Die Zentralsteme Planetarischer Nebel

Die Zentralsteme Planetarischer Nebel
Teil 2
von Frank Gieseking
Nachdem wir in der le tzten Folge im H e rtzsprung-R ussel-Diagram m (H RD) der Zentralstern e Planetarischer Nebel (ZPN) deren Entwick lungsrichtung feststellen konnten , woll en
wir nun möglichen Zusammen hängen mit anderen Entwi ck lungsstad ien der Sterne nachgehen. Dazu betrachten wir das erweiterte HRD
in Abb. lOa. Als Orientierungshi lfe wollen wir
uns zunächst die vertraute Ha uptrei he (HR)
vergegenwärt igen, indem wir uns die Verbindungslini e zwische n der Sonne und dem Stern
H D 93250 denken , der das obere End e der
he ute be kannten HR markiert. Gemessen an
diesem "G iganten " der Hauptreihe, der bei T"ff
50000 K e in e Leuchtkraft von über 1 Million Sonnenleuchtkräfte entw icke lt, zeigen sich
nun die meisten ZPN bei den Effektivtemperaturen klar überlegen. Sie sind jedoch trotz ihrer
gewa ltigen Leuchtkräfte von häufig über 1000
L(') hi er deutlich unterlegen: Gemessen an ihren extrem großen Effektivtemperaturen müsse n wir 1000 Sonnenleuchtkräfte a ls "un terleuchtkräftig" bezeichnen. Dies gibt uns e in en
ersten Hinweis darauf, daß ZPN e in en vergle ichswe ise zwergenhaften Aufbau besitzen
müssen .
Da wir bei der Suche sowo hl nach den Vorfa hren als a uch nach den Nachkommen der
ZPN durch die Radien der Sterne ein e n vielversprechenden Aufsch lu ß erhalte n werden ,
sind in dem Diagramm auch noch die Örter
gleichen Rad ius' e ingetragen. Diese berechnen
sic h bekanntlich nach dem Step han-So ltzmanGesetz L = C 1R27jf mit R = C 2, oder log L =
410gT"ff + C 3 (C 1,2,3 sind Konstanten). Sie so llte n also in unsere m doppelt-logarithmischen
HRD Geraden der Steigung 4 sein. (Da der
Maßstab von L - nicht ganz zufällig - vierfach
gegenüber dem von T"ff überhöht wurde, sind
sie dort Geraden mit e iner Neigung von
45°.)
• Die heißesten ZPN müssen bereits e in en
Aufbau wie Weiße Zwerge besitzen. Sie li egen
im HRD bereits gena u auf der Linie konstanten Rad ius ', auf der Weiße Zwerge abk ühl e n.
• Nach der in de r letzte n Folge festgestellten
Entwick lungsrichtung innerha lb der ZPN-Verte ilung zeigt sich , daß diese vermuteten unmitte lbaren Vorfahren Weißer Zwerge tatsächlich
auch die ä ltesten ZPN si nd .
Im Gegensatz zu r Hauptreihe, e ntlang derer
sich di e Radien der Sterne nur langsam ändern ,
durchschn e idet die Verteilung der ZPN die
Geraden konstanten Radius' beinahe senkrecht
und übe rdeckt dabei mehr als zwe i G rößeno rdnungen. Die ZPN sind me ist kleiner als die
Son ne, die kle insten unter ihnen ni ch t größer
als di e Erde! Solch kleine Radien kennen wir
a uch noch bei den Weißen Zwergen (WZ), die
sich in unserem HRD exakt entlang einer Geraden konsta nten Radius' mit R = 0.012 R(')
ve rteilen. Tatsächlich kühlen Weiße Zwe rge
ent lang dieser Geraden unte r Abstrahlung ih rer thermischen Energie ab und verglühe n mit
L - 7jf' Dadurch wird ein genet ischer Zusammenhang nahegelegt , den wir mit folgenden
drei Argumenten begründen wollen:
Sterne und Welt raum 11 /1 985
4.0
5.0
.7
.7
=
Suche nach den Nachkommen
• Ein weiteres Argument li efert un s der Vergleich der Geb urtsrate der ZPN (die bei ze itlich konstantem Umfang der Population äquivalent ihrer Sterberate ist) und der Geb urtsrate
der Weißen Zwerge. Seide ergeben sich aus der
beobachteten Raumdichte der Objekte in einem möglichst vollständig erfaßten Raumvolumen (und damit notwendigerweise in der Sonnenumgebung) , und ei ner typischen Zeitskala,
HD 93250
0
+
6
.7Q
.7
0
0
0'0
6
<?.7
5
5
. .,'.r·\\1-,."
.,,,
• •
•
4
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4
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11.
1
~ ..·
0
SONNE
0
-1
· .....
:t •
-2
..... .
.....
. ..
......
. ..
-2
.'.
