Planetarische Nebel 06.06. u 09.11.13
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Planetarische Nebel Astronomische Vereinigung Rottweil 6. Juni und 9. November 2013 Herbert Haupt AVR / IAS Zimmern o.R. Planetarische Nebel ... ... sind die faszinierendsten Himmelsobjekte Planetarischer Nebel: Definition „Ein Planetarischer Nebel ist ein Emissionsnebel, der aus einer expandierenden leuchtenden Schale aus ionisiertem Gas und aus Staub besteht, die während der Asymptotischen-Riesen-Ast-Phase von sonnenähnlichen Sternen gegen Ende ihres Lebens ausgestoßen wurden.“ Planetarische Nebel 1. 2. 3. 4. 5. Inhalt Sichtbarkeit Historie Grundmechanismus, Hertzsprung-Russell-Diagram (HRD) Helligkeit der Zentralsterne Strukturen Planetarischer Nebel - Sphärische, elliptische Form - Ring, Torus, Tonne - Bipolare Nebel, Multischalen-Strukturen - Asymmetrische, chaotische Struktur - PNe mit Doppelstern im Zentrum 6. Projektionseffekte 7. Massenverlust des sterbenden Sterns 8. Beleuchtung / Anregung der PNe 9. Liste heller Planetarischer Nebel 10. Zusammenfassung Sichtbarkeit der PNe Erster entdeckter Planetarischer Nebel: Hantel-Nebel (Charles Messier 1764 M 27) Kein PN ist mit freiem Auge sichtbar! Hellste Nebel: - Hantel-Nebel mit 7,4m - Helix-Nebel mit 7,3m Und Farben sieht man leider auch nicht! Nur zu identifizieren über Farbfilter am Teleskop Historie (1) 1764 Charles Messier: Entdeckung des 1. PN (Hantel-Nebel M27) 1785 Wilhelm Herschel: „Planetarischer Nebel“, da Aussehen wie bei dem von ihm entdeckten Planeten Uranus Aber keinerlei Bezug zu Planeten! 1864 William Huggins: PNe haben kein Sternspektrum (Kontinuum mit Absorptionslinen) sondern einzelne Emissionslinien!! Hellste Linie bei 500,7 nm: in irdischen Labors unbekannt „neues Element Nebulium“ Anfang 20. Jh. Henry Russell: nicht neues Element, sondern bekanntes unter ungewöhnlichen Bedingungen 1928 Ira Bowen: in extrem dünnen Gasen können Elektronen lange in metastabilen Zuständen bleiben, bis „verbotener“ strahlender Übergang, statt Energieabgabe durch Stöße Historie (2) Erst gegen Ende des 20. Jahrhunderts: Satellitenteleskope außerhalb der Erdatmosphäre - Bilder im IR, UV und Röntgen-Bereich - hohe Auflösung im Optischen Temperaturen, Dichten, Elementhäufigkeiten Auflösung komplexer Strukturen, zudem genauer: Ausdehnungsgeschwindigkeit Entfernung (oft schwierig) extrem komplexe Morphologien der PNe Relative Durchlässigkeit der Erdatmosphäre HRD für eine und 20 Sonnenmassen Entstehung des Planetarischen Nebels im Bereich des AGB Helligkeit Radius 100 Rsol Horizontalast 1 Rsol L ~ R2 T4eff blau: Lebenslinie der Sonne 100.000 K KW IAA Tübingen 0.01 Rsol 10.000 K Temperatur Planetarische Nebel: Grundmechanismus 1 • Gegen Ende eines Sonnen-ähnlichen Sterns ist der Brennstoff im Kern (erst H, dann He) verbraucht. Die Fusion erlischt, der Kern kühlt ab und wird dichter. • Zunächst noch Schalenbrennen 2. Aufblähen zum Roten Riesen Asymptotischer Riesenast (AGB) • He- und H-Schalenbrennen im Wechsel: H-Fusion liefert He-Nachschub • He-Brennen ist extrem temperaturabhängig: ~ T~40 !! z.B. T 1,05 T L 7 L durch Hitze und Druck hohe Reaktionsrate Ausdehnung, dadurch Abkühlung Stopp der Reaktion Kontraktion und gravitative Aufheizung Wieder Anspringen des He-Brennens Pulsieren von Sternhülle und abströmenden Material Planetarische Nebel: Grundmechanismus 2 • Die Pulsationen und die starken Sternwinde treiben die gravitativ nur noch schwach gebundenen