Moderne Astronomie ist manchmal paradox: Je tiefer man mithilfe von Teleskopen ins All vordringt, desto eher geraten die nächstgelegenen Objekte aus dem Blick – so etwa der »nur« 2570 Lichtjahre von der Erde entfernte Planetarische Nebel Messier 57 (M 57 oder auch NGC 6720) im Sternbild Leier, auch bekannt als Ringnebel. Das meint jedenfalls der Astronom Roger Wesson von der University of Cardiff in Großbritannien, wenn man ihn zu einem seiner jüngsten Studienobjekte befragt: »Die meisten Beobachtungen des Ringnebels sind ziemlich alt und wurden mit weit weniger empfindlichen Instrumenten durchgeführt, als wir heute zur Verfügung haben. Dabei ist er hell und einfach zu beobachten.« Also rückten Wesson und sein Team M 57 im Mai 2023 mit dem neuen Spektrografen WHT Enhanced Area Radial Velocity Explorer, kurz WEAVE, am 4,2-Meter-William-Herschel-Teleskop (WHT) auf La Palma auf den Pelz. Mit diesem lässt sich das einfallende Licht in seine Wellenlängen zerlegen, was Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung des emittierenden Gases zulässt.

Schnell wurde die Gruppe fündig und berichtete Anfang 2026 in der Fachzeitschrift »Monthly Notices of The Royal Astronomical Society« von einer bislang übersehenen Wolke aus Eisenatomen innerhalb der Zentralregion des Planetarischen Nebels. Ihre Ausdehnung übertrifft das 500-Fache der Bahn von Pluto um die Sonne und sie ist massereich genug, um aus ihr einen Planeten von der Größe des Mars zu formen. Aber wie das Eisen dorthin kam und warum es sich auf andere Art verteilt als alle anderen chemischen Elemente im Nebel, ist bislang noch ein Rätsel. Und doch ist M 57 möglicherweise nicht der einzige Planetarische Nebel mit einer solchen rätselhaften Struktur.

Alter Bekannter

Fast jeder Hobbyastronom kennt M 57. Schon in kleinen Teleskopen lässt sich seine ovale Form erkennen. In Aufnahmen mit höheren Vergrößerungen zerfällt sie in einen breiten, hellen Ring und ein merkwürdig glimmendes, dunkleres Inneres. Der Ringnebel ist das Paradebeispiel für die expandierende Hülle eines einst sonnenähnlichen, nun sterbenden Sterns. Dieser besaß einmal anderthalb bis zwei Sonnenmassen und strahlte mit einem Vielfachen der Sonnenleuchtkraft. Vor rund 7000 Jahren ging sein Kernbrennstoff zur Neige und er begann, sich zu einem Roten Riesen aufzublähen und seine äußeren Hüllen abzustoßen. Heute zeugt nur noch ein etwa erdgroßer, extrem heißer und dichter Überrest von der Existenz des ehemaligen Sterns, ein sogenannter Weißer Zwerg.

»Die meisten Beobachtungen des Ringnebels sind ziemlich alt. Dabei ist er hell und einfach zu beobachten«Roger Wesson, Astronom

Trotz seiner winzigen Ausdehnung im Vergleich zu der ihn umgebenden Nebelstruktur ist er auf Fotos einiger Weltraumteleskope, und manchmal sogar in größeren Amateurfernrohren, im Zentrum des Nebels erkennbar. Die sichtbare »Oberfläche« des Weißen Zwergs, seine Fotosphäre, erreicht Temperaturen von mehr als 100 000 Grad Celsius und emittiert den Löwenanteil ihrer Strahlung im energiereichen, ultravioletten Spektralbereich. Diese regt die über mehr als ein Lichtjahr ausgedehnten Gashüllen zum Leuchten an, welche der Stern kurz vor seinem Ende abgestoßen hat. Das Ergebnis ist eines der schönsten Juwelen des Deep-Sky-Himmels.