-3
-4
-3
-4
5.6 5.4 5.2 5.0 4.8 4.6 4.4 4.2 4.0 3.8 3.6 3.4
log Teff
Abb. 1Oa: Hertzsprung-Russel-Diagramm. Große Punkte zeigen die Zentralsterne Planetarischer Ne bel (sieheSuW 24, 448 r8-911985]). Die kleinen Punkte zeigen nach Koester, Schulz und Weidemann
(1979) Weiße Zwerge mit Parallaxen ;;;;; 0~'03, also gut bekannten Entfernungen. (Da die schwächeren
unter ihnen keineswegs mehr weiß, sondern bereits ziemlich gelb sind, sollte sich der bessere Name
"entartete Zwerge" einbürgern). Die Sonne und HD 93250, einer der heißesten und leuchtkräftigsten
Hauptreihensterne, markieren die Lage der Hauptreihe. Ebenfalls eingetragen sind die Bereiche, die die
Roten Riesen und die prominentesten Veränderlichen unter ihnen bevölkern. Hier findet man die kleine
Gruppe der R-Coronae-Borealis-Sterne (RCB), weiter die RV- Tauri-Sterne (RV), die semiregulären
(SR) und unregelmäßig veränderlichen Riesen (L), sowie die Mira- Veränderlichen (M) . Die "heißesten" (küh len) Kandidaten, die verdächtigt werden, unmittelbare Vorfahren der Planetarischen Nebel
zu sein, sind die Miras und RV Tauris. - Die unter 45° geneigten Geraden sind Linien konstanten Radius ', die in Einheiten von Sonnenradien gekennzeichnet sind.
577
5
4
6
6
4
2
tl)
Suche nach den Vorfahren
-o
o
-2
-2
o
-4
5.4
5.0
4.6
4.2
3.8
3.4
Abb. 1 Ob: Wie Abb. 1Oa, jedoch nun mit besonderer Betonung der Entwicklungswege sonnenähnlicher
Sterne von der Hauptreihe zu den Roten Riesen, über das Stadium der Planetarischen N ebel bis hin zu
den entarteten Zwergen. In dem ersten Abschnitt bezeichnet GB den bekannten Riesenast, H B den Ho rizontalast und AGB den asymptotischen Riesenast. Der Weg in das Gebiet der Planetarischen N ebel
wird nach neueren Rechnungen von Schönberner (1983) gezeigt für Sterne mit den ursprünglichen
Massen von 1 und 0.8 Sonnenmassen, die sich nach Berücksichtigung des Massenverlustes auf die fa st
gleichen Massen von 0.565 bzw. 0.546 MG reduzieren. (Man glaubt heute, daß unter anderem auch
mit Hilfe des Sternwindes im Stadium der Roten Riesen wenigstens die Sterne mit Massen kleiner als
vielleicht 5 MG soviel Masse loswerden können, daß sie alle unter die Chandrasekhar-Grenze von 1.4
MG kommen und die permanente Endkonfiguration entarteter Zwerge erreichen.) Die Kühlungswege
in den Bereich der entarteten Zwerge hinein (auf Linien konstanten Radius') werden gezeigt f ür Rest massen von 0.3, 0.6 und 0.9 MG, die sich aus den Radien ergeben, wenn bestimmte Annahmen über
die chemische Zusammensetzung der entarteten Materie, insbesondere das C/ O- Verhältnis, gemacht
werden. - In allen Phasen entwickeln sich die Sterne um so schneller, je größer ihre Massen sind. Außerdem wächst die Zeitskala von der Entwicklung aus dem Gebiet der Roten Riesen bis zu den entarteten Zwergen ständig an. So ist ihre Größenordnung bis zum Erreichen des PN -Gebietes etwa 103 Jahre,
im PN-Gebiet etwa 104 bis 105 Jahre, um dann bis zum roten Ende des Streifens der " Weißen Zwerge"
bis über 10 10 Jahre anzuwachsen.
im ersten Fall der Lebensdauer des beobachtbaren PN-Phänomens, im zweiten Fall dem
Zeitraum , während dessen die Bevölkerungsdichte der WZ auf den heute beobachteten
Umfang angewachsen ist. Die heute bestgesicherte sonnennahe Raumd ichte der PN ist 4.5 .
10- 8 pe 3 , die der WZ über 500000 mal
größer: 2.5 . 10- 2 pe 3 . F ür die Hüllen der PN
können wir eine typische Lebensdauer abschätzen aus einer größten Ausdeh n ung von
etwa 0.5 pc (bei der di e Hü ll en in dem zur Ab-
578
Stati stik de r So nn enum ge bung e rfaß te n WZ
sich übe r zie mli ch ge na u 10 10 Ja hre angesa mmelt habe n müssen. Die hi e ra us mit de r o bi gen Ra umdi chte fo lgend e Geburtsrate Weiße r
Zwe rge vo n e twa 2. 5 . 10- 12 pc- 3 a- I ste ht in
übe rrasche nd pe rfek te r Ü be reinstimmung mi t
de r Ste rbe rate Plane ta ri sc he r Ne be l!
