Beobachtungstipp im August 2007

Im Jahre 1779 richtete der Franzose Antoine Darquier sein dreizölliges Teleskop von Toulouse aus in den Himmel. Zwischen Beta Lyra und Gamma Lyra entdeckte er ein seltsames Gebilde - eine kleine lichtschwache Scheibe, groß wie der Planet Jupiter, sieht aus wie ein schimmernder Planet. Im selben Jahr entdeckte der Kometensucher Charles Messier das Objekt im Sternbild Leier, als er den Kometen des Jahres 1779 aufsuchen wollte. Der große Komet (Bode) von 1779 wanderte am 24. Januar knapp an diesem Objekt vorüber. Er sah einen Sternhaufen, der aus vielen schwachen Sternen bestand und glaubte, das selbst größere Teleskop nicht mehr offenbaren würden. In seinen Katalog nahm er das Objekt als Nummer 57 auf. M57 gab auch dem größten Astronomen seiner Zeit, Sir William Herschel, ein Rätsel auf. Er beschrieb dieses nebulöse Objekt als Kuriosität des Himmels, ein ringförmiger Nebel mit einem dunklen Fleck in der Mitte, möglicherweise ein ringförmiger Sternhaufen feinster Sterne.

Doch mit M57 entdeckte man einen Prototyp einer bis dahin unbekannten Klasse an astronomischen Objekten, die so genannten Planetarischen Nebel. Diese Bezeichnung geht auf Herschel zurück, der den Vergleich Darquiers des Ringnebels mit dem Jupiter aufnahm. Die Natur der Planetarischen Nebel, die zuerst für entfernte Sternhaufen gehalten wurden, erkannte Herschel im Jahre 1790, als er den Planetarischen Nebel NGC 1514 im Sternbild Stier beobachtete. In NGC 1514 erkannte der große Astronom einen Stern 8. Größe, der von einer feinen Nebelhülle umgeben ist. Mittlerweile sind etwa 1.500 Planetarische Nebel katalogisiert. Insgesamt schätzt man die Zahl dieser Nebel in unserer Milchstraße auf ca. 50.000.

Die oft eigentümlichen Formen der Nebel reißen den Beobachter zu phantasievoller Namensgebung hin. So gibt es den Hantelnebel, Eulennebel oder den Helixnebel, Jupiters Geist und eben den Ringnebel. Den Amateurastronomen ist der Ringnebel der Leier sehr wohl bekannt und er gehört zu den häufigsten Zielen astronomischer Ausflüge. Mit einem Dreizöller ist der kleine Nebel, der auf halber Strecke zwischen den Sternen Beta und Gamma des Sternbilds Leier liegt, schon zu erkennen. Ab vier Zoll Öffnung können schon bei 100-facher Vergrößerung Strukturen erkannt werden. Die schwache Nebelhaut und der dunkle Innenbereich zeigen die Form eines ovalen Ringes. Das grünlichbläuliche Schimmern, das typisch für diese Klasse von astronomischen Objekten ist, lässt sich mit zunehmender Teleskopöffnung immer besser erkennen.

Ringnebel in der Leier
Ringnebel in der Leier M57, Christian Overhaus

In großen Teleskopen jenseits von 16 Zoll Öffnung findet man im Zentrum des Ringnebels ein kleines feines Sternchen 15. Größe - den Zentralstern. Auf Photographien ist er immer zu finden. Entdeckt wurde der Stern im Jahre 1800 vom deutschen Astronom F. von Hahn. Der kleine Stern ist kein richtiger Stern, sondern ein so genannter "Weißer Zwerg". Weiße Zwerge sind ausgebrannte Reste sonnenähnlicher Sterne. Ihre Durchmesser betragen nur wenige tausend Kilometer, vergleichbar mit dem Erddurchmesser. Nur ihre Dichte ist entsprechend hoch. Die enorme Leuchtkraft des Weißen Zwergs innerhalb des Ringnebels erklärt sich durch die hohe Oberflächentemperatur von unglaublichen 100.000 °C. Ein solches Objekt besteht natürlich nicht mehr aus normaler, uns vertrauter Materie. Es ist viel mehr eine Kugel aus Atomkernen mit freien Elektronen. Der Physiker spricht von entarteter Materie. Diese entartete Materie liefert eine Gegenkraft zu den dort herrschenden Gravitationskräften und vermeidet somit einen weiteren Kollaps des Weißen Zwergs. Oberhalb von 1,4 Sonnenmassen ist die Gravitationskraft so stark, dass der Weiße Zwerg zu einem Neutronenstern zusammenfällt, einer Neutronenkugel, die nur noch etwa 30km im Durchmesser bemisst.

