der spirografnebel

Radius abnimmt. In der damals angenom-
front etwas schneller bewegt als die Ma-
menen Distanz von einen Kiloparsec (3260
terie selber. Unter Berücksichtigung die-
Lichtjahre) folgerten sie für die Hülle eine
ser Arbeit müsste die Entfernung des Spi-
Masse von 0,35 Sonnenmassen – deutlich
rografnebels auf 1,3 ± 0,4 Kiloparsec (4200
mehr als der in ionisierter Form vorlie-
± 1300 Lichtjahre) korrigiert werden. Da-
gende Massenanteil von 0,09 Sonnenmas-
von unbeeinflusst lässt sich aus der Win-
sen.
kelexpansion das Alter des Planetarischen
Die Expansionsparallaxe beherbergt
Nebels bestimmen: 1200 Jahre. Der Spiro-
lei­der noch einen möglichen sys­te­ma­ti­
grafnebel begann demnach ungefähr zur
schen Fehler. Während die astrometrisch
Zeit von Karl dem Großen zu leuchten.
bestimmte Expansionsrate in der Him-
Axel M. Quetz
melsebene das Voranschreiten der Ionisationsfront beschreibt, rührt die Expansionsrate entlang der Sichtlinie von der
bewegten Materie selbst her. Eine Untersuchung aus dem Jahr 2004 von Garrelt
Mellema, Sternwarte Leiden, deutet näm-
Literaturhinweis
Guzmàn L. et al.: Expansion parallax of
the planetary nebula IC 418. Astrophysical Journal 138, S. 46 - 49, 2009.
lich darauf hin, dass sich die Ionisations-
Zum Nachdenken
Der Spirografnebel
I
m nebenstehenden Bericht ist darge­
Aufgabe 3: Ist der lineare Abstand der
legt, dass die Bestimmung der Dis­
Ionisationsfront vom Stern in der Him-
tanzen Planetarischer Nebel kein leich-
melsebene r, dann gilt: tan θ  r/D (1).
tes Unterfangen ist und nur für rund
Der winzigen Winkel wegen gilt ­weiter:
zwei Prozent von ihnen zuverlässige
tan θ  (p/180°)  θ. Mithilfe der zeitli­
Werte bekannt sind. Deshalb ist jede
chen Ableitung von Gleichung (1),
.
.
(p/180°)  θ  r/D, bestimme man die
neue Messung sehr willkommen.
zette Guz­màn, Laurent Loinard und
Dis­tanz D des Spirografnebels. Dabei ist
.
r  yexp  30 km/s die spektroskopisch
Yolanda Gó­mez konnten nun anhand
bestimmte ­Expansionsgeschwindigkeit
zweier Radiobilder (siehe Bilder links)
der Materie.
Die mexikanischen Astonomen Li-
die Expansionsrate des Spirografnebels IC 418 bestimmen.
Aufgabe 4: Man bestimme das dyna.
mische Alter tdyn  θ/θ des Spirograf-
Aufgabe 1: Den größten Winkelabstand
nebels.
der Ionisationsfront vom Zentralstern
gibt das Team um Lizette Guz­màn zu
Aufgabe 5: Um welchen Betrag rdyn hat
θ  6,7 an. Sie passten homolog ge-
sich die Materie in der Zeit tdyn entlang
schrumpfte Versionen des jüngeren
des Sehstrahls ausgedehnt? Man ver-
Radiobilds dem älteren an und fanden,
gleiche mit dem aus dem Winkelbstand
dass die Ionisationsfront auf dem äl-
der Ionisationsfront θ folgenden Radi-
teren um den Faktor e  0,018 kleiner
us rθ  D tan θ.
AMQ
war. Um welchen Betrag Dθ ist der Nebel gewachsen?
