Der planetarische Nebel IC 5148 wird im „Second Index Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“ von Johan L. E. Dreyer aus dem Jahr 1910 sowohl mit der Nummer IC 5148 als auch mit der Nummer IC 5150 geführt. Dies geht auf zwei voneinander unabhängige Entdeckungen zurück, die 1897 durch Edward D. Swift und 1894 durch Walter F. Gale erfolgten. Bei beiden war die Position aber ungenau und mit einem Fehler von einigen Bogenminuten behaftet, so dass es zum IC-Doppeleintrag kam. Erst 1961 konnte Cuno Hoffmeister eindeutig klären, dass es sich um ein und dasselbe Objekt handelt. IC 5148 liegt im Sternbild Kranich (Grus) und ist auf der Aufnahme als etwa 2,3′ große Nebelhülle zu erkennen. Die Helligkeit des Nebels beträgt 12 mag und macht die Notiz von Gale „pretty bright, pretty large, annular“ („ziemlich hell, ziemlich groß, kreisförmig“) verständlich, die er nach der Beobachtung am 22-cm-Refraktor des Sydney-Observatoriums anfertigte. Der Zentralstern in IC 5148 hat den Katalogeintrag Gaia DR2 6574225217863069056. Seine Entfernung beträgt 3810 ± 240 Lichtjahre, seine Helligkeit im Gaia-G-Band liegt bei 16,1 mag und der Farbindex ist GBP–GRP = –0,59 mag. In der kreisförmigen zentralen Scheibe erkennen wir zwei helle Ringe mit geringerem Durchmesser als der Außenrand der Hülle, die aber nicht konzentrisch liegen, sondern in Nord-Süd-Richtung verschoben sind. Dadurch sieht ein Betrachter eine Abweichung von der Kreissymmetrie. An der Stelle, an der sich beide Ringe überdecken, können wir in der Aufnahme gelbliche Aufhellungen erkennen. Im Spektrum von IC 5148 ist die [OIII]-Emission die prominenteste und rund zehnmal intensiver als Hα. Es folgen Hβ, HeII und HeI. Alle Emissionen sind in der äußeren Nebelhälfte um eine Größenordnung intensiver als in der inneren. Die [OIII]-Dominanz ist ein Indikator für hochionisiertes Gas, das auch noch in einem äußerst lichtschwachen Halo nachzuweisen ist, der als konzentrischer Bogen die Hülle umgibt und durch die lange Belichtung hier recht deutlich abgebildet werden konnte. Die [OIII]-Prominenz lässt sich aber nicht allein aufgrund der Fotoionisation durch den etwa 130.000 K heißen Weißen Zwerg im Zentrum erklären. Die Astronomen sehen hier eine mögliche Verbindung zu den Ringen in der Nebelhülle. Diese gehen mit einiger Wahrscheinlichkeit auf Stoßfronten zurück, die beim Abwerfen der äußeren Bereiche eines Vorgängersterns von etwa 1,5 Sonnenmassen ausgelöst wurden. Das Nachglühen der expandierenden Stoßfronten wäre in diesem Modell ein selektiver Verstärker der [OIII]-Emission. Träfe dies zu, so würden wir den planetarischen Nebel IC 5148 aktuell in seiner „blauen Phase“ beobachten.

Eine ältere Version des PN mit Ganymed im Jahr 2003 belichtet, ist hier zu finden.
Text aus dem Bildatlas der Nebel & Sternhaufen von Michael König u. Stefan Binnewies, erschienen im KOSMOS-Verlag.