Ein Planetarischer Nebel ist ein astronomisches Objekt und besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seines Lebens abgestoßen wird. Er hat nichts mit Planeten zu tun. Seinen Namen hat er durch die früher angenommene Ähnlichkeit zu den Gasriesen. Planetarische Nebel "leben" meist nicht länger als ein paar zehntausend Jahre. Das scheint im ersten Moment viel zu sein, ist aber im Vergleich zu einem durchschnittlichen "Sternenleben", dass meist ein paar Milliarden Jahre dauert, sehr wenig. In unserer Galaxie sind rund 1.500 Planetarische Nebel bekannt.
Planetarische Nebel sind wichtige Objekte, da sie eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxie spielen. Da das herausgeschleuderte Material die interstellare Materie mit schweren Elementen(Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Kalzium) und anderen Reaktionsprodukten der Kernfusion anreichern. In anderen Galaxien sind Planetarische Nebel manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte, die genug Information hervorbringen um etwas über die chemische Zusammensetzung zu erfahren.
Durch das Hubble-Weltraumteleskops haben wir Aufnahmen von vielen Planetarischen Nebeln erhalten. Ein fünftel sind kugelförmig. Warum jedoch die Mehrzahl so komplexe und unterschiedliche Gestalten haben ist nicht genau bekannt. Mögliche Ursachen könnten Begleitsterne Sternwinde oder Magnetfelder sein.
Beobachtungsgeschichte
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 von Charles Messier 1764 entdeckt und wird in seinem Katalog mit dem Index M27 aufgeführt. Da die Aufnahmen der damaligen Teleskope eine sehr geringe Auflösung hatten, sah auf ihnen ein Planetarischer Nebel wie eine neblige Scheibe aus. Da auch Gasplaneten in solchen Teleskopen ähnlich aussehen, könnte dies der Grund sein, dass Wilhelm Herschel, der Entdecker des Uranus, ihnen das Adjektiv planetarisch gab. Das ist eine Bezeichnung die man bis heute beibehalten hat, auch wenn die Objekte nichts mit Planeten zu tun haben.
Die Zusammensetzung Planetarischer Nebel blieb unbekannt, bis in der Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten spektroskopischen Beobachtungen gemacht wurden. William Huggins war einer der ersten Astronomen, die das Lichtspektrum astronomischer Objekte studierten, indem er mit Hilfe eines Prismas ihr Licht zerstreute. Seine Beobachtungen von Sternen zeigten ein durchgehendes Spektrum mit ein paar darübergelegten dunklen Linien. Wenig später fand er heraus, dass einige neblige Objekte, wie der Andromedanebel ein ganz ähnliches Spektrum hatten. Diese Nebel stellten sich später als Galaxie heraus. Als er jedoch auf den Katzenaugennebel schaute, fand er ein ganz anderes Spektrum. Es war nicht kontinuierlich mit ein paar Absorptionslinien sondern es waren lediglich ein paar Emissionslinien. Die hellste Linie hatte eine die Wellenlänge 500.7 Nanometer. Dies stand in keinem Zusammenhang mit irgendeinem bekannten chemischen Element. Zuerst wurde angenommen es handle sich um ein unbekanntes Element, dass Nebulium genannt wurde. Eine ähnliche Idee führte bereits zur Entdeckung des Heliums 1868, als das Spektrum der Sonne analysiert wurde. Obwohl man bereits kurz nach der Entdeckung des Heliums im Sonnenspektrum es auf der Erde finden und isolieren konnte, fand man Nebulium nicht. Im 20. Jahrhundert schlug Henry Norris Russell vor, dass es sich nicht um ein neues Element handelte, dass die Wellenlänge 500,7 nm hervorrief, sondern eher ein bekanntes Element in unbekannten Verhältnissen.
In den 1920er zeigten Physiker, dass das Gas eine extrem niedrige Dichte hat. Elektronen können in den Atomen und Ionen metastabile Energielevel erreichen, die sonst bei höheren Dichten durch die ständigen Kollision kaum lange existieren können. Elektronenübergänge im Sauerstoff führen zu einer 500.7 nm Welle. Diese Spektrallinie, die nur in Gasen mit sehr niedrigen Dichten beobachtet werden können, werden verbotene Linien genannt. Spektroskopische Observationen haben also gezeigt, dass die Nebel aus extrem verdünntem Gas bestehen.
