planetarische Nebel  
 

planetarische Nebel 

 
     
 
Beschreibung:
Planetarische Nebel sind eine Sonderform der Emissionsnebel: abgestoßene Gashüllen, die durch einen heißen Stern zum Leuchten angeregt werden.
Prominentes Beispiel hierfür ist der Ringnebel in der Leier (M 57). Der Abstoßungsprozess kann in mehreren Schüben erfolgen und durch Magnetfelder des Sterns einen symmetrisch strukturierten Nebel erzeugen.  		  Die Benennung der planetarischen Nebel geht auf den Astronomen Wilhelm Herschel zurück, der diese Nebel als kleine, blaugrüne Scheibchen entdeckte, die optisch zunächst dem von ihm entdeckten Planeten Uranus ähnlich sahen. Herschel erkannte zwar dass diese Nebel keine Planeten sind, behielt aber die irreführende Bezeichnung bei.
 
  Hier sind einige Beispiele für planetarische Nebel.  
 
     
Ringnebel (M 57) in der Leier.
Entfernung: 1900 Lichtjahre  
Durchmesser:70x150“  		   Hantelnebel (M 27)
Entfernung: 980 Lichtjahre
Durchmesser:350x960“		   Eulennebel (M 97) 
Entfernung: 1300 Lichtjahre
Durchmesser: 3,2´		   Eskimonebel (NGC 2392)
Entfernung: 5000 Lichtjahre
Durchmesser: 0,9´
 
 

Und die Supernova-Überreste, die früher auch als planetarische Nebel bezeichnet wurden. 

 

 

Die Bezeichnungen M1, M27, M57 gehen zurück auf den Katalog von Charles Messier (1730-1817).
NGC ist die Abkürzung für den New General Catalog, das Standardwerk für die meisten bekannten Himmelobjekte

 Krebsnebel (M 1)
Entfernung: 3900 Lichtjahre
Durchmesser:6x4´
 
  Verteilung:
Die planetarischen Nebel befinden sich in der Scheibe unserer Galaxie (Milchstraße), da ihre Entstehung mit dem Ableben von Sternen zusammenhängt.		  
 

Entstehung:
Es gibt zwei Prozesse:

  1. Supernova-Explosionen – Diese Nebel expandieren mit Geschwindigkeiten von 1000 bis 5000 km/sek. (siehe M1 und Cirusnebel)
  2. Abstoßung der äußeren Sternatmosphäre – hierbei treten Expansionsgeschwindigkeiten zwischen nur 20 und 50 km/sek auf. Der Stern, der eine Masse von 4 bis 5 Sonnenmassen hat, befindet sich in der instabilen Sternentwicklungsphase vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg.(Beispiele: M27, M57, M97 und NGC2392)
  
  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 Kelvin 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.  
  Die Heliumfusion ist sehr temperaturempfindlich und besitzt eine Fusionsrate, die proportional zur 40. Potenz der Temperatur ist. Daher verdoppelt sich die Reaktionsrate bei einer Temperaturerhöhung um nur 2 %. Das macht den Stern sehr instabil – eine kleine Erhöhung der Temperatur führt sofort zu einem erheblichen Anstieg der Fusionsgeschwindigkeit, die erhebliche Energien freisetzt, wodurch die Temperatur noch mehr steigt. Die Schichten, in denen gerade die Heliumfusion stattfinden, dehnen sich mit starker Geschwindigkeit aus. Die damit verbundene Oberfläche zum Abstrahlen der Energie vergrößert sich und führt zu einem Abkühlungsprozess. Dies wiederum lässt den Stern kontrahieren. Die damit verbundenen Pulsationsvorgänge können so stark sein, dass Teile der Hülle abgestoßen werden.  
  Das Gas der abgestoßenen Sternhülle dehnt sich anfangs mit einer Geschwindigkeit von 20 bis 50 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 – ein sichtbares Zeichen dafür, dass seine Oberflächentemperatur auf über 25.000 K ansteigt. 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.  
 
Größe und Dichte der Planetarischen Nebel:
Sie haben einen Durchmesser von bis zu 1 bis 2 Lichtjahren und bestehen aus extrem verdünntem Gas mit einer Dichte von rund 1.000 Teilchen pro Kubikzentimeter. Die höchste Dichte besitzen „junge“ planetarische Nebel mit bis zu einer Millionen Teilchen pro Kubikzentimeter. Im Laufe der Zeit führt die Ausdehnung des Nebels zur Verringerung seiner Dichte bis er nicht mehr sichtbar ist.		   Zusammensetzung der Nebel:
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.
 
  Zur besseren Beobachtung:
Beobachtenswert ist, dass durch die hochenergetische UV-Strahlung des Weißen Zwerges die Atome im Nebel stark ionisiert sind. Zum Beispiel sind die des Sauerstoffs häufig zweifach ionisiert (O III). Das bedeutet: der Nebel leuchtet in definierten Spektrallinien. Diese Tatsache wird vorteilhaft in den so genannten Nebelfiltern ausgenützt, die unter anderem die spezifisch Wellenlänge des O III durchlassen (UHC-Filter).		  
  letztes Update 7/2021