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Planetarische Nebel

Das Musterbeispiel eines planetarischen Nebels ist M57 - der Ringnebel in der Leier. Er ist 2000 Lichtjahre entfernt, hat einen Durchmesser von ca. 0,7 Lichtjahre und ein Alter von etwa 5500 Jahren. Seine Gasmassen dehnen sich mit 19km/s aus.

Bei visuellen Beobachtungen am Fernrohr erscheinen manche der helleren planetarischen Nebel als grünliche Scheibchen, ähnlich wie die Planeten Uranus und Neptun, daher ihr Name. Ein sehr schönes Objekt ist der Ringnebel im Sternbild Leier. In einem kleinen Fernrohr sieht man den Nebel als kleines scheibenförmiges Objekt, der zwischen den Sternen Beta und Gamma Lyrae gefunden werden kann. Nur dieser scheinbaren Ähnlichkeit im Aussehen verdanken wir die planetarischen Nebel ihren Namen. 1500 planetarische Nebel wurden bisher katalogisiert, wobei ihre Gesamtzahl auf ca. 50000 geschätzt wird. Ihre Radien liegen zwischen dem unseres Sonnensystems und ca. 0,5 bis 1 Lichtjahren.

Die Astronomen interessieren sich aus einem einfachen Grund für die kreisförmigen planetarischen Nebel, weil sie eine einfache Symmetrie besitzen, für die relativ leicht ein mathematisches Modell erstellt werden kann. Doch nur etwa 10% der planetarischen Nebel zeigen eine kreisförmige Gestalt. Andere wiederum zeigen eine bipolare Struktur (ca. 70%). Die unterschiedlichen Formen regen zu einer Vielzahl fantasievoller Namen an: Eskimo-Nebel, Helix-Nebel, Saturn-Nebel, Eulen-Nebel, Hantel-Nebel usw.

Die Spektren der planetarischen Nebel sind denen von HII-Regionen ähnlich, unterscheiden sich aber von ihnen in den meisten Fällen durch eine höhere Anregung, d.h., sie enthalten starke Linien von Ionen, zu deren Ionisation eine energiereichere Strahlung erforderlich ist, als die in den meisten HII-Regionen zur Verfügung steht. Intensive Linien von HII, dem einfach ionisierten Helium, sind charakteristisch für das Spektrum eines planetarischen Nebels. Darunter ist die Linie bei 4686 Å am bekanntesten, die in den meisten Spektren von HII-Regionen völlig fehlen. Ferner ist die große Intensität der (OIII)-Linien bei 5007 und 4959 Å, den berühmten Nebulium-Linien, denen viele planetarischen Nebel ihre grünliche Farbe verdanken hierfür typisch. Sie treten in geringerer Intensität in den HII-Regionen auf.

Die Spektral-Linien in den Spektren eines planetarischen Nebel sind häufig aufgespalten: eine Komponente ist rot-, die andere blau-verschoben. Die Ursache ist ein Expansion: Die uns zugwandte Seite nähert sich uns, die hintere Hälfte entfernt sich von uns.

Aufgrund der Ultraviolett-Strahlung, leuchtet ein planetarischer Nebel, da diese vom Zentralstern emittiert wird. Die Atome des Nebelgases können durch UV-Photonen ausreichender Energie ionisiert werden. Rekombinieren die Elektronen mit dem Ion, sendet dieses Photonen aus, deren Energien die bekannten Energiestufen des Ions widerspiegeln. Jedes in den Nebel einfallende UV-Photon erzeugt ein ganzes Spektrum von Photonen.

Jeder Zentralstern sendet soviel Licht aus, dass damit ein bestimmtes Volumen des Nebels ionisiert werden kann. Jenseits der sichtbaren Grenze des Nebels mag noch weiteres Gas vorhanden sein, doch kann dieses von den UV-Photonen nicht mehr erreicht und sichtbar gemacht werden. Es existieren in jeden planetarischen Nebel zahlreiche Unternebel, die jeweils der Ionisation einer bestimmten Atom- oder Ionenart entsprechen. Aufnahmen in unterschiedlichen optischen Spektrallinen verschiedener Ionen zeigen daher eine Schichtung. Ein schönes Beispiel hierfür ist der Ring-Nebel M 57 in der Leier. Der Nebel ist umso größer, je nachdem, ob er im Blauen, Grünen oder Roten photographiert wurde, denn jedes Bild wird von der spektralen Emission eines anderen Atoms oder Ions beherrscht. Der Ring-Nebel M 57 besitzt eine Gesamtmasse von ca. 0,2 Sonnenmassen. Seine Dichte beträgt ca. 10000 Wasserstoffionen pro Kubikzentimeter (zum Vergleich: die Dichte der Luft beträgt 30 Trillionen Atome pro Kubikzentimeter).

