M 46 - Offener Sternhaufen mit planetarischen Nebeln NGC 2438, Minkowski 1-18 und protoplanetarischen Kalebassennebel

Ort: Schwedt/Oder, Datum / Zeit: 21.01.2026, 23:31 Uhr bis 22.01.2026 00:30 Uhr MEZ
Seestar S50, 192 Aufnahmen je 10 s (32 min) im RAW-Format (FITS), AZ-Modus, Tauschutzfunktion
Gestapelt und bearbeitet mit Astroart, leichte Histogramm-Bearbeitung, anschließend mit Apple Photos App Histogramm nochmals leicht verändert, ansonsten keine weitere Bearbeitung wie Filter etc.

Messier 46 – Ein reicher Sternhaufen im Sternbild Puppis

Grunddaten

• Objekttyp: Offener Sternhaufen
• Lage: Sternbild Puppis (Achterdeck des Schiffs)
• Entdeckung: 1771 durch Charles Messier
• Entfernung: ca. 5.400 Lichtjahre
• Durchmesser: etwa 30 Lichtjahre
• Scheinbare Größe: ca. 27 Bogenminuten
• Visuelle Gesamthelligkeit: ca. 6,1 mag
• Alter: rund 300 Millionen Jahre
• Trumpler-Klassifikation: Typ II,2,r
• Entdeckung: William Herschel, 1786

Mit einem Alter von rund 300 Millionen Jahren gehört M 46 zu den älteren offenen Sternhaufen. Während viele offene Haufen bereits nach wenigen zehn Millionen Jahren durch gravitative Störungen auseinandergezogen werden, hat M 46 seine kompakte Struktur erstaunlich gut bewahrt.
Der Haufen enthält:

• mehrere hundert Sterne
• überwiegend sonnenähnliche und etwas masseärmere Sterne
• kaum noch sehr heiße, kurzlebige O- oder B-Sterne

M 46 und M 47 – Zwei Nachbarn, zwei Entwicklungsstadien
Nur etwa 1,5 Grad vom offenen Sternhaufen Messier 46 entfernt liegt Messier 47. Trotz dieser geringen scheinbaren Distanz am Himmel könnten die beiden Sternhaufen physikalisch kaum unterschiedlicher sein.
Messier 46 ist mit einem Alter von rund 300 Millionen Jahren ein vergleichsweise alter offener Sternhaufen. Seine hellsten, massereichen Sterne sind längst verschwunden, zurückgeblieben ist ein reiches Feld überwiegend schwächerer Sterne. Der Haufen wirkt dadurch dichter, gleichmäßiger und insgesamt ruhiger. Diese fortgeschrittene Entwicklungsphase spiegelt sich auch in der Anwesenheit mehrerer planetarischer und protoplanetarischer Nebel im Bildfeld wider – Endstadien der stellaren Entwicklung.
Messier 47 dagegen ist ein junger, dynamischer Sternhaufen von nur etwa 70–80 Millionen Jahren. Er wird von zahlreichen hellen, bläulich-weißen Sternen dominiert, die M 46 vollständig fehlen. Während M 46 eher ein Bild stellaren Alterns zeigt, präsentiert M 47 das jugendliche Stadium offener Sternhaufen.
Der direkte Vergleich macht M 46 besonders anschaulich: Er zeigt, wie sich offene Sternhaufen im Laufe von Hunderten Millionen Jahren verändern – von hellen, lockeren Verbänden zu reifen, strukturarmen Sternansammlungen auf dem Weg zur allmählichen Auflösung.

NGC 2438 – Ein planetarischer Nebel im selben Gesichtsfeld

Mitten im Sternfeld des offenen Sternhaufens Messier 46 liegt der planetarische Nebel NGC 2438. Auf Fotografien wirkt es fast so, als gehöre dieser Nebel zum Sternhaufen – tatsächlich handelt es sich jedoch um eine optische Überlagerung. Er ist kein Mitglied von M 46. NGC 2438 befindet sich deutlich näher an uns als M 46:

• NGC 2438: ca. 2.900–3.000 Lichtjahre
• M 46: ca. 5.400 Lichtjahre

Der Nebel steht also zufällig genau in derselben Blickrichtung, ohne physisch mit dem Sternhaufen verbunden zu sein.

Physikalische Eigenschaften

• Objekttyp: Planetarischer Nebel
• Scheinbare Helligkeit: ca. 10,8 mag
• Winkeldurchmesser: etwa 1′ (innerer Nebel), mit schwacher Außenhülle größer
• Tatsächlicher Durchmesser: rund 1 Lichtjahr
• Zentralstern: ca. 17 mag, extrem heiß (> 75.000 K)

Minkowski 1-18 – Ein extrem kompakter planetarischer Nebel

Neben dem auffälligen NGC 2438 verbirgt sich im Umfeld von Messier 46 ein zweiter planetarischer Nebel: Minkowski 1-18 (kurz Mi 1-18). Dieses Objekt ist deutlich kleiner, schwächer und schwieriger zu erkennen, aber astrophysikalisch nicht weniger interessant. Er ist im Bild auch eindeutig zu erkennen. Hier ein Bildausschnitt, reichlich hineingezoomt:

Es ist also tatsächlich gelungen, mit einem S50 diesen planetarischen Nebel zu erfassen, auch wenn seine Abbildung nicht besonders ästhetisch ist.