Aufgrund di ese r drei Indizien ge la ngen wir
zu de r Schluß fo lgerung, da ß sich di e Zentralste rne Plane ta ri sche r Nebel zu Weißen Zwe rgen e ntwickeln . Die Z a hl enübe reinstimmung
bei unse re m dritte n A rgum e nt läßt soga r ve rmute n, daß, wenn a uch viell eicht ni cht alle WZ
a us ZPN he rvo rge he n, letzte re doch ihre
ha uptsächli che n Vo rfa hren da rste ll e n. (Ne ue re
Stati stike n lassen ve rmute n, daß vie ll e icht 20%
de r WZ ni cht d urch das Z PN-S tad iu m gegangen sind.)
leitung der Raumd ichte betrachtete n sonn ennahen Raumvolumen noch einigerm a ßen voll ständig nachweisbar sind), und eine r mittl e re n
Expansionsgeschwindigkeit von 25 km /so Aus
diese n Zah len erhalte n wir e ine für di ese Statistik relevante Lebense rwartung von kn app
19000 Jahren, was mit de r obige n Ra umdichte
dann auf eine Sterbe rate von etwa 2.5 . 10- 12
pc- 3 a- 1 führt . And e rerseits zeigt di e Th eorie
der Kühlungswege We ißer Zwe rge (insbesondere der Kühlungsze iten), daß die in un se re r
Nac hde m wir je tzt di e Nachk o mm e n de r
ZPN gefund en ha be n, woll e n wir uns a uf di e
Suche nach den Vo rfa hre n mache n. De r e rste,
de r vo rgeschlagen hat, daß als mögli che Kand idate n hi e rfür die Rote n Ri esen (RR) ins
Auge zu fasse n seie n, wa r wiede r Shklovs kii
(im Ja hre 1956!), desse n Name scho n me hrfach
im Zusa mm e nh ang mit P N's ein e R olle gespielt hat. Wir woll e n wiede r durch d rei indizie n de n Ve rdacht ein es ge netische n Z usa mme nh angs e rh ä rte n:
• Be trachte n wir wi ede r di e Radi e n de r Ste rne. Vo n de n G e rade n gleich e n Radiu s in un sere m HRD lesen wir ab, da ß di e Ro te n Ri esen
im Be reich von 100 So nn e nradi e n li egen. (D abe i lä ßt sich di e zufä lli ge exa kt e Sy mm e tri e de r
Radi e n We iße r Zwe rge (l! j 00 RG) und Ro te r
Ri esen (100 RG) bezügli ch so nne nä hnli che r
Ha uptre ih enste rn e leicht me rke n.) Die mittlere n Radi e n de r Ro te n Ri esen sind also vier
Größe no rdnungen grö ßer als di e der Weißen
Zwe rge, mithin (be i A nn a hm e ve rgleichbare r
Massen) ihre mittl e ren Dichte n 10 12! mal kl e ine r, noch imme r sechs Größeno rdnunge n geringer als bei ve rgle ichba re n Ha uptre ih e nste rne n. Wegen de r großen A usde hnung und geringen mittl e re n Dichte e rwa rte n wir also von R oten Ri esen vo n vo rnh e re in, da ß sie ihr ä uße res
Mate ri al leichte r ve rli e re n als alle ande re n
Ste rne . Wir wo ll e n di esen Tatbestand durch
ein e gro be Abschätzung de r Entwe ichgesc hwindi gkeit v.ntw a n de ren Obe rfl äche unte rma ue rn: Diese e rgibt sich durch di e Bedingung, da ß ein Pro be teilche n de r Masse m im
Schwere feld des Ste rns mit Radius R und Masse M gerade di e G esa mte ne rgie Null bes itzt,
also E kin + E pot = 0 ode r 1/2 m '1nt w - Gm M / R
= O. Wir find en also für ve rgleichba re Masse n
nach Auflösen sofo rt v.ntw
1/ VR.. Mit de r
Entweichgeschwindi gke it de r So nn e vo n 6 18
km /s, e rh alten wir dann für e in e n größere n Rote n Ri esen mit R = 200 RG e in v. ntw 40 km /so
Dies abe r e ntspricht in be me rke nswe rt gute r
Übe re instimmung gerade de r Ex pansio nsgeschwindigkeit Planetarische r Ne be l! Sie würde n dann a us R oten Ri esen e ntste hen durch e in
E reigni s ni edrigst mögli cher Ene rgie, di e
nämlich gerade a usreicht, de r Hüll e di e E ntweich geschwindigkeit zu e rteile n. (Im Ve r-
=
=
Stern e und Weltraum 1111985
gleich zu den Expansionsgeschwindigkeiten
von Novae und Supernovae, die zwei bis drei
Größenordnungen größer sind, ist das E reignis
der Planetarischen Nebel tatsächlich äußerst
"harmlos".)
• Einen zweiten wichtigen Befund liefern uns
die Photometriker der Sterne. Sie zeigen
nämlich , daß gerade in dem fraglichen Bereich
des HRD besonders viele veränderliche Sterne
zu finden sind. Mehr noch, dort scheinen überhaupt keine stabilen Sterne vorzukom men. Genau ere Untersuchungen zeigen weiter, daß die
meisten im weitesten Sinne pulsierende Veränderliche sind, deren äußere konvektive Hülle
sich also in periodischer, halbperiodischer
oder unregelmäßiger Bewegung befindet. Die
prominentesten und gleichzeitig wahrscheinlichsten PN-Vorfahren sind die Mira-Veränderlichen mit ihren gewaltigen Amplituden bis zu
8 Größenklassen und riesigen Periodenlängen
bis zu 500 Tagen.
