Planetarische Nebel sind astronomische Objekte, die hauptsächlich aus gasförmigen Materialien bestehen. Sie sind ausgedehnt und unscharf im Aussehen und zeigen im Allgemeinen ein gewisses Maß an Symmetrie. Der Nebel wird von einem zentralen Stern beleuchtet, der manchmal zu schwach ist, um gesehen zu werden. Obwohl ursprünglich mit Galaxien und Sternhaufen unter der Klasse der „Nebel“ gruppiert, wissen wir jetzt, dass Galaxien und Sternhaufen aus Sternen bestehen, während planetarische Nebel gasförmig sind. Planetarische Nebel wurden von Astronomen bereits im 18.Jahrhundert entdeckt, wobei vier planetarische Nebel 1784 in den Katalog der Nebel von Charles Messier aufgenommen wurden. Der bekannteste planetarische Nebel ist der Ringnebel im Sternbild Lyra (Abbildung 1), der im Sommer von der nördlichen Hemisphäre aus mit einem kleinen Teleskop leicht beobachtet werden kann. Der Begriff „planetarische Nebel“ wurde von William Herschel wegen ihrer offensichtlichen Ähnlichkeit mit den grünlichen Scheiben von Planeten wie Uranus und Neptun geprägt. Dies stellte sich als unglückliche Fehlbezeichnung heraus, da planetarische Nebel nichts mit Planeten zu tun haben.

Abbildung 1: Hubble-Weltraumteleskopbild von NGC 6720, dem Ringnebel (Bildnachweis: NASA and Space Telescope Science Institute).

• 1 Physikalische und spektrale Eigenschaften von planetarischen Nebeln
• 2 Planetarische Nebel als Phase der Sternentwicklung
• 3 Morphologie von planetarischen Nebeln
• 4 Entdeckung und Verbreitung von planetarischen Nebeln
• 5 Chemie von planetarischen Nebeln
• 6 Referenzen
• 7 Siehe auch

Physikalische und spektrale Eigenschaften von planetarischen Nebeln

Planetarische Nebel haben typischerweise einen Durchmesser von einem Lichtjahr und dehnen sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 20-50 km pro Sekunde aus. Die Dichte in den Nebeln ist sehr gering und reicht von mehreren hundert bis zu einer Million Atomen pro Kubikzentimeter. Solche Bedingungen sind besser als jedes Vakuum, das man auf der Erde erreichen kann. Die Temperatur des Gases im Nebel beträgt etwa 10.000 Grad Celsius, und die Zentralsterne planetarer Nebel gehören mit Temperaturen im Bereich von 25.000 bis über 200.000 Grad Celsius zu den heißesten Sternen im Universum. Die Zentralsterne sind auch sehr leuchtend, normalerweise hunderte bis tausende Mal leuchtender als die Sonne. Aufgrund ihrer hohen Temperaturen strahlen sie jedoch hauptsächlich im ultravioletten Bereich und sind im sichtbaren Licht oft schwach.

Die Spektren planetarer Nebel unterscheiden sich grundlegend von denen von Sternen. Anstelle einer kontinuierlichen Farbe von Rot nach Blau wie bei der Sonne werden die Spektren planetarer Nebel von diskreten Emissionslinien dominiert, die von Atomen und Ionen emittiert werden. Im Gegensatz zu Sternen, deren kontinuierliche Spektren ihnen ein zusammengesetztes weißes Aussehen verleihen, haben planetarische Nebel eine reiche Farbvielfalt. Einige Beispiele für starke Emissionslinien sind die rote Linie von Wasserstoff und die grüne Linie von doppelt ionisiertem Sauerstoff (O ++). Diese hellen Emissionslinien werden vom Zentralstern angetrieben, der die Energiequelle für den gesamten Nebel ist. Ultraviolettes Licht, das vom Zentralstern emittiert wird, wird von Atomen im Nebel abgefangen und in sichtbare Linienstrahlung umgewandelt. Zuerst entfernt das ultraviolette Licht Elektronen aus dem Atom (in einem Prozess namens Photoionisation). Die freigesetzten Elektronen rekombinieren dann entweder mit dem Ion und emittieren eine Rekombinationslinie oder kollidieren mit anderen Atomen und Ionen, um die Emission einer kollisional angeregten Linie zu verursachen. Aufgrund der Bedingungen niedriger Dichte Atomlinien, die im Allgemeinen unter Bedingungen hoher Dichte wie im Labor auf der Erde unterdrückt werden, aber unter den Bedingungen niedriger Dichte planetarer Nebel erzeugt werden können. Diese „verbotenen Linien“ (von denen die sauerstoffgrüne Linie ein Beispiel ist) sind in planetarischen Nebeln sehr prominent und machen sie zu idealen Laboratorien für das Studium der Atomphysik (Aller 1991).