Jeder Kubikzentimeter enthält die üblichen Elemte in folgenden Anteilen:

Die Energiezufuhr vom Zentralstern heizt das Gas des Nebels auf: die freinen Elektronen besitzen Temperaturen von etwa 12.000 Kelvin. Radioteleskope können die thermische Strahlung von planetarischen Nebeln nachweisen, und in der Tat vervollständigen sie unsere Vorstellung von der Struktur einiger Nebel, die durch interstellaren Staub verdeckt sind.

Das alle planetarischen Nebel expandieren, kann mit Hilfe zweier verschiedener Techniken festgestellt werden: Die Doppler-Verschiebung der optischen Spektrallinien ergibt die Expansionsgeschwindigkeit in Richtung der Sichtlinie; hier liegen die typischen Werte bei 20 km/s. Die zunehmende Ausdehnung eines planetarischen Nebels senkrecht zur Sichtlinie kann auf Photographien festgestellt werden, deren Aufnahmedaten eine Reihe von Jahren auseinanderliegen. Einer der nächsten planetarischen Nebel, der Hantel-Nebel, wurde von Astronomen des Pulkowo-Observatoriums vermessen. Seine Winkelausdehnung wächst um 0,068" pro Jahr - das entspricht der jährlichen Wachstumsrate eines Baumstammes in 100 km Entfernung, dessen Ringe um 1 mm pro Jahr wachsen!

Optische Techniken zur Messung der Ausdehnungsrate planetarischer Nebel werden wahrscheinlich bald durch Messungen der Radiostrahlung planetarischer Nebel mit Hilfe des Very Large Array-Radioteleskop in New Mexico ersetzt. Durch die hohe Winkelauflösung dieses speziellen Teleskops und seine Möglichkeit, Winkel absolut zu messen, kann die schon im Zeitraum von wenigen Jahren erfolgte Expansion planetarischer Nebel gemessen werden. Die Expansion in radialer und tangentialer Richtung werden zusammen zum ersten Mal verläßliche Entfernungen für planetarische Nebel liefern.

Im Mittelpunkt eines planetarischen Nebels finden wir meistens einen blauen, heißen Zentralstern, mit Temperaturen von 30.000 bis 150.000 K. Sie leuchten etwas schwächer als die gewöhnlichen Hauptreihensterne, absolute Helligkeiten von 0m bis +10m. Dabei stellen sie das Bindeglied zwischen Roten Riesen und Weißen Zwergen dar - eine Übergangsstufe am Ende der Entwicklung eines Sterns. Trägt man die Zentralsterne planetarischer Nebels in ein Hertzprung-Russell-Diagramm ein, so ergibt sich die sogenannte Harman-Seaton-Sequenz: Je ausgedehnter (je älter) die Nebel sind, desto weiter links liegen ihre Zentralsterne. Die Sequenz führt tatsächlich von den Roten Riesen zu den Weißen Zwergen. Auch die Tatsache, dass planetarische Nebel weder zu jungen Populationen der galaktischen Ebene noch zum Halo der sehr alten Sterne gehören, weist auf ihre Zwischenstellung hin: Sie bilden eine sogenannte Scheibenpopulation mittleren Alters. Der genaue Entwicklungsstatus ist nur für einen planetarischen Nebel bekannt: er liegt im Kugelhaufen M 15 im Pegasus.

Einige planetarische Nebel wie der Eskimo- oder der Saturn-Nebel, die einen hellen Zentralnebel zeigen, der von schwächeren Außenbezirken umgeben ist, lassen vermuten, dass im Zentralstern eine Reihe von Explosionen stattgefunden hat, wobei nacheinander Materiehüllen in den Raum abgestoßen wurden. Diese Vorstellung von planetarischen Nebeln beruht auf eine Analogie zu Novaausbrüchen, bei denen ebenfalls die Hüllen abgestoßen werden, wie z.B. bei Nova Persei 1901. Diese Idee geht direkt auf Arbeiten von F. W. Herschel aus den achtziger Jahren des 18. Jahrhunderts zurück, die sich zum ersten Mal mit planetarischen Nebeln beschäftigen. Die Auswurfgeschwindigkeiten bei Novae sind jedoch einige tausendmal größer, die abgestoßenen Massen dagegen hundertausendmal kleiner als bei den planetarischen Nebeln.

