Der sanfte "Tod" eines Sterns

Im Gegensatz zu einer explosionsartig auftretenden Supernova, die nur bei wenigen, sehr massereichen Sternen vorkommt, handelt es sich bei der Bildung eines Planetarischen Nebels um einen "sanft" ablaufenden Vorgang, der sich über Jahrtausende erstreckt. Sterne mit Massen von etwas mehr als einer bis zu mehreren Sonnenmassen blähen sich zu kühlen, roten Riesensternen auf. Dabei nimmt die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche um bis zu fünf Größenordnungen ab, was in dieser Schluss­phase einen starken Massenverlust in Form eines "kühlen Windes" ermöglicht.

Der Helixnebel im Sternbild Wassermann
© Heinrich Weiß
(Ausschnitt)
 Bild vergrößernDer Helixnebel im Sternbild Wassermann
Der Helixnebel ist ein Paradebeispiel für einen ringförmigen Planetarischen Nebel. Heinrich Weiß belichtete mit einem Celestron-8-Teleskop, f/6,3, 75 Minuten auf Ektachrome 200.

Dabei bildet sich in der mehrere Sternradien ausgedehnten Chromosphäre des Riesensterns Staub, der die Sternstrahlung und ihren Impuls absorbiert und so zusammen mit dem umgebenden Gas radial nach außen gedrängt wird. Dabei kann in nur 10 000 Jahren mehr als eine Sonnenmasse verloren gehen. Dies führt zu einer staubigen, mit typisch etwa 20 Kilometer pro Sekunde langsam expandierenden, undurchsichtigen Hülle um den Riesenstern. Schließlich hat dieser so viel von seinen äußeren Schichten verloren, dass sein sehr heißer und kompakter Kern freigelegt wird: Ein Planetarischer Nebel mit Zentralstern ist geboren! – Das wohl nächstgelegene Beispiel an unserem Himmel ist der Helixnebel im Sternbild Wassermann. Man schätzt, dass der Helixnebel "nur" 700 Lichtjahre von uns entfernt steht. Die meisten anderen Planetarischen Nebel (beispielsweise Messier 57 und Messier 27) sind eher 2000 bis 4000 Lichtjahre entfernt.

Der Zentralstern "brennt" sich frei

Die intensive Ultraviolettstrahlung des bis zu 200 000 Grad heißen Zentralsterns ionisiert die kühle, weiter langsam expandierende Gashülle und regt sie zum Leuchten an – der sichtbare Teil des Planetarischen Nebels. Dieser ist in den meisten Fällen noch von einer nur im fernen Infrarot beobachtbaren, staubigen und sehr kühlen äußeren Hülle umgeben. Zugleich drückt nun von innen, vom Zentralstern her ein schneller, heißer Wind in die viel langsamer expandierende Hülle des Nebels. Kometenförmige Details im Helixnebel, aufgenommen vom Weltraumteleskop Hubble, veranschaulichen diesen Vorgang: Hier zeigt sich die Wirkung des schnellen, heißen Windes auf Verdichtungen im langsamen, kühlen Wind des ehemaligen Riesensterns: Es entstehen Schweife – ganz analog zu einem im Sonnenwind verdampfenden Kometen!

HST-Aufnahme des Helixnebels
© C. Robert O'Dell & Kerry P. Handron, Rice University / NASA
(Ausschnitt)
 Bild vergrößernHST-Aufnahme des Helixnebels
Kometenförmige Strukturen im Helix­nebel sind Folge eines starken Sternwinds.

Im Detail ist die Bildung Planetarischer Nebel jedoch noch nicht verstanden. So entstehen sie mit unterschiedlich ausgeprägter Elliptizität beziehungsweise Bipolarität (Hantelformen). An den Polen durchbricht der heiße, schnelle Wind die kühle Hülle nämlich früher – ist er dort stärker, oder ist die kühle Hülle dort dünner? Vermutlich gibt letztere Möglichkeit die richtige Erklärung. Ferner besteht ein Zusammenhang von extremer Bipolarität mit dem Vorhandensein eines engen Begleiters vom Zentralstern. Dessen Bahn­drehimpuls erzeugt offensichtlich stark scheibenförmige Hüllen, die in der Bahnebene orientiert sind. Aber wie die viel moderateren Fälle elliptischer Planetarischer Nebel entstehen, die sämtlich keinen engen Begleiter aufweisen, ist rätselhaft. Besonders verwirrend ist, dass Riesensterne in den vorangehenden Windphasen noch allesamt kugelsymmetrische kühle Hüllen haben! Geringere polare Dichten scheinen erst in den letzten 5000 Jahren vor Freilegung des Sternkerns aufzutreten. Fängt die Sternoberfläche dann plötzlich an, wieder langsam zu rotieren und mehr Masse am Äquator zu verlieren? Aber warum sollte sie?

Messier 76
© Dietmar Hager
(Ausschnitt)
 Bild vergrößernMessier 76
Der Planetarische Nebel M 76, aufgenommen von Dietmar Hager mit einem 9-Zoll-Refraktor f/9 und Starlight SXV M25C CCD, LRGB mit O III- und H-Alpha-Anteilen, insgesamt elf Stunden belichtet.

Jung und Alt

Die Formenvielfalt der Planetarischen Nebel, die den Beobachter so erfreut, rührt also von zwei verschiedenen Parametern her: vom Alter des Objekts und von seiner verschieden stark ausgeprägten, bipolaren Symmetrie. Junge Nebel sind dabei stets kompakter, kleiner und flächenheller – ihr Alter beträgt einige Hundert bis vielleicht 2000 Jahre. Hier benötigt der Beobachter vor allem eine hohe Vergrößerung (Millimeterzahl der Teleskopöffnung), eine scharfe Optik und ruhige Luft. Dafür stört selbst ein aufgehellter Stadthimmel nicht. Ältere Planetarische Nebel wie der Helixnebel zeigen sich dagegen bereits deutlich weiter ausgedehnt und deshalb auch mit geringerer Flächenhelligkeit. Sie haben schon ein Alter von 5000 – 10 000 Jahren erreicht und werden bald gänzlich unsichtbar werden.

Deshalb benötigt ihr Beobachter einen dunklen Himmel, und er kann höchstens eine mittlere Vergrößerung (halbe Millimeterzahl der Öffnung) angewenden. Außerdem hilft ein Schmalbandfilter sehr, den Kontrast zum Himmelshintergrund anzuheben. Diese Interferenzfilter, wie etwa die des Herstellers Astronomik, schränken das durchgelassene Licht auf die stärkste Emissionslinie eines Planetarischen Nebels ein: die grüne O III-Linie. Beim so genannten UHC-Filter gehört auch noch die benachbarte H-Alpha-Linie des Wasserstoffs mit zum Durchlassbereich – ein wirklich nützliches Zubehör für den Liebhaber galaktischer Nebel.