Planetarische Nebel
Planetarische Nebel
Die Bezeichnung „Planetarischer Nebel“ stammt von der Beschreibung, die der Astronom William Herschel gegen Ende des 18. Jahrhunderts von diesen Objekten lieferte. Sie erinnerten ihn nämlich mit ihrer grünlichen Farbe an die Planeten Uranus und Neptun. Die Bezeichnung wurde zwar beigehalten, doch wissen wir heute längst, dass diese Objekte nichts mit Planeten gemeinsam haben.
Ursprung:
Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne dar. 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.
Man schätzt, dass es allein in unserer Galaxis zwischen 10.000 und 100.000 planetarische Nebel gibt; bisher sind über 1500 solcher Objekte verzeichnet. Sie sind nicht nur sehr spektakulär anzusehen, sondern auch insofern von Bedeutung, als sie die Zusammensetzung des interstellaren Mediums beeinflussen.
Eigenschaften:
Planetarische Nebel haben kein Eigenleuchten, sondern verdanken ihr Licht dem Weißen Zwerg, der sich in ihrem Inneren bildet. Dieser Stern, dessen Oberflächentemperatur 20.000 bis 30.000°C beträgt, regt mit seiner UV-Strahlung den umgebenden Nebel zum Leuchten an. Das Licht des planetarischen Nebels wird somit fast ausschließlich in Form von Emissionslinien ausgesandt.
Aus dem Studium der Spektren kann man auf die chemische Zusammensetzung dieser Objekte schließen: sie bestehen aus Wasserstoff (70%), Helium (28%), Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff (zusammen 2%). Andere Elemente, wie Neon, Schwefel, Natrium und Argon, kommen nur in Spuren vor.
Die Temperatur im Inneren eines solchen Nebels liegt bei rund 10.000°C, während die Dichte sich zwischen einigen Atomen/cm³ im Zentralbereich und ca. 100.000 Atomen/cm³ in den äußeren Schichten bewegt.Die kleinsten planetarischen Nebel haben nur etwa ein 1/100 der Sonnenmasse und einen Radius von ca. 5/100 Lichtjahren, während die größten dieser Objekte eine Sonnenmasse haben und mehrere Lichtjahre messen können.
Die Ausmaße eines planetarischen Nebels hängen vom Alter ab. Da sich diese Objekte immer weiter ausdehnen, werden sie mit der Zeit so dünn, dass sie sich nach 30.000 bis 50.000 Jahren völlig auflösen und nicht mehr beobachtbar sind.
Ursprung:
Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne dar. 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.
Man schätzt, dass es allein in unserer Galaxis zwischen 10.000 und 100.000 planetarische Nebel gibt; bisher sind über 1500 solcher Objekte verzeichnet. Sie sind nicht nur sehr spektakulär anzusehen, sondern auch insofern von Bedeutung, als sie die Zusammensetzung des interstellaren Mediums beeinflussen.
Eigenschaften:
Planetarische Nebel haben kein Eigenleuchten, sondern verdanken ihr Licht dem Weißen Zwerg, der sich in ihrem Inneren bildet. Dieser Stern, dessen Oberflächentemperatur 20.000 bis 30.000°C beträgt, regt mit seiner UV-Strahlung den umgebenden Nebel zum Leuchten an. Das Licht des planetarischen Nebels wird somit fast ausschließlich in Form von Emissionslinien ausgesandt.
Aus dem Studium der Spektren kann man auf die chemische Zusammensetzung dieser Objekte schließen: sie bestehen aus Wasserstoff (70%), Helium (28%), Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff (zusammen 2%). Andere Elemente, wie Neon, Schwefel, Natrium und Argon, kommen nur in Spuren vor.
Die Temperatur im Inneren eines solchen Nebels liegt bei rund 10.000°C, während die Dichte sich zwischen einigen Atomen/cm³ im Zentralbereich und ca. 100.000 Atomen/cm³ in den äußeren Schichten bewegt.Die kleinsten planetarischen Nebel haben nur etwa ein 1/100 der Sonnenmasse und einen Radius von ca. 5/100 Lichtjahren, während die größten dieser Objekte eine Sonnenmasse haben und mehrere Lichtjahre messen können.
Die Ausmaße eines planetarischen Nebels hängen vom Alter ab. Da sich diese Objekte immer weiter ausdehnen, werden sie mit der Zeit so dünn, dass sie sich nach 30.000 bis 50.000 Jahren völlig auflösen und nicht mehr beobachtbar sind.
Ringnebel in der Leier (M57)
Man geht davon aus, dass es sich bei den planetarischen Nebeln um ein Übergangsstadium vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg handelt. Es sind dies zwei Phasen, die typische Sterne mit einer relativ geringer Masse durchmachen, wenn der Brennstoff in Ihrem Inneren zur Neige geht, durch den sie für lange Zeit im Gleichgewicht der Hauptreihe bleiben konnten. Während der Zeit als Roter Riese macht ein Stern Phasen von großer Instabilität durch, in denen der Kern sich immer mehr zusammenzieht. Dadurch erhöht sich die Temperatur im Kern, worauf der Stern sich enorm ausdehnt und seine äußeren Gasschichten abstößt. Wenn dieser Masseverlust (0,1 bis 0,2 Sonnenmassen) mit einem Schlag erfolgt, so entsteht ein kugelförmiges Gebilde, der so genannte planetarische Nebel
© Matthias Voß