äußeren Schichten weg, immer tiefere Schichten werden freigelegt der Sterndurchmesser nimmt ab • Der heiße Kern wird zunehmend entblößt: zunächst reicht die Temperatur seiner äußeren Hülle nur zur Reflexion seines Lichts an den ausgestoßenen Gasen Protoplanetarischer Nebel • Ab etwa 30.000 K ionisiert seine UV-Strahlung das abdriftende Gas Planetarischer Nebel! • Farben je nach Gasart: Hα: rot (656 nm), N II: rot (658 nm), S II: rot (673 nm) O III: blaugrün (501 nm), Hβ: blau (486 nm), He: blau (447 nm) Helligkeit der Zentralsterne der PNe Zentralsterne sind für Beobachter und Fotografen meist sehr unscheinbar! Und das, obwohl deren Oberflächentemperatur sehr hoch ist und damit pro Fläche viel Energie abgestrahlt wird: L ~ T4 Aber: • Die Oberfläche schrumpft auf dem Weg vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg drastisch: von > 10.000 Fsonne ~ 0.0001 Fs!! • der Hauptteil der Energie wird im unsichtbaren UV abgegeben • z.T. sind die Sterne noch von Gas-/Staubhüllen umgeben Weiße Zwerge kühlen wegen ihrer hohen Dichte (~ 1 Tonne/cm3) und der kleinen Oberfläche nur sehr langsam aus Es gibt noch keine Schwarzen Zwerge, da Tmin > 3.000 K!! Planetarische Nebel: Strukturen (1) • Nur ein Fünftel der PNe hat eine in etwa kugelförmige Struktur, wie ihre Erzeugersterne Beispiele: Abell 39 im Herkules NGC 6781 im Adler Lo 17 PN G356.8-11.7 „der ideale PN“ in Sgr OAMP.Fr Die 3 Bilder zeigen einen nahezu perfekt-kreisförmigen Ring mit einer schwachen diffusen äußeren Hülle monochromatisch: Hα - N II - O III PN ngc 2438 beim OH M46 Carsten Jacobs IAS PN (~2900 LJ) liegt vor dem Offenen Sternhaufen M 46 (~5400 LJ) PN ngc 2438 in Puppis D. Lopez NASA 2001 Helligkeit Nebel/Stern: 10,8/17,7m Tiefe Aufnahme: Hof aus leuchtendem atomarem Gas mit 4,5 LJ Ø, aus früherer Aktivität spätere Auswürfe stoßen gegen die langsameren früheren Schocks Planetarische Nebel: Strukturen (2) • Die übrigen PNe haben z.T. sehr komplexe Morphologien: häufig achsen- oder punktsymmetrisch Mögliche Ursachen: - schnelle Rotation des Sterns? - Pulsationen des Sterns mit mehreren Ausstoßphasen - starke stellare Winde - Schockfronten, wenn schnelles junges Material auf altes trifft - Magnetfeld des Sterns Jets - Akkretionsscheibe um den Stern Jets - stellarer Begleiter, dessen Umlauf-Achse evtl. zudem nicht mit der Rotationsachse des Sterns übereinstimmt - Wechselwirkung mit interstellarem Medium: bei Differenzgeschwindigkeit Asymmetrie Viele komplexe Strukturen sind noch nicht voll verstanden Planetarische Nebel: Strukturen (3) Hinzu kommt: Das Erscheinungsbild ist enorm abhängig von der Blickrichtung, aus der wir den Nebel betrachten! Beispiele: Eulen-Nebel Schmetterlingsnebel M 2-9 Elliptische Planetarische Nebel • In etwa rotationssymmetrisch um die Längsachse • Z.T. mit Knotenauswürfen in Achsenrichtung • Die schnellen Post-AGB-Winde schieben die Hüllen aus den langsamen Winden der AGB-Phase zusammen Schockfronten PN NGC 3242: Jupiters Geist in Hya HST 2012 Entfernung: ~ 2500 LJ Größe: 24´´x16´´ (40´´x35´´) Außen-Ø: ~ ½ LJ Helligkeit Nebel / Stern: 7,7m / 12,1m Alter: 1700 Jahre rot: 658 nm - N II grün: 656 nm - Hα blau: 502 nm - O III Heller Ring: extrem schnelle Sternwinde (2.400 km/s) des WZ (90 kK) treffen auf langsame Winde aus AGB-Phase: Schockfronten Elliptische Form nach Modellrechnungen durch Braunen Zwerg verursacht, der vor 4.000 Jahren eng um den Zentralstern lief? PN NGC 6826: Blinkendes Auge HST 1996 Entfernung 