Planetarische Nebel

Planetarische Nebel
Planetarische Nebel
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Ein planetarischer Nebel ist ein astronomisches
Objekt und besteht aus einer Hülle aus Gas und
Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner
Entwicklung abgestoßen wird.
Der Name ist irreführend, denn ein solches Objekt
hat nichts mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung
stammt daher, dass diese Nebel typischerweise im
Teleskop ein ähnliches Aussehen wie Gasplaneten
aufweisen.
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Planetarische Nebel
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Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als
einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem
durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter
mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese
Zeitspanne sehr gering.
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Planetarische Nebel
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In unserer Galaxie, der Milchstraße, sind rund 1500
planetarische Nebel bekannt.
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Planetarische Nebel
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Mit dem Hubble-Weltraumteleskop wurden
Aufnahmen vieler planetarischer Nebel angefertigt.
Ein Fünftel der Nebel weist eine kugelförmige
Gestalt auf. Die Mehrzahl ist jedoch komplex
aufgebaut und weist unterschiedliche Formen auf.
Die Mechanismen der Formgebung sind noch nicht
genau bekannt. Mögliche Ursachen könnten
Begleitsterne, Sternwinde oder Magnetfelder sein.
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Planetarische Nebel
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Planetarische Nebel sind im Allgemeinen schwach
leuchtende Objekte und deshalb mit dem bloßen
Auge nicht beobachtbar. Der erste entdeckte
planetarische Nebel war der Hantelnebel im
Sternbild Fuchs. Er wurde 1764 von Charles Messier
entdeckt und wird in seinem Katalog mit dem Index
M 27 aufgeführt.
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Geschichte
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Da die optische Auflösung der damaligen Teleskope
relativ gering war, sah ein planetarischer Nebel
darin wie eine neblige Scheibe aus. Da Gasplaneten
einen ähnlichen Anblick boten, könnte dies der
Grund dafür sein, dass Wilhelm Herschel, der
Entdecker des Planeten Uranus, ihnen das Adjektiv
planetarisch gab. Diese Bezeichnung wurde bis
heute beibehalten.
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Geschichte
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Die Zusammensetzung
planetarischer Nebel blieb
unbekannt, bis in der Mitte
des 19. Jahrhunderts die
ersten spektroskopischen
Beobachtungen durchgeführt
wurden. William Huggins war
einer der ersten Astronomen,
die das Lichtspektrum
astronomischer Objekte
studierten.
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Geschichte
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Als Huggins den Katzenaugennebel beobachtete,
fand er ein Spektrum vor, welches lediglich einige
Emissionslinien aufwies. Die hellste Linie hatte eine
Wellenlänge von 500,7 Nanometern. Dies stand in
keinem Zusammenhang mit irgend einem
bekannten chemischen Element. Zunächst wurde
daher angenommen, es handle sich um ein
unbekanntes Element, das daraufhin den Namen
Nebulium erhielt.
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Geschichte
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In den 1920er Jahren wiesen Physiker nach, dass
das Gas in den planetarischen Nebeln eine extrem
niedrige Dichte besitzt. Elektronen können in den
Atomen und Ionen Energiezustände erreichen, die
sonst bei höheren Dichten nicht auftreten.
Elektronenübergänge im Sauerstoff führen zur bei
Planetarischen Nebeln beobachteten Emission bei
500,7 nm (grün).
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Geschichte
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Bis Anfang des 20. Jahrhunderts ging man davon
aus, dass planetarische Nebel die Vorstufen von
Sternen darstellen. Man glaubte, dass sich die Nebel
unter der eigenen Schwerkraft zusammenzögen und
im Zentrum einen Stern bildeten.
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Geschichte
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Spätere spektroskopische Untersuchungen zeigten
jedoch, dass sich alle planetarischen Nebel
ausdehnen. So fand man heraus, dass die Nebel die
abgestoßenen äußeren Schichten eines sterbenden
Sterns darstellen, der als sehr heißes, aber
lichtschwaches Objekt im Zentrum zurückbleibt.
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Entstehung
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Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines
durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne dar.
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Entstehung
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Ein typischer Stern weist weniger als die doppelte
Sonnenmasse auf. Seine Energie wird im Kern
erzeugt, in dem die Kernfusion von Wasserstoff zu
Helium abläuft. Der dadurch entstehende
Strahlungsdruck verhindert, dass der Stern durch
seine eigene Gravitation kollabiert. Es stellt sich ein
stabiler Zustand ein, der über Milliarden von Jahren
andauern kann.