Ihre Lösungen senden Sie bitte bis zum
Aufgabe 2: Aus den Aufnahmedaten
15. Juli 2009 an: Redak­tion SuW – Zum
der beiden Radiobilder bestimme man
Nach­denken, Max-Planck-Institut für
die zwischen ihnen verstrichene Zeit
As­tro­no­mie, Kö­nigstuhl 17, D-69117 Hei­­
Dt und ermittle die Expansionsrate
.
.
θ der Ionisationsfront θ  Dθ/Dt. Zur
del­berg. Fax: (+49|0) 62 21–52 82 46.
Darstellung des Ergebnisses verwende
reichen Lösern Preise verlost.
man als Ein­heit Millibogensekunden
Die Gewinner der abgeschlossenen
pro Jahr: m/a.
Runde finden sich auf Seite 115.
www.astronomie-heute.de
Einmal im Jahr werden unter den er­folg­
Juli 2009
23
Die Entwicklung Planetarischer Nebel
28.6.1986
E
in Stern geringer Masse, vergleichbar derjenigen unserer Sonne, geht mit seinem
Kernbrennstoff sparsam um. Aber irgendwann, nach Milliarden von Jahren, ist
auch sein Wasserstoffvorrat erschöpft, und es kommt durch gravitative Kontraktion
zu einer Temperaturerhöhung in seinem Kern. Sie ermöglicht ihm, Helium – das Verschmelzungsprodukt des Wasserstoffbrennens – zu schwereren Elementen zu fusionieren. Mitunter gerät der Stern in heftige Pulsationen, die so stark sind, dass sie seine obere Atmosphäre absprengen.
Zunächst bewegt sich das Gas der Sternhülle mit Geschwindigkeiten von 20 bis
40 Kilometern pro Sekunde vom Stern weg. Seine Temperatur liegt bei etwa 10 000
Kelvin. Aus diesem anfänglichen Sternwind mit recht geringer Geschwindigkeit re-
Antennenkeule
krutiert sich der Hauptteil der Nebelmasse. Im Verlauf der Entwicklung wird schließlich der heiße Kern freigelegt und beleuchtet die abgeworfene Gashülle mit den von
6.11.2007
Lizette Guzmàn et al. / Universität Mexiko / SuW-Grafik
seiner 30 000 Kelvin heißen Oberfläche ausgesandten UV-Photonen. Die Gashülle
wird von den energiereichen Photonen ionisiert und beginnt als Planetarischer Nebel
zu leuchten.
Durch die ständige Bestrahlung bildet sich eine Ionisationsfront aus, innerhalb
derer das Gas ionisiert ist. Vor der Front ist es neutral. Die Hülle expandiert aber
und trägt dabei die Ionisationsfront mit sich weiter nach außen. Die vom Sternwind
frisch hinzukommende Materie des Sternwinds wird von neuen Photonen ebenfalls
ionisiert. So entsteht um den Stern eine wachsende Blase aus ionisiertem Gas.
Der Sternwind flaut allmählich ab, und schließlich versiegt der Nachschub. Das
ionisierte leuchtende Gas beginnt zu rekombinieren und wird dadurch im Optischen
10 Bogensekunden
un­sichtbar. Die Sichtbarkeitsdauer des Planetarischen Nebels ist also die Zeitspanne
0,17 Lichtjahre
zwischen seiner Bildung und der Rekombination der Gasionen mit zuvor freigesetzten Elektronen; sie beträgt zwischen 30 000 und 70 000 Jahren.
Der Sternrest hat derweil das Stadium eines Weißen Zwergs erreicht. Sterne mit
Die Expansion der Ionisationsfront, die den
einer anfänglichen Masse von nicht mehr als etwa acht Sonnenmassen erleiden die­
Rand der leuchtenden Gase definiert, ist im
ses Schicksal, und zwar umso schneller, je größer ihre Ausgangsmasse war. Bei acht
Vergleich zwischen den beiden Radiokon-
Sonnenmassen ist die Weiße-Zwerg-Phase bereits nach rund 70 Millionen Jahren er-
tinuumsaufnahmen gut zu erkennen. Das
reicht, bei einer Sonnenmasse dauert es gut zwölf Milliarden Jahre.
farblich abgehobene Rechteck besitzt in
beiden Teilbildern dieselbe Größe.