2.200 LJ in Cyg Größe: 27´´x 24´´ 0,22 x 0,2 LJ Helligkeit: 8,8m Extrem heißer Zentralstern: 10,2m? Schnelle Sternwinde schieben äußere Hülle aus früherer Phase zusammen Schockfront Rote Flier: ultraschallschnell oder stationär? B. Balick NGC 6826 Sehr schwacher äußerer Halo, aus erster Rote-Riesen-Phase (?): 3-Winde-Szenario 1950´s First Palomar Sky Survey IC-418 Spirograph-Nebel HST 1999 Entfernung : ~ 2...3.000 LJ in Lepus Ø ~ 0,2 LJ Helligkeit Nebel / Stern: 9,3/10,2m rot: N II-Gas außen, am kühlsten grün: Hα blau: O III, nahe Stern, am heißesten Wellige Strukturen noch unklar, evtl. da der Stern innerhalb von Stunden unvorhersehbar veränderlich chaotische Winde Ringe, Toroide, Tonnen PN IC5148 in Grus D. Willasch IAS Namibia „Vom Ersatzreifen zur himmlischen Blüte!“ Entfernung: 2900 LJ, Ø ~ 2,2´, Ausdehnung: > 50 km/s Helligkeiten: Nebel ~12m, Zentralstern ~16m Zweischalen-Struktur in Hα und OIII, Ring und Helix in NII Ringnebel M 57 Optisch HST 2006 Entfernung: 2300 LJ Ausdehnung: 19 km/s Ø ≈ 1,3 LJ ≈ 2´ Alter: ~ 20.000 Jahre Helligkeiten: - Nebel: 9,3m - Stern: 15,8m Äquatorialer Torus, um 30° geneigt Ringnebel in der Leier M57 AVR Peter Knappert Äußere rote Schalen: IR-Emission des molekularen Wasserstoffs H2 Er wurde in früheren Phasen ausgestoßen (Siehe auch NASA APOD 20.04.2012) Eulen-Nebel M97 in UMa Johannes Schedler IAS Ø ~ 2 LJ, Ausdehnung: ~ 40 km/s, Helligkeit: Nebel / Stern 9,9m /16m Masse Nebel / Stern: 0,15 / 0,7 Ms, Alter ~ 6000Jahre Der Nebel hat evtl. die Struktur einer dicken Tonne, wobei die „Augen“ die Enden der Tonne (ohne Material) sind? Helix-Nebel ngc 7293 HST optisch Helix-Nebel ngc 7293 in Aqr Dieter Willasch IAS Helix nur fotografisch erkennbar (Hα), nicht visuell (OIII) Entfernung 650 LJ, Ring-Ø ~ 2 LJ (16´x28´) aber Strukturen bis 4 LJ vom Zentralstern Alter: ~ 10.600 Jahre Helligkeit: 7,3m Zentraler WZ: 13m Helix-Nebel im IR Spitzer 2007 blau: 3,6-4,5 μm Knotenstränge = molekularer H2 grün: 5,8-8 μm rot: 24 μm Gas/Staub, zuletzt ausgestoßen, innerster Ring = Staubscheibe um den Stern (Reste von Kometen und Planeten) Beleuchtung / Anregung eines PN durch den Zentralstern (1) Einflüsse: 1. Temperatur der freigelegten Sternschichten: • < 30.000 K Reflexion an Gas-/Staubschichten: PPN Spektrum: Stern-“Kontinuum“ • > 30.000 K Anregung der Gase: Planetarischer Nebel! Spektrum: Linienemission 2. Dichteprofil des Nebels: • geringe Dichte: (schwacher) Nebel wird gleichmäßig angeregt • höhere Dichte: starke Absorption von innen her: - hohe Energien am schnellsten absorbiert Emissionslinien nehmen schnell ab - weiter außen noch reflektiertes Licht - noch weiter außen: IR des Sterns heizt den Staub auf noch dessen Wärmestrahlung (IR / Radio) Beleuchtung / Anregung eines PN durch den Zentralstern (2) 3. Geschwindigkeitsprofil von Gas-/Staubpartikeln: Absorbierte Lichtquanten übertragen Energie und Impuls Teilchen werden infolge Mehrfach-Absorption nach außen immer schneller Daraus: Infos über Dichte, Masse, Größe des Nebels PN ngc 2440 Insekten-Nebel: helles Zentrum HST 1999 Entfernung: 4000 LJ in Puppis Der farbenfrohe „Letzte Hurra“ eines Sternes wie die Sonne! Im Zentrum: einer der heißesten Weißen Zwerge mit ~ 200.000 K und knapp 1 Ms PN ngc 2440 in Puppis HST 2007 Vom Stern ausgestoßenes Material: blau: He blaugrün: O rot: N und H Entfernung: ~ 4000 LJ Größe: ~ 1,2 LJ ≈ 1,2“ Helligkeit: 17,7m Chaotische Struktur (multipolar): der sterbende Stern hat in Perioden Material in