• Das überzeugendste Indiz liefe rt uns
schließlich ein Blick in das Innere der Roten
Riesen. Bisher kennen wir nur ihre extrem geringe mittlere Dichte, p "'" 10- 6 g/cm 3 CPG = 1.4
g/cm 3). Nun interessiert uns der Dichteverlauf
von der Oberfläche des Sterns bis in sein Zentrum . Dazu betrachten wir einen Stern von 1.3
Sonnenrnassen, wie ihn Martin Schwarzschild
in den fünfziger Jahren gerechnet hat, wenn in
sei nen inneren 26 Massenprozenten der Wasserstoff verzehrt ist. Er besitzt dann einen Radius von 21 RG und eine Leuchtkraft von 226
LG, befindet sich also in unserem HRD etwa
bei dem ersten "E u des Wortes "Riesen". Der
Aufbau eines solchen Sterns ist so extrem inhomogen, daß man sich zur Veranschaulichung
der Dichtevariation den Weg in den Stern hinein logarithmisch darstellen muß. Dies zeigt
di e Abb. lla. Ihr entnehmen wir, daß im Gegensatz zu einer gewaltigen zentralen Dichte
von weit über 10 5 g/cm 3 , in dem größte n Volumenanteil des Sterns, nämlich über die äußeren
30% des Radius, oder 66% des Gesamtvolumens, die Dichte völlig "aus dem Rahmen fällt"
und unter 10-4 g/cm 3 bleibt. Die mit linearem
Maßstab in den Text gedruckte Darstellung soll
uns die wahren Größenverhältnisse vor Augen
führen. Dabei soll uns die gerasterte Fläche
verdeutlichen, wie überwiegend groß der Anteil des Sterns ist, in dem die Dichte äußerst
klein (unter 0.003 g/cm 3) bleibt. (Bei rl R = 0.2
schon wird sie kleiner als die Dichte unserer
Erdatmosphä re am Boden.) Der Punkt im Zentrum zeigt im richtigen Maßstab den harten
Kern unseres Sterns, in dem die Dichte rasch
über 1600 g/cm 3 steigt und im Zentrum 4 . 105
g/cm 3 erreicht (Sonnenzentrum: 10 g/cm 3) ,
eine Dichte also, die bereits an die mittlere
Dichte Weißer Zwerge herankommt! Tatsächlich tritt hier der Vorläufer der Weißen Zwerge in
Erscheinung, versteckt im Bauch eines Roten
Riesen und umgeben von dessen ausgedehnter labiler Hülle.
Synthese
Wir wollen jetzt die Planetarischen Nebel zusammen mit ihren inzwischen identifizierten
Vorfahren und Nachkommen als drei Statione,n
einer einheitlichen Entwicklung betrachten
und sehen, wie neuere theoretische Rechnungen der Sternentwicklung die Zusammenhänge
quantitativ beschreiben. Als gut verstanden gilt
heute die Entwicklung von Hauptreihensternen zu Roten Riesen. Da diese kürzlich ausführlich in SuW 24, 385 (7/ 1985] behandelt
wurde, können wir uns hier damit begnügen, in
Abb. lOb als Beispiel nur noch einmal an den
Weg unserer Sonne zu erinnern. Als Urahnen
der heute be obacht baren PN werden Hauptreihensterne mit Massen zwischen 0.8 und
vielleicht 5 Sonnenrnassen angesehen. (Sterne
mit Massen kleiner als 0.8 MG entwickeln sich
auf einer Zeitskala, die größer als das derzeitige Alter des Kosmos ist. Sterne mit Massen
größer als 5 MG können Supernova-Explosionen erleiden und entarten zu Neutronensternen und Schwarzen Löchern.) Tatsächlich steht
auch die aus der Theorie der Nach-Hauptreihen-Entwicklung und dem beobachteten Massenspektrum berechnete Sterberate von Hauptreihensternen für dieses Massenintervall in befriedigender Übereinstimmung mit der Geburtsrate Planetarischer Nebel. - Die weitere
lückenlose Verfolgung unserer Objekte auf
dem Weg in das Stadium der PN scheitert nun
leider noch an der Tatsache, daß die genauen
Mechanismen der Hüllenabstoßung bis heute
noch nicht so befriedigend aufgeklärt werden
konnten, daß sie von der astronomischen Gemeinschaft unwidersprochen akzeptiert wer-
--.. 1000000
C")
E:
~
Ol
Lu
I-
::t
10000
100
1
(..)
0.01
Cl
~------~------~------~----~~ Q000 1
0.001
0.0 1
0.1
1
ABSTAND VOM ZENTRUM (in Einheiten des Sternr adi us l
Abb. lla: Dichtemodell (nach Martin Schwarzschild) eines Roten Riesen von 1.3 MG in einer Entwicklungsphase, in der der Wasserstoff in den inneren 26 Massenprozenten des Sterns aufgebraucht ist.
Seine Leuchtkraft ist dann in diesem Modell auf 226 LG, sein Radius auf 21 RG angewachsen. Der extrem inhomogene Aufbau eines solchen Sterns zwingt zu einer doppelt-logarithmischen Darstellung
der Dichtevariation.