Heute bringt man die planetarischen Nebel mit den stellaren Winden von Roten Riesen in Verbindung. Der Zentralstern des planetarischen Nebels wäre dann der Kern des Roten Riesen, der sich zum Weißen Zwerg entwickelt. Die Gravitation an der Oberfläche eines Roten Riesen ist sehr gering, da der Stern so groß ist. Durch "Stürme" auf seiner Oberfläche ähnlich den Protuberanzen und anderen Phänomenen auf der Sonne kann leicht Materie abgestoßen werden. Ein Stern bis zu etwa 8 Sonnenmassen kann auf diese Weise drei Viertel seiner Masse verlieren, ehe er zu einem Weißen Zwerg mit etwa 1,4 Sonnenmassen wird. Durch einen solchen Prozess könnte genügend Materie für einen planetarischen Nebel geliefert werden. Der sichtbare Nebel ist einfach nur die Zentralregion eines viel größeren Objekts, und nur diese Zentralregion wird durch die begrenzte UV-Strahlung des Zentralsterns zum Leuchten angeregt. Die Vorstellung, dass der Materieverlust mit stellaren Winden und magnetischen Stürmen in Verbindung steht, führt zu einem möglichen Zusammenhang zwischen den eigenartigen Formen der planetarischen Nebel und den magnetischen Eigenschaften ihrer Zentralsterne sowie deren Rotation. Wahrscheinlich kontrollieren die magnetischen Feldlinien den Materieausfluss und leiten ihn in bestimmte Richtungen; durch die Rotation können spirale Verdrehungen hinzukommen. Die bipolare Struktur der meisten planetarischen Nebel muss prinzipiell mit der Existenz einer bevorzugten Richtung zusammenhängen, wie etwa einer Rotations- oder magnetischen Achse.

Aus der Tatsache, dass die Nebel expandieren und die Zentralsterne schwächer werden, folgt, dass planetarische Nebel relativ kurzlebige Objekte sein müssen, deren Lebenszeit einige zehntausend Jahre beträgt. Bei einer geschätzten Zahl von rund 50.000 planetarischen Nebeln in unserer Galaxie bedeutet dies, dass jedes Jahr einige neu entstehen. Ein Ereignis, von dem die Astronomen vermuten, dass es sich um die Geburt eines planetarischen Nebels handeln könnte, wurde beim Stern FG Sagittae beobachtet. Seine Helligkeit stieg von 13^m,6 im Jahre 1894 auf 8^m,9 in 1970 stetig an. 1960 stelle man fest, dass der Stern sich inzwischen mit einem Nebel von 18" Radius umgeben hatte. Es gibt Hinweise, dass der Stern auf alten Photographien ein verwaschenes Aussehen zeigt, so, als ob sich der Nebel im 19. Jahrhundert gebildet hätte. Die Atmosphäre des Sterns expandiert und scheint eine zweite Hülle abzustoßen. Diese Hülle zeigt Spektrallinien von ungewöhnlichen chemischen Elementen, wie Yttrium, Zirkonium, Cer, Neodym und Samarium. Dabei ist von Bedeutung, dass alle diese Elemente durch einen bestimmten Kernprozess, den s-Prozess, gebildet werden. Die Elemente müssen an die Oberfläche des Sterns gelangt und in seiner abgestoßenen Hülle sichtbar geworden sein. Planetarische Nebel sind nicht nur in unseren Milchstrassensystem bekannt, sondern wurden auch in anderen Galaxien nachgewiesen, z.B. allein etwa 190 in den Magellanschen Wolken. Bei der Untersuchung planetarischer Nebel in anderen Galaxien (z.B. in der Spiralgalaxie M 81) stellte man fest, dass diese Objekte in verschiedenen Galaxien eine Maximumhelligkeit nicht überschreiten, die von der Entfernung der Sternsysteme abhängt. Dies eröffnet die Möglichkeit, aus der Helligkeit planetarischer Nebel in nahegelegenen Galaxien deren Entfernungen zu bestimmen. 1988 fand man mit dem 4-m-Mayall-Teleskop des Mauna Kea-Observatoriums in M 81 185 planetarische Nebel, die zum Test der neuen Entfernungsbestimmungsmethode hergezogen wurden, welche sich auch zur Abstandsbestimmung elliptischer Galaxien eignet.

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