verschiedene Richtungen ausgestoßen, auch Staub in z.T. vom Stern wegweisenden dunklen Streifen Massenverlust (1) Ausstoß von Gas und Staub in mehreren Perioden Mögliche Ursachen: a) auf dem ersten Riesenast - beim Aufblähen während H-Schalenbrennen - an dessen Spitze beim Helium-Blitz b) auf dem AGB-Ast: Pulsationen (Durchmesser, Temperatur) durch - κ-Prozess: Pulsieren wegen Opazitäts-/Temperatur-Änd. - wechselweises H-/ He-Schalenbrennen - He-Blitze in später AGB-Phase thermische Pulse periodisch alle 10...100.000 Jahre, Dauer < 1000 Jahre - finalen He-Blitz wiedergeborener Stern Ausstoßgeschwindigkeit mit ~ 10-20 km/s „langsame Sternwinde“ Massenverlust (2) Die thermischen Pulse u. ä. halten so lange an, bis die Restmasse des sterbenden Sterns nicht mehr die Zündbedingungen des H- bzw. He-Schalenbrennens erreicht: Grenzmasse bei etwa 0,6 Ms - etwas abhängig von der Metallizität des Sterns - aber unabhängig von Geburtsmasse (0,8 ... 8 Ms) Alle Weißen Zwerge haben etwa dieselbe Masse Restmasse der H-Hülle des Sterns dann nur noch ~ 0,01 Ms Ab hier nimmt durch das Abblasen der Resthülle über schnelle Sternwinde der Radius rapide ab bei gleichzeitigem Freilegen immer heißerer Kernschichten. Deren Strahlung beschleunigt die Winde und regt die zuvor abgeworfenen Hüllen zum Leuchten an PN! Protoplanetarer Eier-Nebel CLR 2688 in Cyg HST 2006 ~ 3000? LJ entfernt Ø ~ 1 LJ; 13,5 m Staubtorus blockiert Sicht auf Zentralstern Staub/Gas-Schalen außen reflektieren Sternlicht Proto-PN Schalen durch periodische Burst alle paar hundert Jahre Ausdehnung mit 20 km/s Eskimo-Nebel ngc2392 Johannes Schedler IAS 5.000 LJ entfernt in Gem 0,6 LJ Ø (äußere Hülle) Größe: 50´´ Alter: 10.000 Jahre Helligkeit Nebel/Stern: 9,1/11m Zentralstern: ~ 1 Ms Mehrere Ausstoßphasen Schockfronten Äußere schnelle Filamente bis 1 LJ: Flier = Fast low ionisation emission region Saturn-Nebel ngc 7009 in Aqr HST 1996 Entfernung 2.000 ... 4.000 LJ Größe: - äußere Schale: 41´´x35´´ Ø ~ 0,2 ... 0,4 LJ - innen: 25´´x17´´ Helligkeit Nebel / Stern: 8 / 11,5 m Bipolare Struktur mit Halo, Jets, Mehrfachschalen, Henkeln, kleinskaligen Filamenten und Knoten grün: O III Katzenauge ngc6543 Capella Observatory Entfernung: 3.000 LJ, im Drachen Heller Innenteil: 23´´x 17´´ - Alter: ~ 10.000 Jahre Äußere Filamente: Ø > 4´(~ 5 LJ) - Alter: 50-90.000 Jahre Helligkeit Nebel/Stern: 8,1/~20 m Zentralstern doppelt!? Galaxie ngc6552 (50 Mio LJ) Katzenaugen-Nebel: Zentralbereich HST 1994 und Chandra 2001 Innere Struktur: - WW des Sternwinds mit dem ausgestoßenen Material sind Hauptgrund für helle Bereiche Röntgenemission - Sternwind hat die innere Blase ausgehöhlt und an den Enden durchbrochen Katzenaugen-Nebel NGC 6543 HST Zentralstern ist Teil von Doppelstern: O-Typ + ...? Akkretionsscheibe durch Massenaustausch Polarjets, rammen durch äußere Blasen: Richtung ändert sich wegen Präzession Weiter außen: elf konzentrische Ringe, gleichmäßig abgestoßen während der AGB-Phase, alle paar 100 Jahre? PNe mit Doppelsternen im Zentrum ... sind mindestens so häufig wie mit Einzelsternen • Sterne kreisen relativ weit umeinander kaum Effekte • oder enge Binärsysteme - kurze Umlaufzeiten: < 3 Tage, meist < 1 Tag - in Post-Common-Envelope-Phase - mit Massentransfer Akkretionsscheibe um einen Stern evtl. polare Jets Die Akkretionsscheibe kann durch Wechselwirkung mit dem Partner präzedieren Jets ändern ihre Aussttoßrichtung Achsen- Punkt-Symmetrie PN Shapley 1 (in Norma, ESO 