Verräterische Linien

Das Leuchten Planetarischer Nebel wie M 57 stammt also von ionisiertem, dünnem Gas. Trägt man deren Licht als Spektrum auf, also dessen Intensität gegen die Wellenlänge, so stellt man fest, dass keine kontinuierliche Emissionsverteilung vorliegt, wie es bei den meisten Sternen der Fall ist. Stattdessen zeigen sich in den Nebeln scharfe und wohl definierte Anstiege, sogenannte Emissionslinien, häufig auch ganze Serien davon (siehe »Aufschlussreiche Spektralanalyse«). Jede korrespondiert mit einem bestimmten Atom, das ein oder mehrere seiner Elektronen verloren hat, also ionisiert worden ist. Immer dann, wenn diese Elektronen wieder zu ihren Atomen zurückfinden (rekombinieren), setzen sie Energie in bestimmten Portionen frei. So entstehen diskrete Emissionslinien.

Diese Eigenschaft kann man sich in der Beobachtung zunutze machen, um verschiedene Regionen eines Nebels hervortreten zu lassen. So erscheint M 57 durch spezielle Filter, die etwa jenes Licht passieren lassen, das von zweifach ionisiertem Sauerstoff ausgesendet wurde, deutlich heller im Vergleich zum dunklen Himmelshintergrund.

Spektroskopische Aufnahmen des Ringnebels zeigen viele weitere Linien, darunter die von angeregtem Stickstoff, Kohlenstoff, Argon, Neon sowie Wasserstoff und Helium. Sämtliche dieser Stoffe kommen in den Gaswolken Planetarischer Nebel vor. Die meisten von ihnen wurden zunächst in den heißen Fusionsöfen im Inneren von Sternen erbrütet, bevor sie schließlich in das umgebende Medium ausgestoßen wurden.

Kamera für kosmische Chemie

Als Wesson und sein Team ihren Spektrografen auf M 57 richteten, fanden sie zunächst jene alten, chemischen Bekannten. Doch WEAVE kann mehr als frühere Instrumente. Im sogenannten LIFU-Modus (englisch: Large Integral-Field Unit) wirkt er wie eine »Spektralkamera«. Während herkömmliche Spektrografen Licht nur durch einen schmalen Bereich erfassen und genau auf das Ziel ausgerichtet sein müssen, nutzt WEAVE 547 einzelne Glasfaserenden. Jede dieser Fasern liefert ein eigenes Spektrum für ein 2,6 Bogensekunden breites »Pixel« am Himmel. Innerhalb von nur einer Beobachtungssitzung zeichnet das Instrument so ein hexagonales Feld von insgesamt 90 mal 78 Bogensekunden auf. Das ist ideal für ausgedehnte Objekte wie Planetarische Nebel. Um den gesamten Ringnebel abzudecken, mussten die Astronomen somit nur drei solcher Felder kombinieren (siehe »Farbmosaik des Ringnebels«).

Das Ergebnis ähnelt einer Fotografie, enthält aber viel mehr Information: Jedes »Pixel« ist genau genommen ein »Datenkubus« und enthält sowohl zweidimensionale Positionsdaten des untersuchten Bereichs als auch die Information über die an diesem Ort vorherrschende chemische Zusammensetzung des Nebels. Auf die Art und Weise können die Wissenschaftler die Verteilung von chemischen Elementen im Nebel nachzeichnen.

Überraschung im Ringnebel

Praktisch alle Elemente folgen dabei der von Fotografien vertrauten sphärischen Form – mit einer Ausnahme. »Als wir die Daten verarbeiteten und durch die Bilder scrollten, sprang uns ein bisher unbekannter ›Balken‹ aus ionisierten Eisenatomen in der Mitte des bekannten Rings ins Auge«, berichtet Wesson. Die Struktur konzentriert sich um den zentralen Weißen Zwerg und verläuft entlang der großen Halbachse des ovalen Nebels (siehe »Rätselhafter Eisenbalken«).

Nun ist Eisen im Ringnebel nicht völlig ungewöhnlich, man kannte es bereits aus dem hellen Hauptring, allerdings meist in Form von zweifach ionisiertem Eisen. Die neu entdeckten Emissionen stammen jedoch von vier- und fünffach ionisiertem Eisen, was auf deutlich extremere Bedingungen hinweist. »Mit Bildern allein wäre es sehr schwierig, den Balken zu erkennen«, so Wesson. Die vierfach ionisierten Eisenatome machen sich etwa bei einer Wellenlänge von 4227 Ångström bemerkbar (siehe »Aufschlussreiche Spektralanalyse«). Fünfach ionisiertes Eisen zeigt schwächere Emissionslinien bei größeren Wellenlängen. Im Vergleich zu den Linien der anderen Elemente sind diese des neu entdeckten Eisens so schwach, dass man sie fotografisch kaum aufnehmen kann. Klassische Spektrografen könnten die Linien möglicherweise erfassen, meint Wesson, doch das scheint bislang noch nie gelungen zu sein – und das, obwohl der Ringnebel als eines der am besten untersuchten Objekte am Himmel gilt. Dass ein Instrument wie WEAVE mit dem zweidimensionalen Eisenbalken eine völlig neue Struktur nachweisen konnte, zeugt von dessen Leistungsfähigkeit.

