CTB1 / Abell 85 / LBN 576

Der Name CTB 1 bedeutet: Objekt Nr. 1 der möglichen Supernovareste, entdeckt am <C>alifornia Institute of <T>echnology Radio Observatory und aufgezeichnet in der Liste <B>. Bereits 1960 veröffentlichten R.G. Wilson und J.G. Bolton ihre dortigen Radio-Beobachtungen. CTB 1 kursiert auch als PN Abell 85 im Netz. In seiner Liste der Planetarischen Nebel hat G.O. Abell aber vorsichtigerweise schon angemerkt, dass es sich auch um einen SNR handeln könnte. CTB 1 (SNR G116.9+00.1) ist im Prinzip ein runder Ring, räumlich eine Kugel. Die Ringstruktur ist sowohl optisch als auch im Radiobereich nicht-thermisch, im Inneren dagegen wird ein heißes Plasma mit thermischer Röntgenstrahlung registriert. Die Entfernung beträgt ~8800 Lj, was einen wahren Durchmesser von 87 Lj ergibt. Der als Supernova explodierende Stern endet als Neutronenstern (Pulsar). Aber nicht bei allen Supernovaresten wurden solche Pulsare gefunden. Die Erforschung des Alls durch Satelliten zielte daher auf kürzere Wellenlängen als die optischen ab. Inzwischen wurden mehr als 200 Gamma-Pulsare entdeckt. Außerdem konnte u.a. auch der Gamma-Pulsar PSR J0002+6216 in Röntgenwellenlängen nachgewiesen werden. Er steht nur 28′ vom geometrischen Mittelpunkt von CTB 1 entfernt. Um die Zugehörigkeit dieses Pulsars zu CTB 1 zu bestätigen, wurden im August 2017 mit dem “Very Large Array” (VLA) radioastronomische Untersuchungen an PSR J0002+6216 durchgeführt. F.K. Schinzel et al. (2019) fanden heraus, dass der Pulsar sich schnell von CTB 1 weg bewegt. Eine Bahn-Rückrechnung ergab, dass PSR J0002+6216 vor 10-20.000 Jahren durch den geometrischen Mittelpunkt von CTB 1 gelaufen sein kann, das wäre also der Explosionszeitpunkt gewesen. Was bemerkenswert ist: Der Pulsar zieht bei seiner Bewegung durch das interstellare Medium einen Schweif hinter sich her – wie ein Komet. Allerdings sind Pulsar und Schweif optisch nicht nachweisbar. In der rechten oberen Bildecke erkennt man zwei kleine runde HII-Regionen. Die hellere mit 7,8′ Ausdehnung ist [GS55] 281 = SIM 104 = Sh2-168 = LBN 568. Der Name SIM 104 rührt daher, dass dieser Nebel schon in den 1950er Jahren am Simeis-Observatorium auf der Krim als Radioquelle identifiziert wurde. Im Nebel sorgt der 11,6 mag helle Stern LS I +60°50 mit seinem Spektraltyp B0V für genügend Anregungsenergie. Direkt unterhalb, deutlich dunkler, liegt die HII-Region Sh2-169 mit 8,9′ Ausdehung. In ihrem Inneren liefert der 10 mag helle B0-Stern BD+59°2786 mit dem Spektraltyp B0 so gerade noch genügend Anregung für die Nebelemission. Am unteren linken Bildrand sieht man Teile der HII-Region Du 62. Dieser Name geht zurück auf den französischen Astronomen R. Dubout-Crillon: HII regions of the Northern Milky Way: medium large field photographic atlas and catalogue; Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 25, 25-54 (1976). Rechts unten im Bild: Der Sternhaufen Berkeley 1. Der unauffällige Haufen sitzt in einer unregelmäßigen, diffusen HII-Region mit der Katalognummer Du 61. Am linken Bildrand erkennt man deutlich einen bogenförmigen faserigen Nebelstrang. Er erstreckt sich von oben nach unten (Wesst-Ost-Richtung). Fasern oder Filamente sind stets typisch für Supernovareste. Hier handelt es sich um den Südrand des SNR G117.4+1.5. Er wurde erst 2005 entdeckt. Wir haben hier also zwei optisch klar sichtbare Supernovareste im Bild – super! Quelle: //forum.astronomie.de/threads/46-woche-ctb-1-ein-supernovarest-im-sternbild-cassiopeia.334477/