2011) Entfernung: ~ 1.000 LJ Ø ~ 0,3 LJ ↔ 1,1 arcmin Helligkeit Nebel/Stern: 12,6/14m Doppelstern mit Weißem Zwerg, Umlauf = 2,9 d Wir blicken parallel zur Achse, Schwerkraft-WW mit Begleiter: Hüllen bevorzugt in ÄquatorNähe abgeblasen Torus um Doppelstern Heißer WZ regt den Gastorus zum Leuchten an Südlicher Ring-Nebel ngc 3132 Dieter Willasch IAS ~ 2000 LJ entfernt in Vela, ½ LJ Ø (1,4´x0,9´) vHülle = 20 km/s ~ 4000 Jahre alt Ein heißer (~100kK) Weißer Zwerg (15,8m) regt seine abgestoßenen Hüllen zum Leuchten an (L ~ 9,9m) nicht sein 10m-heller Begleiter in 1300 AE Abstand Leuchtende Gase: rot: N II, blaugrün: O III PN ngc 3132: zentraler WZ mit hellem Begleiter HST 1998 Weißer Zwerg des PN neben hellem Begleiter sichtbar Struktur aus überlagerten Ringen und querliegenden Staubfilamenten ist noch nicht verstanden! Hantelnebel M 27 in Vul Werner Roßnagel IAS-N Entfernung: 1400 LJ, Helligkeit Nebel / Stern: 7,4m /13,5m 8´x 5,7´, Ø ≈ 3 LJ,, Ausdehnung > 40 km/s Alter ~ 10.000 Jahre Zentralstern: 85.000 K heißer O7-Stern mit 17m-Begleiter Hantel-Nebel M 27 Bill Snyder APOD Hα: Hantel OIII: Ellipse und Halo Gasmassen: innen ionisiert, außen Torus von neutralem Gas Knoten: aus früherer Phase der PN-Entwicklung PN HFG1 in Cas Wechselwirkung mit Interstellarem Medium NAOA Arizona PN erzeugt durch vorkataklysmisches Binärsternsystem V664Cas, das mit 30...60 km/s durchs ISM pflügt Schockbogen Hinten: Schweif von zurückgelassenem Material, bis 100.000 Jahre alt blau: O III rot: Hα PN ngc 5189 in Musca Dieter Willasch IAS Namibia Entfernung: 3000 LJ in Musca Helligkeit Nebel / Stern: 10,3m / 20m Größe: 2,3´, Ausdehnung: ~ 10 km/s Biaxialer bipolarer Materialausfluss Ursache für komplexe Struktur: unsichtbarer Begleiter, der die Sternachse präzedieren lässt?? ngc 6537: Rote-Spinne-Nebel in Sgr HST 2001 Entfernung: ~4000LJ, Größe: 0,6´x0,4´, Helligkeit PN/Stern: 11,6/11,8m Annahme: 2. Stern durchmischt das vom extrem heißen WZ abströmende Gas: v ~ 2...4.000 km/s, ungleichmäßig Schockfronten Leuchten PN Minkowski 2-9 in Oph HST 1997 Entfernung: ~ 1200 LJ Größe: 115´´ x 18´´ (~ 0,6 x 0,1 LJ) Helligkeit: 14,7m; Alter: 1200 J Enges Binärsystem aus „sonnenähnlichem“ Rotem Riesen auf dem Weg zum Weißem Zwerg und kleinerem Stern, der wohl in die expandierende Atmosphäre des RR eintauchte WW schuf den Nebel PN Minkowski 2-9 in Oph Präzedierende Jets 1989 - 2007 Enges Binärsystem im Zentrum: Begleiter saugt Material vom Roten Riesen ab Akkretionsscheibe bipolare Jets parallel Scheibenachse Jets treffen von innen auf Gasloben zusätzliche Anregung (Hα, O III) Die Akkretionsscheibe präzediert wegen WW mit dem Roten Riesen (Periode ~ 120 Jahre) zeitliche Veränderung der Jets und Flecken Der schnelle Sternwind (~ 1000 km/s) bläst über die Scheibe in die Stundenglas-förmigen dünnen Loben und formt sie PN Minkowski 2-9 in Oph Blick auf den PN in Achsenrichtung: Min 2-9 erscheint so als „sphärischer“ Nebel Animation: Simulated flyaround, Autor: Garret min Siehe: Wikipedia – the free encyclopedia: Planetary Nebula Min 2-9 PN ngc 1535 in Eri: Kleopatras Auge Adam Block Arizona Entfernung: > 1500 LJ Größe: ~ 0,7´ Ø Helligkeit Nebel / Stern: 10,5m / 12 m C. A. Clayton: nahezu sphärisch? nein bipolare Struktur etwa in Sichtlinie (wie Min 2-9) Ursache: dichter Materiering in der Äquatorebene des Sterns kollimiert bipolare Sternwinde Stundenglas-Nebel MyCn 18 in Mus HST 1996 8.000 LJ entfernt in Musca Größe: 0,4´x0,4´ Helligkeit: 13m junger PN rot: N II grün: Hα blau: O III Heller Innenteil: kein Ring, sondern „Kartoffel“ mit abweichender Symmetrieachse Binärsystem im Zentrum Zentralstern klar „off-center“ Ätz-Strukturen in den Stundenglas-Wänden PN ngc 1514 in Tau NASA/STScI 2010. Entfernung: 600 ... 