Wie weiter unten genauer beschrieben wird, ist das Zentrum Planetarischer Nebel sehr heiß, jedoch ist ihre Helligkeit sehr gering, was auf eine sehr geringe Größe hindeutet. Da nur ein Stern, der all seinen nuklearen Brennstoff verbraucht hat, zu so einer geringen Größe kollabiert, fing man an Planetarische Nebel als ein Teil der stellaren Evolution zu sehen. Spektroskopische Beobachtungen zeigten, dass sich alle Planetarischen Nebel ausdehnen. Also kam man auf die Idee, dass es die abgestoßenen äußeren Schichten eines sterbenden Sternes sind.
Gegen Ende des 20. Jahrhunderts, half die technologische Entwicklung die Planetarischen Nebel besser zu verstehen. Durch Weltraumteleskope konnten Astronomen auch emittiertes Licht außerhalb des sichtbaren Spektrums studieren, das auf Observatorien auf der Erde nicht beobachtet werden kann. Aus der Infrarot und Ultraviolettten Strahlung der Planetarischen Nebel kann man viel genauer die Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung bestimmen. Durch CCD Technologien konnte man viel präziser die Spektrallinien bestimmen und so auch extrem schwache Linien sichtbar zu machen. Planetarische Nebel die auf vom Erdboden einfache und regelmäßige Strukturen hatten, erhielten dank der hohen Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops extrem komplexe Gestalten.
Entstehung
Planetarische Nebel sind für viele Sterne das Ende ihres Lebens. Unsere Sonne ist ein sehr durchschnittlicher Stern und nur wenige Sterne wiegen wesentlich mehr als sie. Sterne mit einigen Sonnenmassen enden in einer dramatischen Supernovaexplosion, aber die mittelschweren und leichten enden mit der Erzeugung eines Planetarischen Nebels.
Ein typischer Stern wiegt weniger als die doppelte Sonnenmasse. Seine Energie erhält er aus seinem Kern in dem die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium abläuft. Sie verhindert, dass der Stern durch seine eigene Gravitation kollabiert. Dadurch bleibt er stabil und verbringt den größten Teil seiner Lebenszeit damit, friedlich zu scheinen.
Nach ein paar Milliarden Jahren, sind seine Wasserstoffvorräte verbraucht und der Kern kann die äußeren Schichten nicht mehr versorgen. Der Kern zieht sich zusammen und heizt sich auf. Zurzeit hat der Kern der Sonne eine Temperatur von 15 Millionen K, wenn sie jedoch keinen Wasserstoff mehr hat, wird die Kontraktion zu einer Aufheizung auf 100 Million K führen.
Wegen der sehr starken Temperatur des Kerns, dehnen sich äußeren Schichten enorm aus und kühlen sich dabei ab. Der Stern wird ein Roter Riese. Der Kern zieht sich weiter zusammen und wenn er eine Temperatur von rund 100 Millionen Kelvin erreicht, beginnt das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verschmelzen. Da es wieder zu einer Fusion gekommen ist, hört der Kern auf sich weiter zusammenzuziehen. Das fusionierende Helium formt schnell einen inaktiven Kern auf Kohlenstoff und Sauerstoff, der von einer Heliumfusionierenden Schale umgeben ist.
Heliumfusionen sind sehr Temperaturempfindlich, mit einer Reaktionsgeschwindigkeit, die proportional zu T40 ist. Das heißt wenn man die Temperatur nur um 2% erhöht, verdoppelt sich die Reaktionsrate. Das macht den Stern sehr instabil – Eine kleine Erhöhung in der Temperatur führt sofort zu einem erheblichen Anstieg der Reaktionsgeschwindigkeit, die erhebliche Energien freisetzt, wodurch die Temperatur noch mehr erhöht wird. Die Schichten in denen gerade die Heliumfusion stattfindet dehnen sich mit starker Geschwindigkeit aus und kühlen sich gleichzeitig ab, wodurch die Reaktion wieder herabgesetzt wird. Die Folge ist eine starke Pulsation, die manchmal stark genug ist, um die ganze Sternatmosphäre in den Weltraum zu schleudern.
