ich die 1500 km/s eher relativieren, auch wenn die Literatur dies meint, ich denke, dass dies auch ein Maximalwert sein könnte, der da , auch in der Wikipedia, genannt ist.

Als ich auf die Idee mit den Ellipsen kam - war die Sachlage klarer und mit der gedehnten Linien bemerkt unsere Mustererkennung auch gleich, wo die Ellipsen zu platzieren sind.
In einem Artikel von A.Cadez et al. aus dem Jahr 2004 fand ich den gemittelten Geschwindigkeitswert von 1.160 km/s.
Passt doch ganz gut, oder

Hier der Link ... https://arxiv.org/abs/astro-ph/0403153v1 - Spectroscopy and 3D imaging of the Crab nebula

Dir auch einen guten Rutsch!

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,
das ist ein sehr schönes Ergebnis. Ich habe aber trotzdem drei Anmerkung bzw. Fragen:
1. Rein intuitiv sollte man meinen, daß der Wasserstoff (Atomgewicht = 1) schneller ist als Stickstoff (Atomgewicht = 14) und der wieder etwas schneller ist als Sauerstoff (Atomgewicht = 16). Das gilt jedenfalls für ein Gas im Gleichgewicht, was natürlich bei einem planetarischen Nebel kaum der Fall sein wird. Tatsächlich scheint die O-Ellipse auch deutlich schmäler zu sein als die H- und N-Ellipsen. Liegt das nur an der kürzeren Wellenlänge oder gibt das tatsächlich einen Unterschied in den Geschwindigkeiten wieder? Bei letzteren gibt es merkwürdigerweise keine sichtbaren Unterschiede.
2. Das zu einem vorgegebenen Punkt auf dem Spalt gehörige Spektrum gibt den Geschwindigkeitsraum und nicht den Ortsraum wider. Daher kann es durchaus sein, daß die genannten Linien von unterschiedlichen Punkten ein und desselben Sehstrahls liegen.
3. Zeigen Deine Spektren auch He und Fe Linien?
Einen guten Rutsch
Christian

Hallo Berthold,

ich kenne mich besser mit Galaxien aus, aber ich will versuchen, deine Fragen zu beantworten.

Bei Supernovaüberresten ist es so, dass die Verteilung der Elemente in der Hülle mit dem Schalenaufbau des Vorgängersterns zu tun hat. UNd hier - aber da bin ich nicht sicher - gibt es auch verschiedene Phasen der SN-Explosion, die unterschiedliche Schalen dann auch unterschiedlich schnell wegschleudern. Hier kommt es auch dazu, dass weiter innen liegende, und schnell nach aussen laufenden Gasschalen, weiter aussen, langesamer expandierende Schalenanteile einholen und es zu Durchmischungen kommt.
Ich glaube daher nicht, dass die Atomgewichte bzw. die Impuls hier einen großen EInfluss haben, aber ich bin nicht sicher.

Zu den Ellipsen- hier habe ich die angepassten Ellipsen gemessen, die Breite unterscheidet sich - 140 Pixel / 190 Pixel - du findest ob diese Werte bei den Rechnungen. Und bei diesen Rechnugnen habe ich "pro Linienbereich" gerechnet - ich habe also nicht Messungen vermischt - und daher war ich überrascht, wie gut die Ergebnisse übereinstimmen.

Nimmt man an, dass die Gas-Expansionsgeschwindigkeit v gleich ist, so muss bei der Rechnung

Delta-Lambda / Lambda = v / c

für die größere Ha-[NII] Wellenlänge auch ein größeres Delta-Lambda gemessen werden. Und dies ist ja bei meinem Spektrum der Fall.


Deine Überlegungen bzgl. der räumlichen Anordnung beschäftigen mich auch, ich habe mit dem Ellipsenmodell eine einfache Annahme getroffen, die dann - in einem 3D-Modell betrachtet - Gaskomponenten beinhaltet, die einmal auf uns zu und einmal von uns weglaufen. Der SNR ist gastechnisch dünn, daher kann man messtechnisch "durchschauen", was ich aber noch nicht verstehe, ist der Zusammenhang mit der expandierenden Gaskugel und der sicherlich irgendwie hineinwirkenden Inklination. Dies kann man dann hoffentlich besser analysieren, wenn man mehrere Spaltlagen über MD gelegt und die Spektren gemessen hat.