1000 LJ? Ø ~ 2 arcmin Helligkeit Nebel/Stern: 11/9,4 m Nebel hell im O III-Bereich: - Innenschale mit zwei Paar bipolaren Blasen Ausdehnung mit 25 km/s - sehr dünne Außenschale Zentralstern: sehr enges Binärsystem aus A-Stern und O-Subzwerg Umlauf in nur 9h 50min ...wenigen Tagen in gemeinsamer Hülle Ausgeworfenes Material von beiden Sternen? Anregung des Nebels durch den heißen O-Subzwerg ngc 1514: Struktur im IR optisch: vor allem O III M. Ressler et al. STScI IR (WISE): b/g/r = 4,6/12/22 μm Innen: jüngere O III-reiche Emissionen Außen: ältere dünne Gas/Staub-Schicht, in die sich Sanduhr-artige schnelle Winde (Jets) - vom Subzwerg erzeugt - ausdehnen Wo sie auf die Staubhülle stoßen, entstehen Ringe von aufgeheiztem Staub, die im IR strahlen (~ 160 K), Ø ~ 0,6 LJ, Abstand ~ 0,2 LJ PN MyCn 18: Struktur J. O´Connor et al., JB Obs. Zwei-Winde-Modell: Prinzipielle Stundenglas-Form erklärbar durch Wechselwirkung des schnellen Sternwindes und der ionisierenden Strahlung vom freigelegten heißen Sternkern mit dem langsamen Wind aus der AGB-Phase Die Volumen-Emission fällt mit dem Abstand vom Zentrum: ~ 1/r2 Zwei-Winde-Modell • PN wird geformt durch Wechselwirkung stellarer Winde • ISW-Modell (Interacting Stellar Winds: Kwok 1978) - AGB (asymptotic Giant Branch) 10...50 km/sec, log dM/dt = -7 ... -4 - post-AGB 2000 km/sec, log dM/dt = -10 ... -7 • Nebelschale 25 km/sec • Anwendung: sphärisch-symmetrische PN • für asphärische PN: Annahme, dass AGB-Wind bevorzugt in Äquatorialebene abströmt (Kahn & West 1985) Roter Rechteck-Nebel HD 44179 HST 2004 Bipolarer Gas- und Staubausfluss, von der Seite gesehen (Doppelkegel), wegen Doppelstern im Zentrum Rote Farbe durch Kohlenwasserstoffe PPN: 18.000 J alt, 2.300 LJ entfernt in Mon Doppelstern verdeckt durch Staubscheibe „Leitern“ als Folge von episodischem Ausstoß alle paar hundert Jahre PN Flemimg 1 bzw. Hen 2-66 ESO 2012 + IAAT innere Hülle/Scheibe: ~ O III knotige Jets: ~ Hα Im Zentrum Doppelstern aus engem Paar Weißer Zwerge mit 0,5...0,9 Ms und 0,7...1,0 Ms , Umlauf nur 1,2 Tage!! Gas von einem strömte zum anderen über Akkretionsscheibe, die wegen Partner in Präzessionsbewegung versetzt wurde aus den Polen schießende Gasjets in ständig schwankende Richtungen gelenkt, aber punktsymmetrisch, Länge > 9 LJ 8.000 LJ entfernt in Cen, Alter: Jets 10-16.000 Jahre, PN 5.000 Jahre PN Fleming 1: Funktion des Doppelsternsystems Künstlerische Darstellung zum Aufbau des Doppelsternsystems: Die Ausrichtung der Akkretionsscheibe schwankt unter dem Einfluss der Gravitation der beiden Sterne und damit auch die Richtung, unter dem die Materiestrahlen, die Jets, ausgesandt werden. Materieausstoß bei Instabilitäten der Akkretionsscheibe SuW 03-2013: T. Althaus Stingray Nebel: jüngster bekannter PN Hen-1357 ... war vor 40 Jahren noch ein nicht sichtbarer Proto-PN: der AGB-B1-Überriese war noch nicht heiß genug, um das abgestoßene Gas zu ionisieren! Erst 1994 als PN entdeckt (Hubble – M. Bobrowski) rot: N II - grün: O III - blau: 18.000 LJ entfernt in Ara Helligkeiten: - Stern / Begleiter: 15 /17 m - Nebel: 10,8m Größe: Ø nur ~ 0,16 LJ Gasblasen durch den Begleiter mitgeformt Heißer Wind des Sterns erzeugt Schocks