Sterne und Weltraum 11/1985
1
den. Vielversprechende Ansätze liegen im Bereich möglicher InstabiJitäten etwa der MiraPulsation am oberen Ende ihrer PeriodenLeuchtkraft-Beziehung oder des möglichen
Auftretens eines "Superwindes", der bezüglich
der Massenverlustrate wesentlich über den
schon länger bekannten, mit der Leuchtkraft
der Sterne rasch anschwellenden Sternwind im
Stadium der Roten Riesen hinausgeht. (Der
Massenverlust Roter Riesen kann bereits durch
diesen letztgenannten Sternwind wegen M =
-3.2 . 10- 13 (LlLG)1.66 MG/Jahr in fortgeschrittenen Entwicklungsphasen (hoher
Leuchtkraft) erhebliche Ausmaße annehmen.)
Einig ist man sich nur, daß es irgendwo im oberen Bereich des asymptotischen Riesenastes
(AGB) passieren muß. Nach der Hüllenabstoßung nehmen nun die Rechnungen einen ausgebrannten, aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehenden Kern an, der umgeben ist von einer
verbliebenen dünneren Hülle, in der noch
Kernbrennen in Helium- und Wasserstoff-Schalenquellen stattfindet (wobei letztere
den hauptsächlichen Anteil zur Leuchtkraft
des Sterns beiträgt). Es kann gezeigt werden,
daß in dieser Konfiguration die resultierende
Leuchtkraft nur noch von der Masse des Kerns
abhängt: Die weitere Entwicklung des Sterns
läuft daher zunächst mit (beinahe) konstanter
Leuchtkraft ab. Der aktuelle Radius des Sterns
wird bestimmt durch die Dimension der Hülle.
Da diese mit fortschreitendem Kernbrennen an
Mächtigkeit verliert, verkleinert sich der Radius zunehmend, und die Effektivtemperatur
steigt entsprechend an: Unser Objekt wandert
im HRD mit immer langsamer werdenden
Schritten horizontal nach links in das Gebiet
der ZPN. (Man beachte, daß durch das steigende I;[f sich der Schwerpunkt der spektralen
Strahlungscharakteristik immer weiter zum ULtravioletten verschiebt, und eine konstante
Leuchtkraft daher eine entsprechend abnehmende absolute visuelle Helligkeit bedeutet.)
Die horizontale Entwicklung dauert an, solange die Masse der Hülle genügend groß ist, um
das Kernbrennen in Gang zu halten. Sie erfährt
ein unaufhaltsames Ende, wenn unterhalb einer kritischen Hüllenmasse auch diese letzte
Kernenergiequelle erlischt und unser Stern in
eine Abkühlphase eintritt. Wann und bei welchem I;ff dies geschieht, bestimmen nur die
Abb. llb: Veranschaulichung der in Abb. lla
logarithmisch dargestellten 4 Abschnitte längs
des Sternradius, nun jedoch in linearem Maßstab. In der gerasterten Fläche bleibt die Dichte
unter 0.003 gl cm3 (Erdatmosphäre am Boden:
0.0013 gl cm3)! Der Punkt im Zentrum zeigt in
richtigem Maßstab den unvergleichlich viel
härteren Kern, in dem die Dichte über 1500
gl cm3 liegt, um rasch ansteigend im Zentrum die
mittlere Dichte eines Weißen Zwerges zu erreichen. (Man beachte,
daß wir zur Veranschaulichung nur die Verhältnisse von
Flächen betrachten. Das Verhältnis der Sternvolumina ist entsprechend noch krasser.)
Unterhalb 0.0008 des Sternradius '
gilt die Zustandsgleichung entarteter
Materie.
0 .1
o
0.0 1
Die 20 scheinbar hellsten Zentralsterne
gesicherter Planetarischer Nebel
Namen der Hülle
PK Nr.
andere Bez.
a
220-53°1
165-15 1
215-24 1
166+10 1
215+ 3 1
197+17 1
272+12 1
294+ 4 1
303+40 1
339+88 1
315-131
25+40 1
332- 9 1
96+29 1
50+ 3 1
64+ 5 1
53- 32
83-12 1
75+ 5 1
60 - 71
03 h33 m 14 s
0409 17
0527 28
0556 24
0709 23
07 29 11
10 07 02
11 50 19
12 53 33
12 55 34
15 37 12
16 11 44
17 09 01
17 58 33
19 11 31
1934 45
19 41 57
19 44 48
19 57 03
20 11 56
1360
1514
IC418
IC2149
2346
2392
3132
3918
A 35
LoTr 5
He2-131
IC4593
He3-1333
6543
M1-67
BD +3003639
HM Sge
6826
V1016Cyg
FG Sge
2000
0
-25°52 '10"
+30 4634
-124148
+460617
-00 48 23
+20 5443
-40 2610
-57 1051
- 22 5222
+255328
-715453
+12 0428
-56 5451
+663759
+ 16 51 32
+30 30 59
+16 4440
+50 31 31
+394930
+20 2005
Entf.
pc
mv
Sp-Typ
11 .32
9.51
10.65
11 .3:
11 .16
10.47
10.07
10.84
9.63
8.81
10.64
11 .20
11 .03
11.1 :
11 .12
10.03
10.9 var
10.59
10.6 var
8.9 var
400
750
600
900
1400
1150
1100
750
G811 1-IV 350
G5111
500
08(f)p
1300:
07f
2300
WC10
07+WR 700
WN8
900
WC9
650
WN6
06f
900
symbiot. 2300:
B41-G91 2400:
sd 0
AOIII
07f
07f
A2V
06f
A2V
Bemerkungen
Doppelstern?