Das Gas dehnt sich anfangs mit einer Geschwindigkeit von 20 bis 40 Kilometern pro Sekunde aus und hat eine Temperatur von etwa 10.000 Grad. Dieser vergleichsweise langsame Wind bildet die Hauptmasse des Nebels. In dem Maße wie der Stern nach und nach seine äußeren Hüllen verliert und den immer heißeren Kern freilegt, wechselt dessen Farbe von orange über gelb bis hin zu weiß und schließlich blau - ein sichtbares Zeichen, dass seine Oberflächentemperatur auf über 25.000 K ansteigt. Wenn die freigelegte Oberfläche rund 30.000 K beträgt, werden genügend hochenergetische ultraviolette Photonen ausgesendet, die die ausgeworfene Atmosphäre ionisieren. Die Wolke ist nun ein Planetarischer Nebel.
Lebenszeit
Die ausgestoßenen Gase der Planetarischen Nebels bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von einigen Kilometern pro Sekunde vom Zentrum weg. Sobald die Masse des Sterns nicht mehr ausreicht um die Temperatur auf ein Maß zu halten bei dem Heliumfusion fortgesetzt werden kann und da der Stern seine Energie wegstrahlt sinkt die Temperatur des Sterns. Eventuell wird er so stark abkühlen, dass er nicht mehr genügend ultraviolette Photonen ausstrahlt um die sich immer weiter vom Stern wegbewegende Wolke zu ionisieren. Aus dem Stern wird ein weißer Zwerg, der Wind der vom Stern kommt flaut volltständig ab und beim Gas kommt es zur Rekombination, dass dadurch unsichtbar wird. Für die meisten Planetarischen Nebel beträgt die Zeitspanne zwischen Formation und Rekombination ungefähr 10.000 Jahre.
Galaktische Recycler
Planetarische Nebel spielen eine sehr wichtige Rolle in der Entwicklung einer Galaxie. Das frühe Universum bestand vollständig aus Wasserstoff und Helium, aber durch die in Sternen ablaufende Nuklearfusion wurden auch schwerere Elemente erzeugt. Die Gase von Planetarischen Nebeln enthalten zu großen Teilen Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff mit denen sie die Interstellare Materie anreichern. Diese Elemente werden in der Astrophysik auch Metalle genannt.
Nachfolgende Sterngenerationen bestehen dann zu einem größeren Teil aus diesen schweren Elementen. Obwohl es ein sehr geringer Anteil an schweren Elementen ist, hat dieser doch einen Effekt auf seine Entwicklung. Deshalb unterteilt man die Sterne nach Population II Sterne, wenn sie kaum schwere Elemente haben und Population I Sterne, wenn sie einen höheren Anteil schwerer Elemente haben.
Eigenschaften
Physikalische Eigenschaften
Planetarische typischer Nebel bestehen aus etwa 70% Wasserstoff und 28% Helium. Der Rest ist hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren anderer Elemente. Er hat ein Durchmesser von rund einem Lichtjahr und besteht aus extrem verdünntem Gas mit einer Dichte von rund 1.000 Teilchen pro Kubikzentimeter (Das ist ungefähr eine Millionen Milliarden Milliarden dünner ist als die Erdatmosphäre). Die höchste Dichte haben junge Planetarische Nebel mit bis zu einer Millionen Teilchen pro Kubikzentimeter. Wenn der Nebel älter wird führt die Ausdehnung zur Verringerung seiner Dichte.
Der Stern im Zentrum heizt durch seine Strahlung die Gase auf eine Temperatur von rund 10.000 K auf. Entgegen den Erwartungen ist die Gastemperatur meist höher je weiter man vom Zentrum wegschaut. Das liegt daran, dass je energiereicher ein Photon ist, desto seltener wird es absorbiert und je weniger Energiereich es ist, desto eher neigt es dazu als erstes absorbiert zu werden. In den Randbereichen des Nebels sind bereits die geringenergetischen Photonen absorbiert worden und die übrig gebliebenen hochenergetischen Photonen führen dann zu der stärkeren Temperaturerhöhung.
Planetarische Nebel kann man entweder mit Materiebegrenzt oder Strahlungsbegrenzt beschreiben. Im ersteren Fall, ist so viel Materie um den Stern das alle UV Photonen, die emittiert, absorbiert werden und so der Nebel von neutralem Gas umgeben ist. Oder aber die Strahlung ist durch die Materie begrenzt. Hier werden genügend Photonen emittiert um das gesamte Gas des Nebels zu ionisieren.