und bläst Löcher in die Blasen Ameisen-Nebel Menzel 3 in Nor HST 2001 Entfernung ~ 8000 LJ, Helligkeit 13,8m, Größe 50´´x12´´ Radius: ~ 1 LJ, radial expandierend mit ~ 50 km/s Bipolare Struktur durch engen Begleiter in gemeinsamer Hülle oder/und aufgewickelte Magnetfelder des rotierenden Sterns PNe-Strukturen und Magnetfelder 2001 A. Frank: In der Sternendphase entkoppelt die Rotation von Kern und Hülle Magnetfelder beider Komponenten verdrillen und verstärken sich Auswurf folgt diesen Linien 2005 S. Jordan et al: kGauss-Magnetfelder in Zentralsternen von vier PNe entdeckt, A&A 432 (2005) 273 [astro-ph/0501040] Magnetfelder wichtig für viele PN-Strukturen 2005 Noam Soker: Felder eines Einzelsterns reichen nicht für die Strukturbildung aus, die Hauptrolle liegt im Binärsystem 2005 S. Huggins et al.: Magnetfelder können lokale Filamente erzeugen 2008 A. Frank: Ein Einzelstern-Dynamo schafft nicht genug Energie und Drehmoment, bei einem Doppelstern eher möglich Noch viele Fragen offen Chaotische Nebel PN ngc 6210 in Her HST 2010 Entfernung: 6.500 LJ, Helligkeit Nebel/Stern: 9,5/13m Äußere Strahlen: heiße bipolare Winde, die Löcher in die älteren Multischalen getrieben haben rot: O II blau: O III grün: OIII rot: OII rot: Hα Zentrum: Ø ~ 0,5 LJ (14“) PN ngc 7026 in Cyg HST 2012 „Swan and butterfly“ oder „Cheeseburger“ Entfernung: ~ 6500 LJ Größe: ~ 45´´ Helligkeit Nebel/Stern: ~ 11/14m Ausdehnung prop. R Alter: ~ 800 Jahre äquatorialer Toroid rot: Hα, N II grün: Sternlicht blau: O III PN ngc 7026: Gittermodell D. Clark et al., 2012 Aus spektroskopischen Messungen: 3 Loben- / 4 Knoten-Paare, bipolar mit bikonischem Ausflusskegel und äquatorialer Verdickung (EDE) Grobschätzung: Optische Dichte eines PN Annahmen für einen mittleren PN: • Gesamtmasse von ausgestoßenem Gas und Staub: 1 Sonnenmasse = 2 x 1033 g • Fläche des PN: 1 LJ2 = 1026 km2 = 1036 cm2 mittlere Flächendichte der Säule längs der Sichtlinie: ρs = 2 x 1033 g/1036 cm2 = 0,005 g/cm2 oder: ρ ~ 100 Teilchen/cm3 Die Materiemenge längs der ganzen Säule von 1 LJ Tiefe entspricht 2 cm irdischer Luftsäule!! Das kann man nur sehen, wenn das Gas vom Zentralstern angeregt wird Beobachtung von Planetarischen Nebeln Name, Bezeichnung Sternbild mag Größe Z-Stern Typ Doppelst. mag Helix, NGC 7293 Aqr 7,3 28´x16´ 13,6 Helix DS Hantel, M27 Vul 7,4 8´x5,7´ 14 Torus DS Fleming 1 Cen 7,6 2´/ Jets 4´ bipolar DS Jupit. Geist, NGC 3242 Hya 7,7 24´´x16´´ 12,1 elliptisch DS? Saturn-N., NGC 7009 Aqr 8,0 41´´x35´´ 11,5 bipolar NGC 6572 Oph 8.1 36´´x24´´ 13,6 multipolar Katzenauge, NGC 6543 Dra 8,1 23´´x17´´ 20 bipolar DS? Blink. Auge, NGC6826 Cyg 8,8 27´´x24´´ 11/12 elliptisch Rotes Rechteck Mon 9,0 ? - Multikelch DS Eskimo-N., NGC 2392 Gem 9,1 50´´ Ø 11 2-Schalen Südl. Ring-N. NGC 3132 Vel 9,2 1,4´x0,9´ 15,8 Torus DS Ring-N., M57 Lyr 9,3 2´ Ø 15,8 Torus Spirograph-N., IC-418 Lep 9,3 0,2´Ø 10,2 elliptisch Und immer IR-Sperrfilter weglassen!! Beobachtung von Planetarischen Nebeln Name, Bezeichnung Sternbild mag Größe Z-Stern Typ Doppelst. mag Schildkröte, NGC 6210 Her 9,5 20´´x13´´ 13 chaotisch Eulen-N., M 97 UMa 9,9 3,3´ Ø 16 Tonne Kl. Hantel-N., M76 Per 10,1 5´ Ø 16,6 2-Ringe DS? Kleop. Auge, NGC 1535 Eri 10,5 0,7´ Ø 12 bipolar NGC 2438 vor OH M46 Pup 10,8 1,3´ Ø 17,7 sphärisch Stingray-Nebel Ara 10.8 2´ Ø 15/17 multipolar DS Tau-Nebel, NGC 1514 Tau 11 2´ Ø 9,5 2-Schalen DS NGC 7026 Cyg 11 45´´ 14,2 bipolar Rote Spinne, NGC 6537 Sgr 11,6 36´´x24´´ 11,8 bibipolar