Doppelstern!
"Eskimo"
vis. OS
Doppelstern?
Doppelstern!
sehr junger PN
Proto-PN?
Doppelstern?
Proto-PN?
Proto-PN?
Erläuterungen: Spalte 1: Nummerierung im System von Perek und Kohoutek. Spalte 2: Vierstellige Zahlen ohne Zusatz sind NGC-Nummern. In vier Fällen ist der Name des Zentral sterns der gebräuchlichere. Spalten 3, 4: Koordinaten für die Epoche 2000 aus dem Katalog von Acker. Spalte
5: Mittelwert neuerer lichtelektrischer Messungen der scheinbaren visuellen Helligkeit. Spalte 6:
Meistgenannter Spektraltyp unter den neueren Klassifikationen . Das Spektrum von V 1016 Cyg
heißt "symbiotisch ", weil es gleichzeitig Absorptionslinien einer kühlen Photosphäre und Emissionslinien hoher Anregung zeigt. Das Spektrum von FG Sge hat sich in nur 25 Jahren dramatisch
von B4 nach G9 entwickelt. Spalte 7: Die Entfernungen sind gerundete Mittelwerte aus den Katalogen von Maciel und Daub, außer für Lo Tr 5, V 1016 Cyg und FG Sge, bei denen verschiedene
andere Quellen verwendet wurden. Spalte 8: In verschiedenen Fällen wird eine Doppelsternnatur
vermutet. In drei Fällen konnte sie bisher nachgewiesen werden: Bei 2346 liegt ein spektroskopischer Doppelstern mit Bedeckungslichtwechsel vor, bei 3132 wurden die Komponenten getrennt,
bei LoTr 5 wurde eine heiße Komponente im UV nachgewiesen (ein Lichtwechsel der kühlen Komponente wird als Reflexionseffekt in einem engen Doppelsternsystem gedeutet).
nach der PN-Ejektion verb leibenden Hüllenmassen, die sich ihrerseits aus den K ernm assen
ergeben. So durchläuft ein Stern einer bestimmt en Anfangsmasse seinen horizontalen
Entwick lungsweg bei einer bestimmten
L euchtkraft und erreicht bei einer bestimmten
Effektivtempera tur seinen Kühlungsweg. N euere Rechnungen zeigen, daß die in dem oben
genannten Massenintervall (0.8-5) M G entsprechend dem uni ve rsellen M assenspek trum
am häufigsten vorkommenden kl einsten M assen das PN-G ebiet mit ihren hori zontalen Entwick lungswegen recht gut treffen und letztere
auch mit befri edigender Treffsicherh eit an die
Kühlungswege anschließen, die sich für die beobachteten Weißen Zwerge ergeben (siehe
Abb. lOb).
Besonders bemerkenswert ist, daß die neuen
Rechnungen, die während der ganzen Entwicklung Massenve rlust durch Sternwinde berücksichtigen, ze igen, daß trotz signifikanter M assenunterschiede der Vorfahren, die M assen der
ZPN letztlich in ein äußerst enges M asseninterva ll "getri chtert" werden, welches wenigstens
eine G rößenordnung kl einer als das ursprüngliche ist. Dies steht in schöner Ü bereinstimmung
mit dem Befund, daß auch das M assenspektrum der Weißen Zwerge eine ex trem geringe
Breite von ±0.1 M G um einen Mittelwert von
0.58 M G aufweist.
580
Durch das beschriebene Szenario gilt heute die
Entwicklung von den Roten Riesen zu. den Weißen
Zwergen, zwischen zwei Bauplänen, die die (entgegengesetzt) extremsten Konfigurationen darstellen, die von der Natur bei Sternen geringer
Masse verwirklicht wurden, als grundsätzlich verstanden. Die Planetarischen Nebel zeigten sich
als das entscheidende Bindeglied, welches dieses
Verständnis erst ermöglichte.
Auswahleffekte
Wi e ko mmt es zu der charakteri stischen
H äufung in drei beobachtbare Entwicklungsstadi en, also der besonderen Besetzungsdichte
der B eobachtungsdaten im HRD? Diese läßt
sich wie fo lgt gänzli ch durch E ntwi cklungsgeschwindigkeiten und Entdeck ungswahrscheinIichkeiten verstehe n: Die erste En tdekkungslücke vo n den Roten Ri esen zu den Planetari schen Nebeln kommt natürlich durch die
vie l zu schnelle E ntwicklung in dieser Phase zustand e, deren Z eitskala fast zwei Größenordnungen kleiner als im Bereich der beobachteten ZPN ist, wodurch wir also beinahe 100 mal
weniger Obj ekte erwarten können. (Das halbe
Dutzend bekannter " protopl anetarer" K andidaten unter etwa 500 untersuchten PN 's bestätigt diese Erwartung.) So ist auch die obere B e-
grenzung des beobachteten ZPN-Gebietes,
also in Ri chtung der Entwicklungswege massereicherer Sterne wesent lich durch Selek ti on
mitbestimmt, die hi er gleich zwei Ursachen
hat: E inerseits wird entsprechend dem uni ve rsellen M assenspektrum der Sterne die H äufigkeit zu größe ren M assen hin rasc h geringer.