Nebel die Regionen aus ionisiertem Wasserstoff enthalten nennt man Emissionsnebel. Sie werden so genannt, weil sie zum größten Teils aus Plasma bestehen, in den geladene Teilchen aus ionisiertem Wasserstoff (Protonen) und freien Elektronen vorkommen. Anders als durch einfaches Gas erhält der Nebel durch das Plasma charakteristische Eigenschaften wie Magnetfeld, Plasma Doppelschichten, Synchrotronstrahlung, Plasmainstabilitäten.
Anzahl und Vorkommen
Es existieren rund 1500 Planetarische Nebel in unserer Galaxie (Zum Vergleich es gibt 200 Milliarden Sterne in unserer Galaxie). Wenn man ihre sehr kurze Lebenszeit im Gegensatz zum gesamten Sternleben sieht wird dies verständlich. Man findet sie meist um die Ebene der Milchstraße mit der größten Konzentration im Galaktischen Zentrum. Man kennt nur ein oder zwei Fälle von Planetarischen Nebeln in Sternhaufen.
Vor kurzem hat eine Übersicht die Anzahl der Planetarischen Nebel drastische erhöht. Obwohl CCDs den Fotofilm in der modernen Astronomie bereits ersetzt haben, wurde sie aus Kodak Technical Pan Film zusammen mit einem hochqualitätsfilter für die Isolierung der hellsten Emissionslinien des Wasserstoffs, die bei fast jedem planetarischen Nebel zu finden sind, erstellt.
Gestalt
Im Allgemeinen haben Planetarische Nebel eine symmetrische und ungefähr Sphärische Gestalt, sie existieren jedoch auch in sehr unterschiedlichen und komplexen Formen. Ungefähr 10% sind stark bipolar und ein paar sind asymmetrisch. Eine ist sogar rechteckig. Woher die Formenvielfalt kommt ist nicht genau bekannt, vermutlich durch Gravitationswirkungen von Begleitersternen. Eine andere Möglichkeit wäre, dass Planeten den Materialfluss stören, wenn sich der Nebel formt. Im Januar 2005 wurde erstmals ein Magnetfeld um einen zentralen Stern zweier Planetarischer Nebel gefunden und man nahm an, dass dieses Feld teilweise oder vollständig für die außergewöhnliche Struktur verantwortlich ist.
aktueller Forschungsgegenstand
Ein Hauptproblem bei Planetarischen Nebeln besteht darin, dass man ihre Entfernung sehr schlecht bestimmen kann. Bei nahen Planetarischen Nebeln ist es möglich ihre Entfernung mit Hilfe der Parallaxe zu bestimmen. Danach kann man durch jahrelange hochauflösende Beobachtungen die Expansionsgeschwindigkeit des Nebels senkrecht zur Beobachtungsrichtung bestimmen und durch die Spektroskopische Analyse des Dopplereffekts erhält man auch die Expansionsgeschwindigkeit in Beobachtungsrichtung.
Die Erklärungen für so eine extreme Formenvielfalt sind ein sehr kontroverses Gesprächsthema. Es wird stark angenommen, dass es an den Wechselwirkungen des Materials liegt, dass sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten vom Stern wegbewegt. Dadurch könnten viele Beobachtete Formen erklärt werden. Andere Astronomen glauben, dass ein weiterer in der nähe befindlicher Stern mindestens für die komplexeren Planetarischen Nebel verantwortlich sein muss. Eine kürzliche Studie hat gezeigt, dass die meisten Planetarischen Nebel ein Magnetfeld besitzen, eine Tatsache, die schon lange angenommen wurde. Magnetische Kräfte mit Ionisiertem Gas könnten für die Form von einigen Planetarischen Nebeln verantwortlich sein.
Es gibt zwei Wege die Menge Metallen in Planetarischen Nebeln zu bestimmen. Beide hängen mit unterschiedlichen Spektrallinien zusammen. Jedoch weichen die Ergebnisse manchmal stark voneinander ab. Einige Astronomen meinen es könnte an Temperaturschwankungen in den Planetarischen Nebeln liegen. Andere meinen jedoch, dass diese Unterschiede zu groß sind, um sie mit diesem Temperatureffekt zu erklären und meinen statt dessen, dass es an kalten Gebieten mit sehr wenig Wasserstoff liegt, jedoch wurden solche Gebiete bisher nie beobachtet.
Bilder
Von den Abbildungen stellt lediglich das Bild des Ringnebels M57 ungefähr Farben dar, wie ein Mensch sie direkt wahrnehmen würde.
 |
 |
 |
 |
 |
 |