DS Shapley 1 Nor 12,6 1,1´ Ø 14 Torus DS Stundenglas-N. MyCn18 Mus 13 25´´ Ø ? bipolar DS Eier-Nebel, CLR 2688 Cyg 14 30´´x15´´ ? bipolar DS Minkowski 2-9 Oph 14,7 2´x0,3´ ? bipolar DS Und immer IR-Sperrfilter weglassen!! Planetarische Nebel ... haben ein farbenfrohes, aber kurzes Leben ... dehnen sich sehr schnell aus, mit bis über 50 km/s und verflüchtigen sich in ein paar 10.000 Jahren im Weltraum ... haben eine enorme Bedeutung für die Entwicklung von Galaxien und Sternen: sie geben Materie an das interstellare Medium zurück, angereichert mit schwereren Elementen, die in der AGB-Phase durch Nukleosynthese erbrütet wurden Quelle des Lebens!! Zum Schluss: Was sind das??... Zum Schluss: Was sind das??... Als Esoteriker wüsstet Ihr: ... „Gottes Augen“!! Gottes Auge am Himmel? Als Hobby-Astronomen beobachten wir, was sich da oben so tut. Oder werden wir gar selbst beobachtet? Wieder so ein Auge, das auf uns gerichtet ist! Na, rührt sich da nicht unser Gewissen und fragt sich, ob wir diesem prüfenden Blick standhalten können. Allerdings: dieser Blick wurde ausgesandt vor etwa 8.000 Jahren. Der konnte also uns noch nicht gegolten haben. Und wenn er doch etwas zu Bestrafendes erkennen sollte: bis die Antwort zurückkommt dauert es nochmal 16.000 Jahre. Wohl etwas spät für dieses unser irdisches Leben. Und was ist, wenn wir für akzeptabel durchgehen aber irrtümlich bereits in der Hölle schmoren? Wenn dann die Entlastung kommt, haben wir schon 16.000 Jahre umsonst gebrutzelt. Gottes Auge am Himmel? Also, mit dieser Art himmlischen Gerechtigkeit ist es wohl nicht so weit her, trotz der Größe des Auges von mehr als einer Billion Kilometern. Ergo, Ihr müsst wohl mental und körperlich selbst auf Euch aufpassen. Und falls es Euch bei Glatteis zu heftig auf den Boden setzt: 112 anrufen, statt auf Hilfe von diesem Auge warten! Danke fürs Mitdenken Literatur (1) • Rainer Töpler: Planetarische Nebel verstehen und beobachten • Wikipedia: u.a. Stingray Nebula, Planetary Nebulae, Roter Riese, AGB-Stern, PN Minkowski 2-9 • James B. Kaler: Stars (darin Spectra) • SuW 12/2011, S.16-17: Shapley 1 – ein kosmischer Gasring • SuW-ASTROnews 27.02.2012: Abschiedsvorstellung einer sterbenden Sonne • SuW 08.11.2012: Planetarischer Nebel mit zwei Weißen Zwergen (PN Fleming-1) • ESO/IAAT-Pressemitteilungen 08.11.2012: Doppelstern in Fleming1 (H. Boffin: Foto; T. Rauch: Auswertung mit neuem Computermodell) • S. Jordan, K. Werner, S. O´Toole: Discovery of magnetic fields in central stars of PNe, A&A 432 (2005) 273 Literatur (2) • • • • • • • • • Ch. Reimers: Mass loss by inhomogeneous AGB-winds A. Frank: Heavenly light show explained, Rochester Review 2001,63 A. Dan et al., Stargazer Observatory: PN NGC 1514 ... M. Ressler et al.: Discovery of infrared rings in PN NGC 1514, The Astronomical Journal 140 (2010) 1882 www.oamp.fr/people/trung/lo17pres.html J. O´Connor et al.: The hypersonic bipolar knotty outflow ... from MyCn18, The Astrophysical Journal,531:336-344, 01.03.2000 P. Huggins, S. Manley: Filaments as possible signatures of magnetic fields in PNe, arXiv:astro-ph/0503681 Spektrum.de 16.09.2013 - Jan Osterkamp: Magnetfeld pumpt Gaswolken um Sternsenioren Lothar Singer: 86 helle Planetarische Nebel nördlich von -30° Nebel-Größen: Umrechnungsfaktoren Bezogen auf eine Entfernung von 1000 Lichtjahren: - 1° entspricht 17,5 LJ ≈ 18 LJ - 1´ 0,292 LJ ≈ 0,3 LJ - 1´´ 0,00486 LJ ≈ 0,005 LJ Allgemein: 1 LJ = 9,467 ∙ 1012 km = 63.130 AE