Hinzu kommt, daß die Entwicklungsgeschwindigkeit mit wachsender Masse schnell so groß
wird, daß wir die Sterne bestenfalls erst nach
dem Abb iegen in die Kühlungsph ase zu fassen
bekomm en. Selbst die Z eitskal a im Bereich der
beobachteten ZPN von 104 bis 105 Jahren ist
astronom isch so unbedeutend klein, daß wir
solche Objekte praktisch kaum wahrnehmen
dürften. (M an beachte, daß etwa der Übergang
von H auptreih ensternen zu R oten Ri esen
schon bei 3 M G kaum mehr beobachtbar ist,
weil seine Zeitska la 10 7 Jahre " kl ein " geword en
ist. Prakti sch aussichtslos wird der Versuch
dann oberh alb 5 M G, wenn nämlich die Zeitskala des Übergangs von knapp 106 Jahren kleiner als 1/1 00 der Verweilze it dieser Sterne auf
der H auptreih e wird, wenn wir also von 100
Hauptrei henstern en dieses Abschnitts im Mittel wen iger als einen während seines Übergangs
zum Roten Ri esen erwarten können.) Offensichtlich kommen uns bei den Pl anetari schen
N ebeln glück liche Umstände zu Hilfe. Tatsächlich bekomm en wir nämlich ni cht nur deshalb
so vi ele dieser Objekte zusamm en, weil die
meisten massea rm en Sterne di ese Entwi cklungsph ase durch laufen , sondern vo r allem
deshalb, we il sie eine solch außergewöhnli ch
große Entdeck ungswa hrscheinlichkeit besitzen. So lassen ie sich zum einen durch die
große L euchtkraft der Hüllenemissionen noch
in großen Entfernungen, also in einem sehr
großen Raumvolumen nachweisen. Zum anderen lassen sie sich morph ologisch und/ oder
spektroskopi sch besonders leicht in systematischen Durchmusterungen identi fizieren, d. h.
von andersa rti gen Objekten unterscheiden.
Nie wü rden wir sonst eine solch ku rzlebi ge
Episode in dem Umfang erfassen können! Nun
verstehen wir auch , warum in den fortgeschrittenen Ph asen der PN -Entwick lung wiede r eine
Entdeckungslücke auft reten muß, obwohl uns
die nun rasch länger werdenden Entwick lungszeiten eine immer gr ößer werdende Anzahl beobachtbarer Objek te beschert: Jetzt nämli ch
wird mit wachsenden Ausmaßen der immer
größer we rd enden Hüllen, die letztlich in dem
umgebenden interstellaren M edium aufgehen,
ihre Entdeckungswa hrscheinli chkeit in große r
Reichweite so schnell kl einer , daß das erfaßbare Raumvolumen pl ötzlich auf kl einste Dimensionen zusammenschrumpft, und mit ihm die
Zahl beobachtbarer Objekte: Sie werden immer
zahlreicher, doch wir finden sie nicht mehr! Ab
nun gälte es, die um Größenordungen schwerer
identi fizierbaren Zentralstern e unter allen anderen Stern en herauszusuchen. Ihr L euchtkraftverlust läßt zudem das übersehbare Raumvo lumen noch weiter schrumpfen, bis nun allerdings wegen der allmählich über 10 8 Jahre
beachtlich groß werdenden E ntwicklungszeiten die Anzah l der Objekte so überwältigend
groß wird, daß wir sie selbst in der in zwischen
aufgezwungenen engsten Sonnenumgebung zu
Sterne und Weltraum 11 /1985
sehen beginne n, ja me hr noch , daß ihre Zah l
sogar wiede r stattli ch groß wird , we nn wir den
Objekten 109 und schließlich gar 10 10 Ja hre
Zeit geben , sich anzusammeln. - Die e rne ut
sinkende Zah l de r noch schwächere n, nunm e hr
imme r röte r we rde nde n "Weißen" Zwerge hat
ihre Ursache vermutlich in ein e r je tzt unaufhaltsa men Zuna hm e unse rer beobachtungsbedingten Unke nntni s.
chemische Anreicherung
kinetische Energie
Materiekreislauf
Nachd e m wir nun Planeta ri sche Ne bel mit
ih ren Zentralste rne n als kosm ische Plasmalaboratorien und als wichtige Station auf de m
Lebensweg de r Sterne kenne ngelernt habe n,
dürfen wir di ese Übersicht nicht abschließe n,
o hn e noch eine n dritte n Aspek t diese r Objekte
zu erwähnen. Diese r ste ht im Zusammenhang
mit der Frage nach de r H e rkunft des uns bekannten reichhaltigen Sortiments an che mische n E le mente n, die uns selbst und di e Dinge
un serer Umwelt aufbauen. He ute wissen wir,
daß in den Anfängen des heutigen Kosmos (unmittelbar nach de m Ereignis des Urknalls) nur
di e all erleichtesten Sorten e ntste he n konnte n.
