Planetarische Nebel

Formen und Struktur

Im Vergleich zu diffusen Nebeln (siehe H II-Region) sind planetarische Nebel kleine Objekte, die typischerweise einen Radius von 1 Lichtjahr haben und eine Gasmasse von etwa 0,3 Sonnenmassen enthalten. Einer der größten bekannten planetarischen Nebel, der Helixnebel (NGC 7293) im Sternbild Wassermann, weist einen Winkel von etwa 20 Bogenminuten auf – ein Drittel der Winkelgröße des Mondes. Planetarische Nebel sind wesentlich dichter als die meisten H II-Regionen, enthalten typischerweise 1.000-10.000 Atome pro Kubikzentimeter innerhalb ihrer dichten Regionen und haben eine 1.000-mal größere Oberflächenhelligkeit. Viele sind so weit entfernt, dass sie stellar erscheinen, wenn sie direkt fotografiert werden, aber die auffälligen Beispiele haben eine Winkelgröße von bis zu 20 Bogenminuten Durchmesser, wobei 10-30 Bogensekunden üblich sind. Diejenigen, die eine helle Scheibe zeigen, haben viel regelmäßigere Formen als die chaotischen H II-Regionen, aber es gibt immer noch gewöhnlich einige Helligkeitsschwankungen über der Scheibe. Die Planetare haben im Allgemeinen regelmäßige, scharfe äußere Begrenzungen; oft haben sie auch eine relativ regelmäßige innere Begrenzung, was ihnen das Aussehen eines Rings verleiht. Viele haben zwei Lappen aus hellem Material, die wie Kreisbögen aussehen und durch eine Brücke verbunden sind, die ein wenig an den Buchstaben Z erinnert.

Die meisten Planetare zeigen einen zentralen Stern, den sogenannten Kern, der die ultraviolette Strahlung liefert, die für die Ionisierung des Gases in dem ihn umgebenden Ring oder der Hülle notwendig ist. Diese Sterne gehören zu den heißesten bekannten und befinden sich in einem Zustand vergleichsweise schneller Entwicklung.

Wie bei H-II-Regionen verbirgt die allgemeine strukturelle Regelmäßigkeit große Schwankungen in Dichte, Temperatur und chemischer Zusammensetzung. Hochauflösende Bilder eines planetarischen Nebels zeigen meist winzige Knoten und Filamente bis zur Auflösungsgrenze. Das Spektrum des planetarischen Nebels ist im Grunde dasselbe wie das der H II-Region; es enthält helle Linien von Wasserstoff- und Helium-Rekombinationen und die hellen, durch Kollisionen angeregten verbotenen Linien und schwache Rekombinationslinien anderer Ionen. (Rekombination ist der Prozess, bei dem ein Atom in einem hohen Anregungsstadium ein Elektron mit niedrigerer Energie einfängt und dann in ein niedrigeres Anregungsstadium fällt). Die Zentralsterne zeigen einen viel größeren Temperaturbereich als die H II-Regionen, der von relativ kühl (25.000 K) bis zu einigen der heißesten bekannten Temperaturen (200.000 K) reicht. In den Nebeln mit heißen Sternen ist der größte Teil des Heliums doppelt ionisiert, und es gibt nennenswerte Mengen an fünffach ionisiertem Sauerstoff und Argon sowie vierfach ionisiertem Neon. In H II-Regionen ist Helium hauptsächlich einmal ionisiert und Neon und Argon nur ein- oder zweimal. Dieser Unterschied in den Zuständen der Atome resultiert aus der Temperatur des Planetenkerns (bis zu etwa 150.000 K), die viel höher ist als die des anregenden Sterns der H II-Regionen (weniger als 60.000 K für einen O-Stern, den heißesten). In der Nähe des Zentralsterns finden sich hohe Ionisationsstufen. Nicht Wasserstoff, sondern die seltenen schweren Ionen absorbieren die Photonen von mehreren hundert Elektronenvolt Energie. Jenseits einer bestimmten Entfernung vom Zentralstern sind alle Photonen mit einer Energie, die ausreicht, um eine bestimmte Ionensorte zu ionisieren, absorbiert worden, und diese Sorte kann daher nicht mehr weiter draußen existieren. Detaillierte theoretische Berechnungen haben die Spektren der am besten beobachteten Nebel ziemlich erfolgreich vorhergesagt.

Die Spektren planetarischer Nebel offenbaren eine weitere interessante Tatsache: Sie dehnen sich mit 24-56 km pro Sekunde vom Zentralstern aus. Die Anziehungskraft des Sterns ist bei der Entfernung der Hülle vom Stern recht gering, so dass die Hülle ihre Expansion fortsetzen wird, bis sie schließlich mit dem interstellaren Gas um sie herum verschmilzt. Die Ausdehnung ist proportional zur Entfernung vom Zentralstern, was damit übereinstimmt, dass die gesamte Gasmasse in einer kurzen Periode in einer Art Instabilität vom Stern weggeschleudert wurde.