Aber nur bei rund 50 nicht allzu weit
Angesichts der geringen Zahl präziser
man nennt sie die »Expansionsparallaxe«.
entfernten Planetarischen Nebeln ließen
Distanzwerte Planetarischer Nebel ist je-
Für den Planetarischen Nebel IC 418 er-
sich bislang zuverlässige Distanzwerte
de weitere Bestimmung von großem Wert.
gibt sich ein Wert von 1,1 ± 0,3 Kiloparsec
bestimmen, und dies schränkt ihre Rolle
Lizette Guz­màn, Laurent Loinard und Yo-
(3600 ± 1000 Lichtjahre). Siehe dazu »Zum
als Tracer stark ein. Bei etwa einem Drit­
landa Gó­mez vom Centro de Radioastro-
Nachdenken« auf der rechten Seite.
tel der Planetarischen Nebel gelang die
nomía y Astrofísica der Universität Mexi-
Aus den Radiobeobachtungen von Li-
Entfernungsbestimmung mithilfe di­rek­
ko konnten aus zwei mehr als zwanzig Jah-
zette Guzmàn und ihren Kollegen folgen
ter Mes­sung ihrer trigonometrischen Pa­
re aus­ein­anderliegenden Be­ob­ach­tungs­
auch die Elektronendichte und die Masse
ral­la­xen. Bei den anderen zwei Drittel ka-
kam­pag­nen präzise Winkelgrößen der
des ionisierten Gases. Mit 6000 Elektronen
men verschiedene Methoden zum Ein-
Ioni­sa­tions­front bestimmen. Ihre Mes-
pro Kubikzentimeter und 0,09 Sonnen-
satz, zum Beispiel spektroskopisch be­
sungen des Radiokontinuums von IC 418
massen entspricht dies detaillierten Mo-
stimm­te Pa­ral­laxen der Zentralsterne,
mit dem Very Large Array ergaben eine
dellrechnungen von Christophe Morisset
die Mit­gliedschaft in einem Sternhau-
Ex­pan­sionsrate von knapp einer halben
und Leonid Georgiev aus dem Jahr 2009
fen be­kann­ter Entfernung, Rückschlüs-
Bogensekunde pro Jahr (siehe Bild oben).
unter Verwendung der Beobachtungen
se aus der Rö­tung durch interstellaren
Spektroskopische Messungen in Ver-
Staub oder, wie im Fall des Spirograf-
bindung mit detaillierten Modellrech-
Beobachtungen mit dem Very Large
nebels IC 418, die Messung der Aus­deh­
nungen, in denen die dreidimensionale
Ar­ray bei einer Wellenlänge von 21 Zenti-
nung der Hülle. Bei dieser Methode ver-
Struktur der Fotoionisation des Nebels be­
metern durch A. Russel Taylor und Grant
gleichen die Astronomen die Ge­schwin­
rück­sich­tigt wurde, besagen, dass die Ex-
T. Gussie von der Universität von Calga-
dig­keit, mit der die Winkelausdehnung
pansionsgeschwindigkeit nahe dem äuße­
ry, Kanada, aus dem Jahr 1989 zeigten,
in der Him­mels­ebene anwächst, mit der
ren Rand 30 Kilometer pro Sekunde be-
dass der optisch sichtbare Nebel von ei-
spektroskopisch
Ex­pan­
trägt. Verknüpft man dies mit der gemes-
ner ausgedehnten Hülle neutralen Was-
sionsgeschwindigkeit entlang des Seh-
senen Expansionsrate in der Himmels­
serstoffs umgeben ist, deren Dichte nach
strahls.
ebene, so folgt daraus die Entfernung;
außen hin proportional zum Quadrat des
22
Juli 2009
be­stimm­ten
durch das Weltraumteleskop Hubble.
Sterne und Weltraum