Tatsächlich sind Integralfeldspektrografen (englisch: Integral Field Spectrograph, IFS) wie WEAVE aber gar nicht so neu. In den 1990er-Jahren hatte ein Team um Martin Roth am Astrophysikalischen Institut Potsdam den Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer (PMAS) entwickelt, der heute noch am Calar-Alto-Observatorium in Spanien in Dienst steht. WEAVE stellt im Grunde einen modernen Nachfolger von PMAS dar. Das Instrument wurde erst im Jahr 2022 am WHT installiert; die Beobachtungen von Wesson und seinem Team ein Jahr später fanden im Rahmen einer frühen Testphase statt. Seit Anfang 2026 ist WEAVE nun voll einsatzbereit. Ein weiterer, sehr leistungsfähiger IFS ist am Very Large Telescope (VLT) in Chile in Betrieb. Der Multi-Unit Spectroscopic Explorer (kurz MUSE) feierte dort bereits im Jahr 2014 sein »First Light« und mit BlueMUSE, dessen Inbetriebnahme für 2034 vorgesehen ist, steht schon der Nachfolger in den Startlöchern.

Komplexe Architektur

Seit einigen Jahren nutzt auch Ana Monreal-Ibero von der Universität Leiden in den Niederlanden gemeinsam mit einem kleinen Team den IFS MUSE in ihren Forschungsarbeiten: »Eine der grundlegenden Fragen, die wir zu beantworten versuchen, ist: Warum haben Planetarische Nebel so eine enorme Vielfalt?«, so die Astronomin. Denn nach dem klassischen Szenario würde ein sterbender Stern, der seine Hüllen abstößt, einen mehr oder weniger sphärischen, symmetrischen Nebel erzeugen. Doch der Blick an den Himmel zeugt von einer weitaus komplexeren Realität: Sehr viele Planetarische Nebel sind asymmetrisch, zeigen eine bipolare, manche sogar eine chaotische Struktur.

Das gilt auch für M 57. Lange Zeit ging man davon aus, dass es sich bei diesem um einen sphärischen Nebel handelt, der aus unserer Perspektive wie ein Ring erscheint. Tatsächlich lässt sich seine Struktur eher mit einem aufgepumpten Schwimmreifen vergleichen, den wir durch Zufall fast genau von »oben« betrachten. Senkrecht zum Ring erstreckt sich eine zweite Struktur in Form eines verlängerten (prolaten) Rotationsellipsoids. Einfacher gesagt: Sie sieht aus wie ein Rugby-Ball, der im Schwimmreifen steckt. Auch M 57 ist demnach bipolar. »Es gibt mehrere Möglichkeiten, solche Asymmetrien zu erklären«, erklärt die Forscherin. »Manche Sterne sind Teil eines Doppelsternsystems, die meisten haben Planeten. Bevor wir jedoch Hypothesen oder Theorien aufstellen können, müssen wir die Asymmetrie möglichst vieler Objekte erst einmal charakterisieren.« Hier kommt der IFS ins Spiel, »das beste Werkzeug, das wir haben, um die Komplexität Planetarischer Nebel zu erfassen«.

»Die Struktur des Ringnebels sieht aus wie ein Rugby-Ball, der in einem Schwimmreifen steckt«Ana Monreal-Ibero, Astronomin

Für ihr Projekt PLANS (englisch: Planetary Nebulae Survey with MUSE) haben Monreal-Ibero, Wesson und seine Co-Autoren eine Liste von 15 bekannten und hellen Nebeln ausgewählt. Erste Beobachtungen deuten an, dass Überraschungen wie der Eisenfund in M 57 keineswegs die Ausnahme bleiben dürften: Auch bei NGC 6818, einem Planetarischen Nebel im Sternbild Schütze, fand das MUSE-Team Hinweise auf Eisen. Wie bei M 57 ist das Metall in einer balkenartigen Struktur ausgerichtet.