Planetarische Nebel gehören zu den wenigen Klassen von Himmelsobjekten, die im gesamten elektromagnetischen Spektrum von Radio bis Röntgen stark strahlen. Radiokontinuumstrahlung wird von der ionisierten Gaskomponente der Nebel emittiert. Die molekularen und Festkörperkomponenten tragen zur Strahlung im Infrarot- und Submillimeterwellenbereich bei (siehe Abschnitt unten). Der optische Bereich wird von Atomlinienemissionen aus ionisiertem Gas dominiert. Eine Millionen-Grad-Blase aus Gas extrem niedriger Dichte, die durch den wechselwirkenden Windprozess erzeugt wird, erzeugt Emissionen im Röntgenbild.

Planetarische Nebel als Phase der Sternentwicklung

Obwohl die Existenz planetarer Nebel seit über 200 Jahren bekannt ist, wurde ihr Ursprung erst vor relativ kurzer Zeit verstanden. 1956 schlug der russische Astronom Josif Shklovsky vor, dass planetarische Nebel Objekte in den späten Stadien der Sternentwicklung darstellen und Nachkommen roter Riesen und Vorläufer weißer Zwerge sind (Shklovsky 1978). Diese Hypothese wurde von U.S. die Astronomen George Abell und Peter Goldreich schlugen 1966 vor, dass die Nebel die ausgestoßenen Atmosphären roter Riesen darstellen und dass die Zentralsterne Überreste von roten Riesenkernen sind. Der physikalische Grund für den Auswurf war jedoch nicht bekannt. 1970 stellte der polnische Astronom Bohdan Paczynski fest, dass die Zentralsterne planetarer Nebel Kerne asymptotischer Riesenzweigsterne sind (eine Art sehr alter roter Riesen) und dass sie Energie durch nukleare Verbrennung von Wasserstoff in einer Hülle über dem Kern erzeugen (Paczynski 1970). Die von Paczynski berechneten Evolutionsspuren, die durch weitere Berechnungen des deutschen Astronomen Detlef Schönberner (Schönberner 1981) erweitert wurden, definieren den genauen Pfad der planetarischen Nebelentwicklung im Schema der späten Stadien der Sternentwicklung.Das Problem des Nebelauswurfs wurde 1978 gelöst, als die kanadischen Astronomen Sun Kwok, Chris Purton und Pim FitzGerald den Ursprung der Nebel auf die Sternwinde asymptotischer riesiger Aststerne zurückführten und zeigten, dass die schalenartige Struktur der Nebel das Ergebnis eines „Schneepflugeffekts“ der Kollision zweier Sternwinde ist. Dieses „interacting winds model“ wurde häufig verwendet, um die morphologische Struktur planetarer Nebel zu modellieren (Balick &, 2002). Unser derzeitiges Verständnis ist, dass Sterne, die mit Massen im Bereich des 1- bis 8-fachen der Sonnenmasse geboren wurden, sich durch das planetarische Nebelstadium entwickeln werden. Da diese Sterne etwa 95% der gesamten galaktischen Sternpopulation ausmachen, sind planetarische Nebel, nicht Supernovae, das endgültige Schicksal der meisten Sterne. Eine ausführlichere Beschreibung unseres modernen Verständnisses von Ursprung und Entwicklung planetarer Nebel finden Sie in diesem Buch.

Abbildung 2: Der protoplanetarische Nebel Cotton Candy Nebula (IRAS 17150-3224) im Sternbild Skorpion, beobachtet vom Hubble-Weltraumteleskop (Bildnachweis: Sun Kwok, Bruce Hrivnak und Kate Su).

