NGC 2392 – traditionell als Eskimonebel bekannt

NGC 2392 ist auf meiner Aufnahme zunächst ein erstaunlich kleines Objekt. Trotz 2.350 mm Brennweite nimmt der planetarische Nebel nur einen winzigen Teil des Sternfeldes ein; der helle Stern unterhalb des Nebels verstärkt diesen Größenkontrast zusätzlich. Das gezeigte Bild ist bereits ein Ausschnitt, weil die Aufnahmeserien mit unterschiedlichen Bilddrehungen entstanden und ich das gemeinsame Feld deshalb stärker beschneiden musste.

Für den Nebel selbst kamen über 17 Nächte 149 Hα- und 151 [O III]-Einzelbelichtungen zu je 300 Sekunden zusammen – exakt 25 Stunden Gesamtbelichtungszeit. Diese Tiefe war mir wichtig, weil der helle Kern sonst leicht die feinen Helligkeitsunterschiede der Schalen überstrahlt.

Fast rund gesehen – räumlich deutlich komplizierter

Die scheinbar fast kreisförmige Gestalt täuscht. Kinematische Messungen beschreiben NGC 2392 als mehrere ineinanderliegende, annähernd sphäroidale Strukturen, die wir nahezu entlang ihrer Haupt- beziehungsweise Symmetrieachse sehen. Schon frühe Geschwindigkeitskarten zeigten eine schnell expandierende innere Schale und eine anders bewegte äußere Komponente. Dadurch liegen in unserer Blickrichtung Strukturen übereinander, die räumlich wesentlich stärker gegliedert sind, als es der erste Eindruck vermuten lässt.

In meiner Aufnahme zeigt sich diese Komplexität vor allem an der unruhigen Außenzone: Helle Verdichtungen wechseln mit dunkleren Zwischenräumen, und mehrere feine Strukturen wirken radial ausgerichtet. Die Hülle ist also kein gleichmäßig leuchtender Ring. Professionelle Aufnahmen lösen zusätzlich kometenartige Filamente und zahlreiche kleine Kondensationen auf; Chandra weist im Inneren außerdem millionengrad heißes Gas nach.

Hα und [O III] trennen unterschiedliche Zonen

Die Farbdarstellung basiert auf Hα und [O III]. Hα zeichnet vor allem ionisierten Wasserstoff nach und wurde in meiner Bearbeitung den wärmeren Orange- und Rottönen zugeordnet. [O III] prägt dagegen die hellere blaugrüne Innenregion. Die Farben sind damit keine natürliche RGB-Wiedergabe, sondern machen die unterschiedliche räumliche Verteilung der Emissionslinien sichtbar.

Gerade bei NGC 2392 ist diese Trennung physikalisch interessant: Die hohe Ionisation des Nebels lässt sich mit dem sichtbaren Zentralstern allein nur schwer erklären. Spektroskopische Beobachtungen zeigen ein enges Doppelsternsystem mit einer Umlaufzeit von 1,902208 Tagen. Die Auswertung spricht für einen sehr heißen, optisch nur schwer nachweisbaren Weißen Zwerg als Begleiter; seine energiereiche Strahlung kann die für NGC 2392 erforderliche hohe Ionisation liefern.

Jets und Sternwinde hinter der feinen Struktur

Das Zentralgebiet ist auch dynamisch ungewöhnlich. Fachmessungen finden gebündelte Ausströmungen mit Geschwindigkeiten bis etwa 180 km/s. Andere kinematische Untersuchungen zeigen, dass sich die verschiedenen Schalen deutlich unterschiedlich schnell bewegen. Das passt zu einem Nebel, dessen heutige Form nicht durch einen einzigen gleichförmigen Ausstoß entstanden ist, sondern durch mehrere Gasströme und deren Wechselwirkung geprägt wird.

Für die Aufnahme ist dieser Befund besonders hilfreich: Die feinen Knoten und radialen Strukturen, die nach kräftigerem Stretch sichtbar werden, sind nicht bloß Bearbeitungsartefakte. Sie gehören zu einem real stark strukturierten System, in dem schneller Sternwind, langsamere ältere Gashüllen und gerichtete Ausströmungen aufeinandertreffen.

Entfernung, Größe und Alter ohne Scheingenauigkeit

Auch bei den Basisdaten lohnt sich eine klare Definition. Eine Gaia-EDR3-basierte Distanzskala ergibt für NGC 2392 etwa 1.313 ± 123 pc, also rund 4.300 ± 400 Lichtjahre. NASA verwendet je nach Veröffentlichung gerundete Werte um 4.200 bis 5.000 Lichtjahre. Für die Referenzkachel nutze ich deshalb den Gaia-basierten Wert mit seiner Unsicherheit statt einer scheinbar exakten Einzelzahl.

Als Winkelausdehnung ist rund eine Bogenminute für die auffällige optische Struktur eine sinnvollere Angabe als ein einzelner physischer Durchmesser, weil je nach betrachteter Schale unterschiedliche Grenzen gelten. Chandra beschreibt das dargestellte Feld mit etwa einer Bogenminute beziehungsweise ungefähr 1,2 Lichtjahren bei der dort verwendeten Entfernung. Die oft genannte Altersgrößenordnung von etwa 10.000 Jahren bezieht sich auf den längeren Masseverlust; einzelne innere Strukturen können kinematisch deutlich jünger sein.

Kleines Ziel, außergewöhnlich aktives Zentrum

Gerade der Größenkontrast in meiner Aufnahme gefällt mir an NGC 2392: Zwischen unzähligen Sternen wirkt der Nebel zunächst wie eine kleine leuchtende Scheibe. Erst die tiefe Schmalbandbelichtung zeigt, wie viele Schalen, Knoten und Ionisationszonen in diesem winzigen Bereich stecken. Hinter dem unscheinbaren Zentrum verbirgt sich zudem ein sehr enges Doppelsternsystem mit Röntgenemission und schnellen Jets – ein wesentlich dynamischeres Objekt, als die fast runde Silhouette zunächst vermuten lässt.