Schöne Grüsse und Euch allen ein Gutes neues Jahr!
Michael

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Hallo Michael, es ist immer wieder bemerkenswert, welche Arbeiten man so im Internet bei astro-ph findet. Noch bemerkenswerter ist jedoch, dass Du Dich nicht an alte Werte klammerst sondern Deinen Messungen vertraust und dann eine Modellbetrachtung auf die Daten hetzt. Das ist gute wissenschaftliche Vorgehensweise. Wikipedia traut man am besten gar nicht. Also noch einmal Gratulation!
Allen ein frohes neues Jahr, Thomas

Hallo Christian!
Intuitiv könnte man aber auch mit den Streuquerschnitten argumentiern. Wasserstoff klein, Stickstoff größer, Sauerstoff noch großer. Ich glaube ebenfalls nicht, dass so eine Betrachtung im nichtthermodynamischen Gleichgewicht möglich ist. Bei Sternwinden hat man ja auch keine von den Elementlinien abhängigen Geschwindigkeiten.
Das scheint m.E. nur so. Der Fit für Sauerstoff ist m.E. etwas zu schmal. Und evtl. spielt hier die Wellenlängenposition in der Tat eine Rolle.
Daran hatte ich auch schon gedacht. Hier könnte man mal ein entsprechendes Modell entwerfen.

Michael, das sind ja noch erste Untersuchungen. Ich würde mich freuen, wenn Du Deine Vorgehensweise und Deine Erfahrungen in einem Artikel für unser Journal SPEKTRUM sammeln könntest.
Ciao, Thomas

Ich habe hierüber noch einmal nachgedacht und meine, dass das hier anders ist als bei Punktlichtquellen. Bei ausgedehnten Objekten kann man die Herkunft des Signals und deren Dopplerverschiebung geometrisch lokalisieren. Das geht bei Sternwinden z.B. nicht weil man im Spektrum den gesamten Stern plus Wind aufnimmt. Eine Analogie zu M1 würde sich ergeben, wenn der Spalt den gesamten Nebel abdecken würde. Das ist hier aber nicht der Fall. Daher sollte mit einem Ausdruck für die Windgeschwindigkeit V(r) ein Rückschluss auf die Nebelgeometrie zwanglos möglich sein. Und damit sollten die genannten Linien auch von eindeutig lokalisierbaren Punkten im Sehstrahl kommen.
Gruß, Thomas

Hallo Thomas, Das klappt nur dann, wenn V(r) monoton wachsend oder monoton fallend ist. Anderenfalls kann die Gleichung V(r)=v0 mehr als eine Lösung haben. Das ändert aber nichts daran, daß für einen vorgegebenen Sehstrahl das Spektrum den Geschwindigkeitsraum widergibt. Es ist im übrigen auch denkbar, daß bei entsprechend geringer Dichte der Gaswolke zu einem r mehr als eine Radialgeschwindigkeit existiert, also keine Funktion V(r) existiert.
Meinst Du den Steuquerschnitt für Atom-Photon Stöße oder den für Atom-Atom Stöße? Da eine Supernova ein sehr komplexer Vorgang ist, dürften beide eine Rolle spielen. Nach Wikipedia https://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebel (Ich bin mir der Problematik bewußt, habe aber im Augenblick keine bessere Quelle. Die dort zitierte Arbeit ist in russisch, wird aber auch in Caroll Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics zitiert (S. 652)) soll das Zentrum Synchrotonstrahlung, also ein Kontinuum aussenden, was in Michaels Spektrum erkennbar sein müßte. Es sollte dann das Kontinuum im Zentrum sich von den außerhalb gelegenen Kontinua unterscheiden. Nehmen wir also an, daß das korrekt ist. Dann sollte auf die Gashülle ein radialer Lichtdruck ausgeübt werden, der auf die Atome einen vom Atomgewicht abhängigen Impuls ausübt. Die Wahrscheinlichkeit eine Stoßes hängt natürlich vom entsprechenden Wirkungsquerschnitt ab. In dem Fall hätten wir die oben beschriebene Situation, daß das Geschwindigkeitsfeld nicht durch ein Funktion V(r) beschrieben werden kann.