Planetarische Nebel sind sich schnell entwickelnde Objekte. Von dem Zeitpunkt an, an dem der Stern den asymptotischen Riesenzweig verlässt, bis zu dem Zeitpunkt, an dem er den verfügbaren Wasserstoffbrennstoff ausbrennt und allmählich zu einem weißen Zwerg verblasst, beträgt die Gesamtzeit mehrere zehntausend Jahre. Da typische Lebensdauern von Sternen in Milliarden von Jahren gemessen werden, stellen planetarische Nebel daher eine kurze Ruhmphase gegen Ende des Lebens eines Sterns dar. Der Übergang vom asymptotischen Riesenzweig zum Beginn der Photoionisation, d. H. Wenn die Temperatur des Zentralsterns 25.000 Grad erreicht, beträgt etwa mehrere tausend Jahre. Während dieser Phase leuchtet der Nebel nicht durch Linienemission, sondern nur durch reflektiertes Licht vom Zentralstern. Objekte in dieser Übergangszeit, bekannt als „protoplanetare Nebel“ (Abbildung 2), stellten ein fehlendes Glied in unserem Verständnis der planetarischen Nebelentwicklung dar. Proto-planetarische Nebel wurden erst in den 1980er Jahren entdeckt und die Beobachtungen dieser Objekte liefern dringend benötigte Informationen über die morphologische, dynamische und chemische Entwicklung planetarer Nebel.

Morphologie planetarer Nebel

Abbildung 3: Der bipolare Nebel NGC 2346 im Sternbild Monoceros (Bildnachweis: NASA and Space Telescope Science Institute).

Planetarische Nebel haben eine Vielzahl von morphologischen Strukturen, was sie nicht nur schön anzusehen, sondern auch schwierig zu verstehen macht. Die hohe Empfindlichkeit und das Auflösungsvermögen des Hubble-Weltraumteleskops haben unsere Sicht auf planetarische Nebel erheblich erweitert (siehe Bilder in Kwok 2001). Obwohl viele planetarische Nebel schalenartige Strukturen aufweisen, die denen des Ringnebels ähneln, zeigen einige schmetterlingsartige Strukturen mit einem Paar bipolarer Lappen (Abbildung 3). Andere bekannte bipolare planetarische Nebel sind NGC 6302 in Scorpius, Hubble 5 in Sagittarius, NGC 6537 in Sagittarius usw. Gegenwärtig wird angenommen, dass die bipolaren Lappen durch einen kollimierten Sternwind mit hoher Geschwindigkeit erzeugt werden, obwohl der physikalische Ursprung der gerichteten Natur dieses Windes nicht verstanden wird. Astronomen glauben nun, dass die Umwandlung von einer kugelförmigen in eine bipolare Form sehr schnell erfolgt, wahrscheinlich innerhalb eines Zeitraums von mehreren hundert Jahren.

Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops haben ergeben, dass viele planetarische Nebel mehrere Schichten haben, und diese werden als „Schalen“, „Kronen“ und „Halos“ bezeichnet. Computermodellierung (Steffen & Schoenberner 2006) hat gezeigt, dass diese Mehrfachschalenstrukturen die dynamische Folge wechselwirkender Winde (siehe vorherigen Abschnitt) sowie der sich ändernden Photoionisationseffekte des sich entwickelnden Zentralsterns sind. Andere kleinere morphologische Strukturen umfassen Bögen, Ringe, Jets, Ansaen und mehrere Lappen und spiegeln wahrscheinlich die episodische und / oder richtungsändernde Natur der Sternwinde wider (Abbildung 4).

Abbildung 4: Kreisförmige konzentrische Bögen sind um den planetarischen Nebel NGC 6543 zu sehen (Bildnachweis: NASA and Space Telescope Science Institute).

Die reichhaltigen morphologischen Strukturen planetarer Nebel legen nahe, dass komplexe dynamische Prozesse am Werk sind, die z. B. Auswurf, Kollimation und Präzession beinhalten. Ein besseres Verständnis der physikalischen Mechanismen hinter diesen morphologischen Strukturen wird Astronomen helfen, weiter entfernte Phänomene wie aktive galaktische Kerne zu verstehen.

Entdeckung und Verteilung von planetarischen Nebeln

Planetarische Nebel werden normalerweise anhand ihres Emissionslinienspektrums identifiziert. Die jüngsten Entdeckungen neuer planetarischer Nebel sind das Ergebnis von bildgebenden Untersuchungen der Galaxie mit einem schmalbandigen Filter um die Ha-Linie von Wasserstoff (Parker et al. 2006). Dadurch können Emissionsnebel leicht von Sternen getrennt werden. In der Milchstraße sind ungefähr 2.500 planetarische Nebel katalogisiert, aber aufgrund der Verdunkelung des galaktischen Staubs und der Unvollständigkeit der Vermessungen wird erwartet, dass die Gesamtbevölkerung etwa das Zehnfache dieser Zahl beträgt. Aufgrund spektraler Ähnlichkeiten können planetarische Nebel mit anderen Emissionslinienobjekten wie HII-Regionen (Nebel, die mit jungen Sternen assoziiert sind), symbiotischen Sternen oder Novae verwechselt werden (beide sind Ergebnisse der Doppelsternentwicklung). Die meisten planetarischen Nebel in der Milchstraße sind um die galaktische Ebene verteilt, da ihre Vorläufer von einer stellaren Population mittlerer Masse abstammen.

