Expansionsgeschwindigkeit PN NGC7662

[Richard Walker]

Hallo zusammen

Die Expansionsgeschwindigkeit des Gesamtdurchmessers 2Vo eines Supernovaüberrests wie M1 kann über die Aufspaltung der Emissionslinien abgeschätzt werden. Siehe aktuelle Ausgabe des Spektralatlasses. Weil der Überrest transparent geworden ist sehen wir gleichzeit die rot verschobenen Emissionen der sich von uns wegbewegenden Hüllenteile und die blauverschobenen der sich auf uns zu bewegenden Abschnitte. Daher beträgt die Radialgeschwindigkeit die Hälfte von 2Vo.

Die Expansion der Planetarischen Nebel verläuft mit ca. 0 - max. 100km/s (Gurzadyan) im Vergleich zu den ca. 1800km/s bei SNR M1 wesentlich "gemächlicher". Dies ist jedoch relativ zu sehen. Unter den brisantesten "irdischen" Sprengstoffen bringt es Nitropenta gerade mal auf "schlappe" 8km/s!
Um diesen Effekt hier überhaupt sichtbar zu machen braucht es spektroskopisch hohe Auflösungen. Die Fachliteratur fordert ca. R 50'000. Der Nachweis gelingt jedoch auch mit SQUES, welcher bestimmt unter diesem Wert bleibt. Dafür müssen hier aber sämtliche "verfügbaren Register" gezogen werden - das heisst minimale Spaltöffnung von ca, 25mü,gerade noch passend zum 1x1 Pixelraster der Atik 314L+. Die Belichtungszeit ist bei diesen reinen Emissionslinienstrahlern kein wirkliches Thema. Lediglich 2x360 Sekunden (1x1 Binning) haben sich hier überraschenderweise für die Darstellung der Aufspaltung als ideal erwiesen, obwohl dabei die Linienintensität nur ein kleiner Bruchteil der Sättigung erreicht. Längere Belichtungszeiten zeigen deutlich schlechtere Ergebnisse.
Weitere interessante noch nicht geklärte Details. Die Intensitäten der blauverschobenen Peaks sind etws geringer. Lediglich die OIII Emissionen erscheinen aufgespalten. H alpha und H beta erscheinen normal. Ergebnisse siehe Grafik

Mit besten Grüssen

Richard

Literatur: Grigor A. Gurzadyan: The Physics and Dynamics of Planetary Nebulae, Springer Verlag

[Sander Slijkhuis]

Hallo Richard,

die O III emission kommt wohl hauptsachlich aus dem inneren Ring (die hellblaue Region bei halber Radius im HST Bild).
Das der blauverschobenen Peak schwaecher ist als der rotverschobenen kommt vielleich nur dadurch, dass der Spalt so orientiert war das ein kleineres/schwaecheres Emissionsgebiet auf der zu uns liegenden (blauverschoben) Seite im Spalt war.
Warum geben laengere Belichtungszeiten schlechtere Ergebnisse? Gab es vielleicht einen spektralen Drift (das waere bei meinem Selbstbauspektro der Fall) und damit eine Verschmierung der spektralen Details?.

Beste Gruesse,
Sander

Edit: wenn ich Guerrero et al ApJ 128 p1705, 2004, richtig interpretiere ist der Outflow / Dopplerverschiebung in der Richtung der lange Axe von der Ellipse

[Richard Walker]

Hallo Sander

Besten Dank für Deinen treffenden Kommentar. Der typischerweise kurze Echelle Spalt wurde mit manuellem Guiding "etwa" in der Mitte des Nebels gehalten. Autoguiding war für meine Ausrüstung nicht möglich, da sich bei NGC 7662 in dem ca. 8x8 Bogenminuten messenden Spaltspiegelfeld kein passender Stern befindet. Das könnte auch erklären, wie Du richtig sagst, dass sich dort im Spektrum vorallem [O III] manifestiert. Nach Gurzadyan liegt gemäss "Stratifikations Theorie" der Anregungsmechanismen, [OIII] klar dominant in der Mitte. Das wird auch klar wenn man sich den türkise scheinenden Kern von M57 auf Fotos anschaut. Gemäss Literatur scheint NGC7662 auch eine ausgesprochene Schachtelstruktur zu zeigen, verbunden mit einer komplizierten Kinematik, z.B. dargestellt in PHYSICAL STRUCTURE OF PLANETARY NEBULAE. II. NGC 7662 von A. Guerrero et al.
http://iopscience.iop.org/1538-3881/128/4/1705/pdf/1538-3881_128_4_1705.pdf

Dieses lediglich im "integrierten Licht" aufgenommene Spektrum kann sowieso nur einen groben Mittelwert liefern. So könnte auch das Problem der Belichtungszeit mit dem ungenauen "Herumfahren" des Spaltes um das Zentrum zusammenhängen. Die Aufspaltung ist denn auch nur in einem kleinen Bereich des onehin kurzen Spaltes zu sehen, worauf auch die "Binningzone" für das Profil gelegt wurde. Diese Zone liegt bei beiden [O III] Linien, und auf allen Aufnahmen, genau an der selben Stelle.

Beste Grüsse

Richard