Zu diesen Fragen müsste aber irgendwo bereits etwas zu finden sein.
Viele Grüße
Christian

Hi Christian! Klar! Es gibt m.E. jedoch keinen physikalischen Grund, diese Annahme zu zu verwerfen. Ich kann mir keinen entsprechenden Effekt vorstellen.
Ja!
Das wären dann Turbulenzen wie in Winden massereicher Sterne. Das sind dann aber lokale Effekte, die ein relativ hohes Auflösungsvermögen erfordern. Global ist die Lokalisierung m.E. eindeutig.
Ich habe von den Effekten keine fundierten Kenntnisse und wollte mit meinem Einwurf nur vor intuitiven Ideen warnen. Man wird dann schnell fehlgeleitet. Ich vermute, dass die korrekte Messung der Kontiuna deutlich mehr Arbeit erfordert als mit normierten Spektren. Soweit kommt man in der vorliegenden Kürze der Arbeit nicht.
Das verstehe ich jetzt überhaupt nicht.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
ich wollte auch keine intuitiven Ideen verbreiten. Trotzdem können die manchmal sehr hilfreich sein. Meiner Ansicht nach ist es keine Selbstverständlichkeit, daß sich die Atome unterschiedlicher chemischer Elemente mit einheitlicher Geschwindigkeit bewegen. Ich halte das daher für eine berechtigte Frage.
Nehmen wir eine Volumeneinheit Gas, die sich mit einheitlicher Geschwindigkeit vom Zentrum wegbewegt. Durch die Synchrotonstrahlung erhält wegen des kleinen Streuquerschnitts nur ein Teil der Atome einen zusätzlichen radialen Impuls, so daß keine einheitliche Radialgeschwindigkeit mehr vorliegt. Der Effekt des Strahlungsdrucks spielt übrigens auch bei Sternwinden eine Rolle (Sobolev, Moving Envelops of Stars p. 79)
Viele Grüße
Christian

Na ja, auch intuitive Fragen sind hier ja erwünscht! Kein Problem also.
Wie gesagt, Strahlungsdruck führt bei Sternwinden zu Turbulenzen. Dann ist V(r) in der Tat nicht zu bestimmen. Doch das gilt nur lokal! Global ist V(r), also das berühmte Geschwindigkeitsgesetz anwendbar und eindeutig. Ich würde erwarten, dass das bei M1 wie auch bei WR-Nebeln gültig ist.

Wie schon gesagt, sollte durch die Nebelgröße im Verhältnis zum Spalt eine Lokalisierung des Ortes möglich sein.
Gruß, Thomas

Hi zusammen,

über Stoßwellen und SN findet man z.B. hier was:

https://electure-ms.studiumdigitale.uni ... flash.html

dauert halt 1,5 Stunden.

Viele Grüße Dieter

Hallo,
bzgl. der Wirbel bei M1 möchte ich auf den Satz von Birkhoff (George David Birkhoff 1884 - 1944) verweisen:
Eine radialsymmetrische Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen ist stationär.
Das bedeutet, daß der Ausbruch (=Ende der Stationarität) einer Supernova nicht radialsymmetrisch sein kann. Das kann man auch an dem Bild M1, das Michael aufgenommen hat sehr deutlich sehen.
Viele Grüße
Christian

Hallo,

Euch allen ein Gutes Neues Jahr!

Das M1-Posting wird ja immer umfangreicher und vielschichtiger - eine interessante Diskussion.

Ich bin kein Experte fürm Sternatmosphären oder SNRs, aber ich würde annehmen, dass man das beobachtete Spektrum doch mit einem einfachen Modell erklären können sollte.
Der Grund liegt für mich darin, dass die SN Explosion etwa 1000a zurückliegt, und wir nicht mehr die "direkte Ausbruchsdynamik" beobachten.
Der M1 Pulsar dreht sich mit 30.2Hz und auch recht konstant, so dass man sagen kann, dass der Post-SN-Status "eingeschwungen" ist.

Es gibt auch schöne Vergleiche von M1 Aufnahmen aus den 1950ern mit heutigen Bildern, die die Expansion der Hülle beschreiben ...
http://www.planetary.org/blogs/jason-da ... google.de/

Der einfachste Ansatz wäre also von einer expandierenden Gaskugel oder auch einer Gasschale auszugehen. Und dies sollte mit unseren Amateurmitteln auch machbar sein.
Mein Bitte an alle Interessierten wäre also die zur Zusammenarbeit und zum Austausch von Rohdaten. Wer Lust hat, sich hier auszutauschen, kann sich gerne im Posting melden, ich stelle meine Spektraldaten gerne zur Verfügung.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo,

ich habe einmal nach Supernova-Artikeln geschaut, die mehr zu den SNR-Hüllen aussagen und die dies auch verständlich tun.