Dies sind im wesentlichen nur Wasserstoff, H elium und ein wenig Lithium. Für di e Erzeugung beispielsweise des Kohle nstoffs, eines der
wichtigsten Bausteine von uns selbst und den
alltägli chen Dinge n unsere r Umwelt, müssen
ande re Mechani smen verantwortl ich sein. Diese jedoch könne n wir jetzt nur noch im Inne rn
de r Sterne find e n, in de m durch th e rmonukleare Reaktione n und langsa me m Ne utron eneinfang ein e Nukl eosynthese sta ttfinde t, und in
Supernova-Ereignissen , wä hrend derer vor alle m durch schnellen Ne utrone neinfang weitere
schwe re Elemente e rzeugt werden könne n.
Die wese ntliche Voraussetzung für e in en
funkti oni e re nd en Kreisla uf de r Materie ist nun
natürlich di e Rückgabe wenigstens eines Teils
der sy nthetisie rte n Atomsorten an den interstella re n Raum , um de n Sternen der nachfolgende n Generation zur Ve rfügung zu ste he n,
wenn sie sich durch Kontraktion a us diesem
Mate ri al bilde n. Hie rbei hat di e Natur unseren
Planetari sche n Nebeln eine gewichtige Roll e
zugeteil t, nachde m sie dafür geso rgt hat, da ß
be reits wä hrend de r Entwicklung im Stadium
de r Roten Ri esen - gena ue r wäh rend des Aufstiegs auf de m RGB und AGB - ein Teil des
synth etisie rten Mate rials a us de m Sterninnern
in äuße re Zonen transporti e rt wurde ("dredgeup"). Sie habe n bei di eser Aufga be Konkurre nz durch Supernovae, Novae und den Sternwind le uchtkräfti ge r Ste rne, vor allem Roter
Ri esen und Wolf-Rayet-Ste rn e. Für ein en Leist ungsvergleich dieser Materi e-Liefe rante n bezüglich Qualität und Quantität des Mate rials
benötigen wir viele, teilweise unsich er bekannte Pa ramete r wie Massenverlustraten, Le be nsda ue rn , Raumdichten und che mi sche Zusammensetzung des "recycling"-Materials. Wegen
ihre r kurzen Lebensdauer und ih rer Fähigkeit,
a uch schwe rste Atomso rten zu erze uge n, sind
für die chemische Zusammensetzung der
präsolaren inte rstellaren Wo lke, aus der vor
übe r vier Milliarden Jahre n unse r Sonnensystem entstand, a us de r also auch wir selbst geStern e und Weltraum 11 11 985
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Mischung
(Stellardynamik)
Bodensatz
Abb. 12: Kreislauf der Materie. An zwei Stellen dieses Kreislaufs werden schwerere chemische Elem ente
erzeugt. Diese gelangen durch verschiedene stellare Massenverlustmechanismen zurück ins interstellare Medium und bereichern dieses chemisch, während die degenerierten stellaren Endkonfigurationen
wie Weiße Zwerge (WZ), Neutronensterne (N) und Schwarze Löcher (SL) als "Bodensatz" zurückbleiben und an dem Kreislauf nicht m ehr teilnehmen (also nur noch zur stellaren Dynamik beitragen). Bezüglich Massenrückgabe und Umfang der Lieferung an leichteren synthetisierten Atomsorten spielen Planetarische Nebel und der Sternwind der Roten Riesen die wichtigste Rolle. - Bei der Sternentstehung durch Kontraktion der interstellaren Materie finden dann spätere Sterngenerationen ein chemisch
immer stärker angereichertes Material vor. Je größer die Masse der Sterne ist, desto schneller wird die
"Spirale der Sternentwicklung" durchlaufen. Beispielsweise verflossen bis zur Entstehung der Sonne für
Sterne mit nur 5 MG bereits 100 Generationen. Offensichtlich reichte die Z eit, um durch den vielzähligen Generationswechsel massereicherer Sterne nach umfassender Durchmischung auf einer kosmisch
langen Zeitskala den präsolaren Nebel so weit mit den synthetisierten Atomsorten anzureichern, die wir
heute in unserem Sonnensystem beobachten.
macht sind, unumstritten vor allem die massereichsten Sterne oberhalb viell eicht 7 Sonnenmassen (die also als Supernova enden) verantwortlich . Trotz noch umstrittener Details
obiger Parameter gilt es jedoch als wahrscheinlich , daß, auch wegen ih rer relativ gro ßen
Ra umdichte, die Gesamtheit de r Planetarischen Nebel he ute nicht nur de r größte MasseLi efe rant, sondern auch ein H a uptliefe rant
wichtiger leichte re r Elemente, vor allem des
Stickstoff und Kohl e nstoff, darstellt.
D
(Sch lu ß)
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