Weiße Zwerge und Neutronensterne sind Endstadien von Sternen, die nach Millionen oder Milliarden Jahre langer Brenndauer ihren Vorrat an Brennstoff verbraucht haben. Ein sonnenähnlicher Stern hat nach gut zehn Milliarden Jahren einen Großteil des Wasserstoffs im Zentrum zu Helium umgesetzt. Die Kernfusion gerät ins Stocken und der Druck im Zentrum erhöht sich wegen der ernormen Masse, die auf ihm lastet. Dabei startet die Kernfusion von Helium zu schweren Elementen in den Schalen jenseits des Kerns. Die Astronomen nennen das dann Schalenbrennen. Der Stern dehnt sich aus und wird zum Roten Riesenstern. Die Phase des Brennens erzeugt einen starken Sternenwind, der dafür sorgt, dass der Stern innerhalb von 10.000 Jahren mehr als 10% seiner Masse in den interstellaren Raum bläst. In mehreren Superwindphasen entledigt sich der Stern um einen Teil seiner Masse, die ihn als Gas- und Staubhülle umgibt. Der Stern fällt danach zu einem Weißen Zwerg in sich zusammen. Die Gashüllen werden durch die Strahlung des Weißen Zwergs zum Leuchten angeregt. Es entsteht ein Planetarischer Nebel. Die Gashüllen dehnen sich, wie im Falle des Ringnebels, mit mehr als 20km/s in den Weltraum aus und werden immer dünner. So vergehen einige hunderttausend Jahre bis der Planetarische Nebel von der Bildfläche verschwindet. Zurück bleibt der Weiße Zwerg, der noch Milliarden von Jahren benötigt, um als ausgekühlter Schwarzer Zwerg seinen endgültigen Ruhestand einzuläuten.

Der Ringnebel der Leier ist gute 1.800 Lichtjahre von uns entfernt. Seine scheinbare Ausdehnung beträgt etwa 75 Bogensekunden, wobei es eine äußere lichtschwache Schale gibt, deren Ausdehnung etwa 225 Bogensekunden bemisst. Diese schwache äußere Hülle wurde 1936 mit dem 100 Zoll Teleskop auf dem Mount Wilson entdeckt. Der Durchmesser dieser Schale beträgt ungefähr zwei Lichtjahre. Der sichtbare Teil, also der Ring selbst, hat einen Durchmesser von 0,65 Lichtjahren. Der Ring ist somit vor etwa 6.000 Jahren entstanden, die äußere Schale ist allerdings bereits vor 20.000 Jahren abgestoßen worden, wenn man die Expansionsgeschwindigkeit von 19km/s zu Grunde legt. Theoretisch wächst der Planetarische Nebel jedes Jahr um 0,015 Bogensekunden. Messungen, die über einen Zeitraum von 60 Jahren gemacht wurden, bestätigten eine Ausdehnung von 0,3 Bogensekunden in dieser Zeit. Die zu erwartende Expansion läge bei 0,9 Bogensekunden. Vermutlich sehen wir aber nur einen Teil der Gashülle. Somit wäre die Diskrepanz erklärbar.

Das die Gashülle überhaupt sichtbar ist, verdanken wir dem heißen Zentralstern, der die meiste Energie als UV-Licht abgibt. Das UV-Licht regt die äußerst dünne Gasatmosphäre aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff und Stickstoff zum Leuchten an. Die Atome der Gasatmosphäre werden von der Strahlung ionisiert, das heißt, ihnen werden Elektronen entrissen. Die positiv geladenen Atome sammeln die Elektronen ein und geben kaskadenartig die zuvor aufgenommene Energie wieder ab. Die Astronomen bezeichnen das als Rekombination, das Leuchten entsprechend als Rekombinationsleuchten. Dies ist ein Vorgang, der in der Astronomie sehr wichtig ist und häufig vorkommt. Das Leuchten der Meteore in der noch dünnen Erdatmosphäre in über 100km Höhe ist übrigens auch ein Rekombinationsleuchten. Besonders ausgeprägt sind die Emissionslinien des doppelt ionsierten Sauerstoffs (die so genannten OIII-Linien) bei 494,8nm und 500,7nm, die auch für das grünliche Leuchten verantwortlich sind, das typisch für Planetarische Nebel ist.

Diese Emissionslinien werden auch als verbotene Linien bezeichnet, da sie in irdischen Laboren nicht erzeugt werden können. Das dünne Gas, nur zehntausend Ionen oder Atome pro Kubikzentimeter, ist besser als jedes Laborvakuum und ermöglicht die verbotenen Übergänge, die das Licht der Wellenlängen 494,8nm und 500,7nm ausstrahlen. Die Spektralanalyse erlaubt es, die Zusammensetzung des Ringnebels zu ermitteln. In der Tat besteht das Gas aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff und Stickstoff. Die äußere Gashülle enthält vorwiegend Wasserstoff, wie man es erwarten würde, wenn ein roter Riesenstern die äußere Atmosphäre verliert. Erst später, wenn die darunter liegenden Schalen, die bereits mit schweren Elementen wie Sauerstoff etc. durchsetzt sind, in den interstellaren Raum geblasen werden, zeigen sich typische Emissionen dieser Elemente, also vorwiegend im Bereich des Ringes. Apropos Ring: Es stellt sich natürlich die Frage, ob wir es wirklich mit einem ringartigen Gebilde zu tun haben. Planetarische Nebel kommen in unterschiedlichsten Formen vor. Der Hantelnebel zum Beispiel zeigt eine torusartige Hülle. Oder Der berühmte Eskimonebel in den Zwillingen scheint eine schalenartige Blasenstruktur zu haben. Astronomen gehen davon aus, dass die Formen der Planetarischen Nebel aber durchaus viele Gemeinsamkeiten besitzen, da ihr Entstehungsmechanismus im Grunde immer derselbe ist. Die unterschiedlichen Erscheinungsformen sind dann vermutlich eine Frage der Perspektive. Untersuchungen am Ringnebel haben ergeben, dass der Ringnebel ebenfalls eine torusartige Struktur besitzt.

Clear Skies,
Christian Overhaus

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