Eine kurze Zusammenstellung findet ihr hier ... SNR Vorlesungsskript, Philip Kaaret ... http://astro.physics.uiowa.edu/~kaaret/ ... 14_snr.pdf

In Kurzform findet man dort:

"shell-like SNRs"
- SNR Expansion wird in Phasen unterschieden
- Die Hüllenexpansion verändert sich bzgl. Energiebetrachtung und Strahlung

"Crab-like SNRs"
- Der Crabnebel M1 funktioniert anders, sein Gas ist viel dünner, und alles wird vom Pulsar (pulsar wind) bestrahlt
- Fachbegriff "plerion" für diesen Typ

Es gibt auch Mischungen der Typen, u.a. auch in verschiedenen Regionen der Hülle.

Schöne Grüsse,
Michael

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Danke für diesen Input, Michael! Dann braucht es ja nicht einmal ein komplexes Geschwindigkeitsgesetz wie bei Sternwinden weil die Ausbreitungsgeschwindigkeit konstant ist. Das vereinfacht die spektroskopische Analyse.
Gruß, Thomas

Hallo Thomas, ich bin mir da nicht so sicher. Wenn Du Dir die Vorlesung mal anhörst, wirst Du schnell feststellen, daß zunächst mal nur eindimensionale nichtrelativistische Strömungen untersucht werden. Da aber der Beginn einer Supernova nicht wegen der ART nicht radialsymmetrisch sein kann, dürften die etwas wirklichkeitsnäheren Rechnungen erheblich komplexer ausfallen. Es müssen zusätzlich relativistische Korrekturen angebracht werden. Ich will nicht abstreiten, daß sich im Laufe der Zeit ein einfaches Geschwindigkeitsgesetz ergibt. Selbstverständlich ist das aber nicht. Es muß doch da einschlägige Papers geben.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

ich meine, Michael hat die Situation gut hervorgehoben (Post-SN-Status ist "eingeschwungen"). Es besteht daher aus meiner Sicht kein Grund, den Nebel vierdimensional zu betrachten. Ich denke, das ist dem Problem einer geometrischen Darstellung des (sehr ausgedehnten und alten) Nebels aus der Spektroskopie heraus nicht angemessen. Ich halte den Ansatz von Michael physikalisch für völlig korrekt. In dem Vortrag wird auch explizit gesagt, dass der Nebel kontinuierlich vom Pulsar angetrieben wird. Und da das Medium optisch dünn zu sein scheint, werden auch alle Atome gleich angetrieben. Auch wenn nur eindimensionale nichtrelativistische Strömungen betrachtet wurden, ändert das m.E. nichts an der Plausibilität vom Michael's Annahme eines stetigen Geschwindigkeitsgesetz V(r). Das gilt, selbst wenn der Beginn der SN nicht radialsymmetrisch sein kann. Das wirklichkeitsnähere Rechnungen erheblich komplexer ausfallen, hat hier niemand bestritten. Von der sphärischen Geometrie abweichende Muster sind immer schwerer zu rechnen. An Be-Sternen beißen sich die Theoretiker ja heute noch die Zähne aus. Und genau weil das so schwierig ist, sollte der Physiker seine Annahmen an die praktikablen Möglichkeiten anpassen.

Gruß, Thomas

http://messier.obspm.fr/Pics/Jpg/m1pulsar.jpg
http://messier.seds.org/Pics/Hi-res/m1_96-22abw.jpg
Hallo,
ich habe bisher vergeblich versucht, im Internet etwas über finden, was uns bei der Frage weiterhilft, ob es beim Krebsnebel ein Geschwindigkeitsgestz gibt oder nicht. Wenn man die beiden Aufnahmen betrachtet, kann man denken, daß die Struktur ziemlich wild ist.
Vom Alter her gesehen befindet sich M1 entweder am Ende der freien Expansionsphase oder bereits in der adiabatischen oder auch Sedov Phase. Der folgende Link ist nur ein populärwissenschaftlicher Beitrag, aber trotzdem ganz interessant.