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Entstehung
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Nach mehreren Milliarden Jahren sind die
Wasserstoffvorräte im Kern verbraucht. Der
Strahlungsdruck lässt nach und der Kern wird durch
die Gravitationskräfte komprimiert und heizt sich auf.
Die Temperatur im Kern steigt in dieser Phase von
15 Millionen auf 100 Millionen K an. Im Kern
fusioniert nun Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff.
In der „Schale“ um den Kern fusioniert Wasserstoff
zu Helium. Als Folge dehnt sich die Hülle des Sterns
stark aus, er tritt in das Stadium eines Roten Riesen
ein.
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Entstehung
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Die Schichten, in denen gerade die Heliumfusion
stattfindet, dehnen sich mit starker Geschwindigkeit
aus und kühlen sich dadurch wieder ab, wodurch
die Reaktionsrate wieder herabgesetzt wird. Die
Folge ist eine starke Pulsation, die manchmal stark
genug ist, um die ganze Sternatmosphäre in den
Weltraum zu schleudern.
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Entstehung
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Das Gas der Sternhülle dehnt sich
anfangs mit einer Geschwindigkeit
von 20 bis 40 Kilometern pro Sekunde
aus und besitzt eine Temperatur von etwa
10.000 K. Dieser vergleichsweise langsame
Sternwind bildet die Hauptmasse des Nebels. In
dem Maße, in dem der Stern nach und nach
seine äußeren Hüllen verliert und den immer
heißeren Kern freilegt, wechselt seine Farbe von
orange über gelb bis hin zu weiß und schließlich
blau.
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Entstehung
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Wenn die freigelegte Oberfläche rund 30.000 K heiß
ist, werden genug hochenergetische ultraviolette
Photonen ausgesendet, um das zuvor ausgeworfene
Gas zu ionisieren. Die Gashülle wird dadurch als
planetarischer Nebel sichtbar. Der Stern im Zentrum
hat das Stadium eines Weißen Zwerges erreicht.
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Physikalische Eigenschaften
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Typische planetarische Nebel sind zu etwa 70 %
Wasserstoff und 28 % Helium zusammengesetzt.
Den restlichen Anteil bilden hauptsächlich
Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren
anderer Elemente.
Sie haben einen Durchmesser von rund einem
Lichtjahr und bestehen aus extrem verdünntem
Gas.
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Die Gestalt Plantarischer Nebel
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Eigentlich sollten planetarische Nebel eine
symmetrische und ungefähr sphärische Gestalt haben.
Es existieren jedoch auch sehr unterschiedliche und
komplexe Formen. Ungefähr 10 % sind stark bipolar
ausgeprägt, einige sind asymmetrisch; ein Exemplar
ist – von uns aus gesehen – sogar rechteckig.
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Die Gestalt Plantarischer Nebel
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Die Ursachen der extremen Formenvielfalt sind
bislang nicht genau bekannt, sie werden derzeit
kontrovers diskutiert. Gravitationswirkungen von
Begleitersternen könnten dazu beitragen. Eine
andere Möglichkeit wäre, dass massereiche
Planeten den Materiefluss stören, wenn sich der
Nebel ausformt. Im Januar 2005 wurde erstmals ein
Magnetfeld um die zentralen Sterne zweier
planetarischer Nebel gefunden. Man nimmt an, dass
dieses Feld teilweise oder vollständig für die
außergewöhnliche Struktur verantwortlich ist.
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Die Entfernung Planetarischer Nebel
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Ein Hauptproblem bei der Erforschung
planetarischer Nebel besteht darin, dass man ihre
Entfernung nur schwer
bestimmen kann. Bei
relativ nahen planetarischen Nebeln ist die
Entfernungsbestimmung
mit Hilfe der Parallaxe
möglich.
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Bilder Planetarischer Nebel
Egg-Nebel im Schwan
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Bilder Planetarischer Nebel
Ringnebel in der Leier (M57)
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Bilder Planetarischer Nebel
Hantelnebel im Füchschen (M27)
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Bilder Planetarischer Nebel
Rotes Rechteck in der Kleinen Magellanschen Wolke
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Bilder Planetarischer Nebel
Schmetterlingsnebel im Skorpion
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Bilder Planetarischer Nebel
Eskimonebel in den Zwillingen
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Bilder Planetarischer Nebel
Rotten Egg Nebel im Sternbild Puppis
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Bilder Planetarischer Nebel
Blinking Planetary im Schwan
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Saturnnebel im Steinbock
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Bilder Planetarischer Nebel
Jupiters Geist in der Wasserschlange
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NGC 7027 im Schwan
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Bilder Planetarischer Nebel
Spirographennebel im Hasen
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Fragen ?
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