Minkowski 1-18 wurde 1946 von Rudolph Minkowski entdeckt – zu einer Zeit, als planetarische Nebel zunehmend spektroskopisch untersucht und systematisch klassifiziert wurden.

Eigenschaften und Erscheinungsbild

• Objekttyp: Planetarischer Nebel
• Scheinbare Helligkeit: ca. 14–15 mag
• Winkeldurchmesser: nur etwa 8–10 Bogensekunden
• Entfernung: vermutlich 6.000–7.000 Lichtjahre
• Zentralstern: sehr schwach, visuell kaum erfassbar

Auf Bildern erscheint Minkowski 1-18 meist:

• sternartig oder leicht aufgebläht
• ohne auffällige Ringstruktur
• nur durch hohe Auflösung und starke Kontraste eindeutig als Nebel identifizierbar

Verglichen mit NGC 2438 befindet sich Mi 1-18 vermutlich in einem früheren oder kompakteren Entwicklungsstadium. Die ausgestoßene Gashülle ist noch:

• räumlich eng konzentriert
• dichter
• und weniger ausgedehnt

Wie NGC 2438 ist auch Minkowski 1-18 kein Mitglied von M 46.

OH 231.84+4.22 – Der Kalebassennebel: ein Grenzobjekt im Bildfeld

Den Kalebassennebel mit einem Seestar S50 abbilden zu können, ist eigentlich nicht erwartbar. In diesem Bild zeigt er sich auch nur andeutungsweise in seiner Grundstruktur. Hier ein stark gezoomter Bildausschnitt.

Zu sehen ist ein dunkel-roter bzw. brauner Balken mit 2 helleren dunkelorangenen Knoten am oberen und unteren Ende. Die Frage ist: Handelt sich hier nur um Artefakte aufgrund der Bildbearbeitung oder ist es tatsächlich der Kalebassennebel? Die Internet-Recherche zeigte ein Bild des Kalebassennebel, aufgenommen mit einem 500 mm Newton, an identischer Stelle mit identischer Ausdehnung, ähnlichen, natürlich deutlich stärkeren Farben. Bei SIMBAD war ein Bild dieses Nebels nicht zu finden. Aber die Suche nach OH 231.84+4.22 zeigte exakt diese Position in diesem Bild. Demnach kann es sich hier in dieser Aufnahme tatsächlich um den Kalebassennebel handeln und nicht um Artefakte

Der Kalebassennebel ist kein klassischer planetarischer Nebel, sondern ein protoplanetarischer Nebel – ein sehr kurzlebiges Übergangsstadium zwischen einem roten Riesenstern und einem voll entwickelten planetarischen Nebel.

Allgemeine Beschreibung
Im Zentrum des Nebels steht ein stark veränderlicher Stern vom Typ Mira (QX Puppis), der sich am Ende seines stellaren Lebens befindet. Aus diesem System strömen mit hoher Geschwindigkeit Gas- und Staubmassen aus und bilden eine ausgeprägte bipolare Struktur, die an eine Kalebasse oder Sanduhr erinnert.

Typische Eigenschaften des Kalebassennebels

• stark bipolare Form
• ausgeprägte Jet-ähnliche Ausflüsse
• intensive Emission in Hα und [N II]
• große Menge an molekularem Gas (u. a. OH-Emissionen im Radiobereich)

Physikalische Daten

• Objekttyp: protoplanetarischer Nebel
• Entfernung: ca. 5.000 Lichtjahre
• Ausdehnung: etwa 1 Bogenminute
• Scheinbare Helligkeit: ca. 13–14 mag, jedoch mit extrem geringer Flächenhelligkeit
• Entdeckungsart: zuerst im Radiobereich (OH-Maser)

Gerade die geringe Flächenhelligkeit macht den Kalebassennebel zu einem der schwierigsten bekannten Nebelobjektefür die optische Beobachtung.

Warum er in dieser Aufnahme nicht sicher sichtbar ist: Obwohl sich OH 231.84+4.22 im Bildfeld befindet, lässt er sich in der vorliegenden Aufnahme nicht eindeutig nachweisen. Selbst mit langen Integrationszeiten bleibt seine Emission für kleine Optiken und Farbsensoren meist unterhalb der sicheren Nachweisgrenze. Eventuelle schwache Strukturen an dieser Position sind nicht eindeutig von Bildartefakten zu trennen und können daher nicht als gesicherte Darstellung des Nebels interpretiert werden. Die Markierung der Position des Kalebassennebels dient daher nicht der Behauptung einer sichtbaren Detektion, sondern zeigt: wie reichhaltig dieses Bildfeld astrophysikalisch ist, wie vielschichtig die Entwicklungsstadien von Sternen sein können und wo die natürlichen Grenzen eines kompakten, mobilen Instruments liegen. Gerade diese ehrliche Einordnung macht den Kalebassennebel zu einem besonders interessanten Begleitobjekt in diesem Bild.