http://images.google.de/imgres?imgurl=h ... 1&biw=1280

Viele Grüße
Christian

Hallo Christian, eventuell reden wir die ganze Zeit aneinander vorbei. Ich meine, dass Material, welches durch irgendeinen Strahlungsmechanismus von der Quelle nach außen getrieben wird, immer ein Geschwindigkeitsgesetz besitzen muss. Bei Winden massereicher Sterne ist das ein Potenzgesetz. Die Formel und der Geschwindigkeitsverlauf für verschiedene beta-Werte hänge ich an. In jedem Fall ist die entsprechende Funktion stetig und ohne Wendepunkte. Mit dieser Voraussetzung, die für M1 auch experimentell bestimmt werden kann sollte eine Bestimmung der Geometrie in erster Näherung möglich sein. Selbstverständlich erschweren Abweichungen von der sphärischen Symmetrie das Problem, doch weil mit einem Spalt zunächst nur ein geringer Teil des Nebels aufgenommen wird, sollten die Auswirkungen auf das entsprechende Modell gering sein. Ansonsten müssen dann eben Spektren an verschiedenen Stellen aufgenommen werden. Das wurde von Profis auch schon gemacht.
Gruß, Thomas

Hallo,

ich habe einen Artikel gefunden, der den Zusammenhang der Expansion, d.h. die nach aussenlaufende Schockfront und das ISM genauer untersucht.
UNd zwar für den Crab, also die Plerionen, die vom Pulsar.Wind bestimmt sind:

Title: The Crab Nebula: Interpretation of Chandra Observations
Authors: Bogovalov, S. V. & Khangoulyan, D. V.
http://articles.adsabs.harvard.edu//ful ... 4.000.html


Aus Seite 378 / Formel (11) ist die Geschwindigkeit des Plasmas beschrieben - und diese Formel passt zu den Überlegungen von Thomas.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Thomas, hallo Michael, im Fall, daß die Strahlung der einzige Antrieb und die Teilchendichte groß genug ist, bin ich völlig einverstanden. Zu welchem Ergebnis sind die Profis gekommen?
Vielen Dank für diesen Hinweis. Es ist ein sehr interessantes Paper, zu dem ich habe Fragen habe. Zunächst aber zu (11). Dort kommt auch die Breite theta vor, was mit einem einfachen Geschwindigkeitsgesetz, wie von Thomas vorgeschlagen, nicht vereinbar ist.
Nun aber zum Paper als solchem. Thema ist der vom Pulsar ausgehende Plasmawind, der aus Elektronen und Positronen besteht und die durch ihn erzeugte Synchrotonstrahlung. Am Pulsar hat er einen Lorentzfaktor von 200, an der Stoßfront von 3*10^6. Näheres über die Stoßfront von Plasmen kann man in dem im Paper zitierten Bd. 8 von Landau u. Lifschitz nachlesen.
Nach meinem Verständnis hat diese Stoßfront aber nichts mit der von der SN erzeugten Stoßfront zu tun. Die im Paper angegebenen Geschwindigkeiten können schon wegen der extrem hohen Lorentzfaktoren nichts mit den Atomen zu tun haben, deren Spektrum Michael aufgenommen hat. Liege ich da Eurer Ansicht nach richtig? Leider gibt das Paper keine Auskunft über die Auswirkung des Plasmastroms auf die bei der SN ausgestoßene Materie.
Die Verhältnisse sind anscheinend erheblich komplizierter, als ich mir das vorgestellt habe. Dies macht natürlich die Beschäftigung mit M1 umso reizvoller.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian!
Das weiß ich nicht, ich bin kein SN-Experte. Das musst Du recherchieren.
Doch, mit der gegebenen Definition ist das im Prinzip dasselbe.
Danke! Vielleicht kannst Du das mal in einem Artikel für unser SPEKTRUM darstellen.
Ganz sicher!

Gruß, Thomas

Hallo,

Ende letzer Woche konnte ich am 5.1. und 6.1. weitere M1-Spektren gewinnen. Ich habe die Orientierung des Spaltes um 90° gedreht, die Belichtungszeit eines Einzelspektrums war wieder 30min.

Die nachfolgende Darstellung zeigt die Lage des Spaltes bei der Aufnahmen von 29-12, die oben besprochen wurde, und die Lage des Spaltes bei den aktuellen Spektren.




Das nachfolgende Spektrum ergab sich auch der Überlagerung von 5 Einzelspektren. Ich habe als Bearbeitungsschritte einen Median-3x3 Filter und dann eine leichte Unscharf-Maskierung benutzt. Dies entspricht dem gleichen Verfahren wie beim ersten Spektrum.