Da das Licht von planetarischen Nebeln in Emissionslinien konzentriert ist, können sie auch in weit entfernten Galaxien leicht von Sternen unterschieden werden. Tausende von planetarischen Nebeln wurden jetzt in externen Galaxien bis zu 100 Millionen Lichtjahre entfernt katalogisiert. Planetarische Nebel wurden ausgiebig als Standardkerzen verwendet, um das Alter und die Größe des Universums zu bestimmen (Jacoby 1989). Durch die Verfolgung der Geschwindigkeitsmuster planetarer Nebel in Galaxien können Astronomen auch die Verteilung der dunklen Materie in Galaxien kartieren.

Chemie planetarer Nebel

Die optischen Spektren planetarer Nebel zeigen Emissionslinien vieler schwerer Elemente, von denen viele durch Kernprozesse während der vorhergehenden asymptotischen Riesenzweigphase synthetisiert wurden. Planetarische Nebel gelten daher als wichtige Akteure bei der Ausbreitung schwerer Elemente in der Galaxie. Jüngste Beobachtungen mit Infrarot- und Millimeterwellenteleskopen haben ergeben, dass planetarische Nebel neben Atomen auch Moleküle und Festkörperteilchen enthalten. Tatsächlich emittieren einige planetarische Nebel den größten Teil ihrer Energie aus ihrer Festkörperkomponente in Form von Ferninfrarotstrahlung. Gasphasenmoleküle können durch ihre Rotations- oder Schwingungsübergänge und Festkörperteilchen durch ihre Gitterschwingungsmoden identifiziert werden. Interessanterweise enthalten planetarische Nebel komplexe organische Verbindungen mit aromatischen und aliphatischen Strukturen ( Abbildung 5). Ein Vergleich der Spektren planetarer Nebel in verschiedenen Entwicklungsstadien zeigt, dass diese Verbindungen über Zeitskalen in der Größenordnung von Hunderten von Jahren schnell synthetisiert werden (Kwok 2004). Wie solche organische Materie hergestellt wird und welche Auswirkungen sie (z. B. auf das Sonnensystem) auf die Verteilung in der gesamten Galaxie hat, sind Themen von hohem aktuellem Interesse.

Abbildung 5: Der planetarische Nebel NGC 7027 in Cygnus ist einer von vielen kohlenstoffreichen planetarischen Nebeln, die reich an molekularen Inhalten sind, einschließlich komplexer organischer Verbindungen (Kredit: R. Ciardullo).

• Aller, LH (1991) Atome, Sterne und Nebel (3. Auflage), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, A (2002) Formen und Formen planetarer Nebel, Ann. Rev. Astr. Astrophysiker. 40, 439

• Jacoby, G (1989) Planetarische Nebel als Standardkerzen. I – Evolutionsmodelle, Astrophys. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) Der Ursprung und die Entwicklung planetarer Nebel, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, S (2001) Kosmische Schmetterlinge, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok, S ( 2004) Die Synthese organischer und anorganischer Verbindungen in entwickelten Sternen, Nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) Evolution einzelner Sterne. I. Stellare Evolution von der Hauptsequenz zum Weißen Zwerg oder Kohlenstoffzündung, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q et al. (2006) Der Macquarie / AAO / Strasbourg Ha Planetary Nebula Katalog: MASH, Mon. Nicht. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Schönberner, D (1981) Späte Stadien der Sternentwicklung – Zentralsterne planetarer Nebel, Astr. Astrophysiker. 103, 119

• Shklovsky, I (1978) Stars: Their Birth, Life, Death, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, M Schönberner, D (2006) Hydrodynamische Interpretation grundlegender Nebelstrukturen, in IAU Symposium 234: Planetary Nebulae in Our Galaxy and Beyond, Hrsg. M.J. Barlow & R.H. Méndez, S. 285

Siehe auch

Die Hubble Heritage-Website enthält Hubble-Weltraumteleskopbilder einer Reihe von planetarischen Nebeln.