Objektbeschreibung

Der Nebel wurde am 5. März 1790 von Wilhelm Herschel durch seinen 18.7-Zoll-Reflektor mit einer Brennweite von 20 Fuss entdeckt. Er katalogisierte den Nebel als IV 65 und beschrieb ihn mit: «Ein ziemlich beachtlicher Stern, 9 oder 10 m. Sichtbar betroffen mit sehr schwachem Nebel, von sehr geringer Ausdehnung ringsum. Eine Vergrösserung von 300 zeigte das Gleiche, gab aber dem Nebel ein wenig mehr Ausmass. Der 22d Monocerotis war ziemlich frei von Nebel.» ^[465] Später wurde der Nebel von seinem Sohn John als GC 1500 und 1888 von Dreyer als NGC 2346 übernommen. ^[313]

NGC 2346 ist ein ungewöhnlicher Planetarischer Nebel (PN), dies wird schon durch seine äussere Erscheinung deutlich. Treffend wird das Objekt im gebräuchlichen Klassifikationsschema von Vorontsov-Velyaminov beschrieben: eine unregelmässige Scheibe mit Spuren einer Ringstruktur, gesamthaft gesehen jedoch eine abnormale Form (IIIb+VI). Der schmetterlingsartige Umriss des Nebels lässt vermuten, dass sich um den Zentralstern ein dichter Staubring befindet. Diese Vermutung wurde durch Infrarotbeobachtungen bestätigt. Der äquatoriale Staubring verhindert, dass der vom Zentralstern ausgehende Sternwind ungehindert in alle Richtungen entweichen kann. Der Wind kollidiert mit dem Staubring und heizt diesen auf. An den Polen kommt er jedoch praktisch ungehindert durch. Dabei kommt es zu Kollisionen mit Materie, die in früheren Stadien des Sterns ausgestossen wurde, was die Bildung von Schockfronten zur Folge hat. Man nennt diesen Effekt auch Snowplow Effect, da der Sternwind wie ein Schneepflug in das umgebende Gas vordringt. Es kommt dadurch zur Ausbildung von zwei riesigen ballonartigen Gebilden, die von den Polen des Staubrings ausgehen. Man spricht von einer bipolaren Struktur.

Der Unterschied von bipolaren PNs zu 'echten' bipolaren Nebeln liegt darin, dass es sich bei PNs immer um Emmissionsnebel, also selbstleuchtende Nebel handelt und bei 'echten' bipolaren Nebeln um Reflektionsnebel wie zum Beispiel Hubble's Variable Nebula NGC 2261. Langbelichtete Aufnahmen der Europäischen Südsternwarte (ESO) zeigen eine maximale Ausdehnung des Nebels von 140 Bogensekunden, was bei einer Entfernung von 2300 Lichtjahren einem Durchmesser von 1.6 Lichtjahren entspricht.

Eine grosse Besonderheit stellt der Zentralstern V651 Monocerotis (besser gesagt die Zentralsterne) von NGC 2346 dar. Die Spektrallinien weisen Blau- und Rotverschiebungen mit einer Periode von 15.991 Tagen auf, was auf ein Doppelsternsystem schliessen lässt. Die Hauptkomponente ist ein blauer Hauptreihenstern (Spektralklasse A), während sein Begleiter ein sehr heisser O-Unterzwerg ist. Letzterer trägt zum grössten Teil zur Ionisation des Planetarischen Nebels bei. Seine Oberflächentemperatur misst 100'000 Kelvin. Die Besonderheit liegt aber vor allem in der Variablität des Sterns. 1981 stellte Kohoutek einen drastischen Helligkeitsrückgang fest. Später kam es zu weiteren unregelmässigen und unterschiedlich stark ausfallenden Helligkeitsabnahmen.

Wie durch Infrarotbeobachtungen bestätigt werden konnte, ziehen von Zeit zu Zeit dunkle Staubwolken vor dem Zentralstern durch und schwächen dadurch sein Licht merklich ab. Es kann so zu einer Abdunklung des 11.16 vmag hellen Sterns von mehreren Magnituden kommen, wie dies im Winter 1982 der Fall war. Solche Phasen von 'Wolken-Finsternissen' sind jedoch selten. Fotografien, die zwischen den Jahren 1899 und 1981 gemacht wurden, zeigen keinerlei Anzeichen einer Verfinsterung. Glücklicherweise befinden wir uns aber seit 1981 in einer neuen Finsternisphase! Da man nicht weiss, wie lange solche Phasen andauern und wie oft damit zu rechnen ist, sollte dem Objekt grösste Aufmerksamkeit geschenkt werden. Die Verdunkelungen treten im UV-Licht i. d. R. 8 Tage vor und nach dem visuellen Ereignis auf. Helligkeitsmessungen und -schätzungen des Zentralsterns von NGC 2346, sei es von Amateur- oder Profi-Astronomen, sind also heute wie morgen von grossem wissenschaftlichen Wert und dringend nötig. Es können daraus wichtige Rückschlüsse über die den Stern umkreisendenden Staubwolken und eventuell vorhandene Planetesimale gezogen werden.

— 1997, Philipp Reza Heck

Wie findet man den Schmetterling?

Der Schmetterlingsnebel liegt zwischen den hellen Sternen Sirius (α Canis Majoris) und Procyon (α Canis Minoris) nahe dem 4.2-mag-Stern δ Monocerotis. Man findet den PN nur 40 Bogenminuten west-süd-westlich von δ Monocerotis. Er ist bereits in einem 15cm-Fernrohr als schwacher, rechteckiger Nebel erkennbar.

Visuelle Beobachtung

200 mm Öffnung: Im 8-Zöller SCT zeigte sich der Schmetterling bei mittlerer bis guter Durchsicht als diffuser, leicht ovaler Nebel. Auch bei Vergrösserungen über 300-fach konnte ich keine klar definierte Form erkennen. Der Nebel erschien selbst bei der Verwendung eines OIII-Filters ohne interne Struktur. Die Helligkeit ist gegen aussen abfallend. Der variable Zentralstern war zum Zeitpunkt der Beobachtung (4.1.1997) gut sichtbar.

— 1997, Philipp Reza Heck

400 mm Öffnung: Zunächst fällt der helle Zentralstern auf. Er ist innerhalb der Nebelscheibe problemlos sichtbar, was nicht bei jedem Planetarischen Nebel der Fall ist. Der Nebel erscheint ganz schwach elongiert und zeigt an zwei Bereichen einen harten Übergang zum Himmelshintergrund, ähnlich wie beispielsweise M 27. Die Achse der Elongation ist in der Skizze durch die Striche angedeutet. Auf der Scheibe deuten sich Strukturen an; die Helligkeitsverteilung ist ungleichmässig.

— 1998, Frank H. Leiter