Um nun den Vergleich der zwei Spektren zu ermöglichen, habe ich die Bereiche mit den [OIII]- und [[NII]-Ha-Emissionslinien gestreckt und nebeneinander in einem Bild dargestellt. Und ich habe wieder versucht, die Modell-Ellipsen einzupassen. Das nachfolgende Bild zeigt diese Überlagerungen.




Folgende Aspekte fallen dabei auf:

- Das neue Spektrum zeigt wieder Strukturen bei den prominenten Emissionslinien

- Die Modell-Ellipsen musste ich um 15-20% in ihren großen Halbachsen verkürzen, damit die Überlagerung passte. Setzt man die Modell-Annahme voraus, dass eine Gasschale expandiert, so ist diese Schale in dieser Orientierungsrichtung entsprechend kleiner, die Breiten den Ellipsen habe ich nicht verändert, d.h. die Geschwindigkeit entspricht der ersten Analyse

- Im [OIII]-Bereich sind die Modell-Ellipsen fast vollständig, die kurzwellige Seite ist heller ausgeprägt als die langwellige Ellipsenseite

- Die [OIII]-Strukturen lassen sich nicht mehr so gut mit einer einer einzigen Ellipse pro Linie beschreiben, es scheint so, als wenn die Ellipsenenden schmaler sind, bzw. als wenn es das Modell besser durch eine breitere kurze und eine schmälere lange Ellipse aufgebaut sein sollte

- Die [NII]-Ha-[NII]-Strukturen ergeben keine vollständigen Umlauf, sondern sind stark fragmentiert. Ohne die Ergebnisse der Analyse vom 29-12 würde man sich bei der Identifikationen der Komponenten schwer tun

- Die [NII]-Ha-[NII]-Modell-Ellipsen passen nicht so gut, wie bei der ersten Analyse vom 29-12, es gibt Spots, die zwischen den Modell-Ellipsen liegen, besonders auffällig ist dies beim der rechten roten Ellipse, dort liegt der Ausreiser "zu weit links"


Interessant finde ich die Abweichungen zu der ersten Analyse. Mein Eindruck ist der, dass in der nun um 90° gedrehten Spaltlage das Gasschalen-Modell weniger gut passt. Zumindest wenn man mit nur einer Schale modelliert. Auch fällt auf, dass die hellen Ausreisser-Spots im Spektrum im Bild mit den roten Filamenten zusammenfallen. AUs den Artikeln zum Crab-Spektrum war ja vom "pulsar-wind-SNR" die Rede, und dies beobachtet man hier wohl nun - die Gasdichte ist gering und damit durch den Pulsarwind bestimmt, dessen Anisotropie diese Unterschiede bewirkt.

Sicher fällt Euch noch mehr dazu ein. Wie schon bei der Diskussion vermutet, zeigt diese Analyse, dass die Verhältnisse wirklich komplizierter sind, als dass eine expandierende Gasschale im SNR als Beobachtungen schlüssig erklären würde.

Auf jeden Fall werde ich versuchen, noch mehr Spektren von M1 zu liefern. Vielleicht hat jmd. von Euch Lust bekommen, mit etwas größerer Auflösung einmal ein Spektrum von M1 anzufertigen.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,
das ist wirklich sehr interessant. Ich könnte es mal versuchen, obwohl ich mir nicht sicher bin, ob mein Lhires dafür wirklich geeignet ist. Welches R hast Du. Wie lange hast Du belichtet und was für ein Teleskop benutzt Du?
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

es wäre klassen, wenn du ein M1 Spektrum erfassen könntest.

Meine Daten:
- 30min Einzelbelichtungen
- Spalt 35mu
- LISA Gitter 300l/mm
- SBIG 8300 Kamera
- LISA Guider Starlight Xpress X2
- 14" Cassegrain, Brennweite 2700mm

Hoffen wir auf besseres Wetter

Schöne Grüsse,
Michael

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Noch etwas - Ich habe einmal versucht ein einfaches "M1-Modell" zu beschreiben, sehr einfach - bitte entschuldigt das "Kritzel-Niveau".

Diese Modell sollte die Gasschalen so anordnen, dass es zu den gemessenen Strukturen passt.
Was meint ihr, wäre die eine denkbare Anordnung? Oder habe ich etwas vergessen?

Schöne Grüsse,
Michael

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