Erste Messungen zur Radialgeschwindigkeit, also jener Geschwindigkeitskomponente, mit der sich das Gas auf uns zu- oder von uns wegbewegt, deuten darauf hin, dass der Balken in NGC 6818 ein bipolarer Strahl sein könnte, der vom Zentrum des Nebels in zwei Richtungen hinausgeschleudert wird. Eine Seite des Strahls bewegt sich dabei mehr auf uns zu; die Emissionslinien des Eisens werden hier gemäß des Dopplereffekts mehr in den blauen Spektralbereich verschoben. Auf der anderen Seite, dort, wo sich das Gas von uns wegbewegt, verlagern sie sich ein wenig mehr ins Rote. Diese Beobachtungen von NGC 6818, so betont Monreal-Ibero, waren Anfang des Jahres aber noch vorläufig und nicht veröffentlicht. Es sei daher zu früh, um eindeutige Schlussfolgerungen zu ziehen.

Eine entsprechende Verschiebung der Emissionslinien konnten Wesson und sein Team im zentralen Balken von M 57 nicht beobachten. Im Gegenteil: Die Eisenlinien zeigen auf beiden Seiten dieselbe Rotverschiebung, sie weicht sogar deutlich gegenüber dem Median aller anderen Emissionslinien des restlichen Nebels ab – die Balkenstruktur scheint demnach mit keiner der feinen Strukturen des Rings zusammenzuhängen. Wo genau sie entlang der Sichtlinie durch den Nebel liegt, bleibt somit weiter rätselhaft.

Mysteriöses Metall

Mit möglichen Erklärungen, woher das Eisen überhaupt kommt, halten sich Roger Wesson und seine Mitautoren in ihrer Arbeit zurück. »Off the record« äußern sie allerdings Vermutungen. Sicher ist: Der Stern selbst hat das Metall nicht erzeugt. Erst ab acht Sonnenmassen erreichen Hauptreihensterne die nötigen Kerntemperaturen, um in ihrem Inneren über eine Kette von Fusionsreaktionen schwere Eisenkerne erbrüten zu können. Diese enden jedoch nicht als Weiße Zwerge und hinterlassen keinen Planetarische Nebel, im Gegenteil: Sie explodieren üblicherweise in einer gewaltigen Supernova-Explosion.

Die Astronomen favorisieren als Quelle deshalb einen erdähnlichen Planeten, welcher den einstigen, sonnenähnlichen Stern umkreiste und zerstört wurde, als dieser seine äußeren Hüllen abstieß. »Die äußeren Schichten des Sterns hätten Temperaturen über dem Siedepunkt von Eisen gehabt«, so Wesson. Das Eisen des Planeten wäre damit verdampft – eine Voraussetzung für ionisierbare Atome, die im Lichtspektrum in Erscheinung treten können. Einige davon könnten sich anschließend mit anderen Stoffen zu Staubkörnern zusammengefunden haben.

In der Folge ist Eisen in Planetarischen Nebeln normalerweise »Mangelware«, weil es in diesem gebundenen Zustand kaum leuchtet – das gilt aber nicht immer. Die intensive ultraviolette Strahlung des Weißen Zwergs sorgt dafür, dass Eisen wiederholt von der gebundenen Staubphase in die Gasphase übergeht. Während es im Hauptring des Nebels etwa 1000-fach seltener als in der Sonne vorkommt, zeigt der Balkenbereich eine nur rund 250-fach geringere Eisenhäufigkeit.

Aufnahmen des Ringnebels mithilfe des James-Webb-Weltraumteleskops im nahen und mittleren Infrarot, die Wesson und seine Mitarbeiter im Jahr 2024 untersuchten, scheinen das zu bestätigen. Sie zeigen, dass dort, wo sich im visuellen Spektrum der Eisenbalken bemerkbar macht, weniger Staubemission zu sehen ist als im restlichen Nebel (siehe »Staubiger Abdruck«). Doch dass tatsächlich ein Planet den Eisenbalken hinterließ, beweist das nicht. Das sei zum gegenwärtigen Zeitpunkt reine Spekulation, betont Wesson: »Deshalb wollen wir mehr Nebel beobachten und analysieren. Wenn wir weitere Beispiele für dieses Phänomen entdecken, wird uns das hoffentlich helfen, zu verstehen, woher das Eisen stammt.«