Planetarische Nebel

Die Planetarischen Nebel (PN) verdanken ihren Namen einer Verwechslung, denn als man mit Teleskopen die ersten Himmelsdurchmusterungen durchführte, entdeckte man Nebelscheibchen, die auf den ersten Blick den gleichen, weil farbigen, Anblick boten wie die bekannten Planetenscheibchen. Später erkannte man, daß es sich bei den Planetarischen Nebeln um Gashüllen handelt, die von einem in ihrem Zentrum liegenden alten, extrem hei Mutterstern (kK) vor -- astronomisch gesehen -- kurzer Zeit abgesto wurden (s. Abb.1). Es gilt als gesichert, daß die Zentralsterne Planetarischer Nebel (ZSPN) raschen Schrittes den Stadium der wei Zwerge zustreben, währen sich ihre Nebelhüllen mit einer eher geringen Expansionsgeschwindigkeit von ca. 25 km/s verdünnen und dadurch nach einigen Jahren unsichtbar werden.

Weit weniger gesichert ist die Vermutung, daß die Planetarischen Nebel von roten Riesen an der Spitze des ,,Asymptotischen Riesenastes`` (Asymptotic Giant Branch -- AGB, s. Abb.2) abgesto werden. Diese Vermutung wird getragen von der Tatsache, daß alle mit Hilfe der Emissionslinien beobachteten Expansionsgeschwindigkeiten im Bereich der atmosphärischen Entweichgeschwindigkeiten solcher Sterne liegen. Weitere Untermauerungen dieser Annahme sind jedoch schwer zu erhalten, da die Nebel in diesem Anfangsstadium ihrer Existenz nicht direkt beobachtbar sind. Dies liegt zum einen an ihren dann noch sehr kleinen Durchmessern und zum anderen an der noch zu geringen Temperatur ihrer Zentralsterne, die deshalb noch nicht genügend ionisierende UV-Photonen emittieren und dadurch den Nebel noch nicht zum Leuchten anregen können (s. unten). In jüngster Zeit ist es durch modernere Observatorien im visuellen, infraroten und Radiobereich möglich geworden, diese frühe Nebelphase (sog. ,,Post AGB Objekte``) präziser zu studieren, was in naher Zukunft ein tiefergehendes Verständnis dieser Objekte hinsichtlich ihrer Entwicklung ermöglichen wird.

 
Figure 1: NGC 7293

Weitgehend verstanden ist hingegen die Frage, welche Objekte den AGB erklimmen und wie sie dies bewerkstelligen (s. Abb.2). Gemäß der Theorie der Sternentwicklung gelangen Sterne mit einer Masse zwischen und an diese Position. Demnach entwickeln sie sich nach dem Erlöschen des zentralen Wasserstoffbrennens (Hauptreihenphase) zunächst zum Roten Riesen, dehnen sich dabei aus und erhöhen so ihre Leuchtkraft. Später fallen sie durch das explosionsartige Zünden des entarteten He-Kernes (sog. He-flash``) auf den Horizontalast, wo das zentrale He-Brennen abläuft. Danach wandern sie bei noch höheren Leuchtkräften, grö Radien und entsprechend geringeren Entweichgeschwindigkeiten entlang des Asymptotischen Riesenastes zu dessen Spitze (,,tip``) wo sie ihre äu Hülle, den Nebel, abwerfen.

Der Reststern, nichts anderes als der durch Kernfusion mit Metallen angereicherte Kern des ehemaligen Roten Riesen oder Überriesen, entwickelt sich weiter, indem er bei konstanter Leuchtkraft kontrahiert und demnach seine Effektivtemperatur (s.u.) erhöhen muß. Dieser Anstieg in ist dafür verantwortlich, daß der Nebel (ab ca. 30000K) zu leuchten und uns mit Informationen zu versorgen beginnt.

Diese in Form von Lichtquanten verschlüsselte Information kann mit einfachen Hilfsmitteln und theoretischen Überlegungen gewonnen werden. Sie ist zweifelsohne von gro astrophysikalischer Bedeutung, denn sie gestattet es, au dem physikalischen Zustand der Nebelmaterie auch die Effektivtemperatur des Zentralsternes zu ermitteln. erhält man per Definition durch Gleichsetzen der -integrierten Planckfunktion mit der -integrierten emergenten Strahlung eines Sternes.

Als weiteres Analysemittel dienen die photosphärischen Absorptionslinien des Wasserstoffs (Balmerlinien), deren Absorptionsflügel durch den (linearen) Stark-Effekt verbreitert werden, was die Bestimmung der Schwerebeschleunigung an der Sternoberfläche ermöglicht. Mit diesen beiden Grösse ( und ) können durch einen Vergleich mit theoretischen Sternentwicklungstracks der ZSPNs nicht nur deren Masse und Entfernung sondern auch Masse und Durchmesser der Nebel bestimmt werden.

 
Figure 2: Das Gebiet der Subdwarf-O-Sterne und Zentralsterne Planetarischer Nebel im Hertzsprung-Russel-Diagramm.

Der theoretische Entwicklungsweg eines Sternes mit ist ebenfalls eingezeichnet. Ein Stern im Roten-Riesen-Stadium entwickelt einen ,,Sternwind`` und verliert ständig Masse. Daher ist die Masse nach Durchlaufen dieser Phase zusätzlich angegeben. Der Entwicklungsweg eines Horizontalaststernes mit ist ebenfalls dargestellt.

Die Sternentwicklungstracks scheinen gesichert, da die ZSPNs bezüglich ihres Aufbaus im wesentlichen nichts anderes als Wei Zwerge darstellen, und sich bei konstanter Leuchtkraft und Masse zu höheren Temperaturen und damit zum Zwergstadium entwickeln. Dies ermöglicht einen Vergleich mit der Massenverteilung der beobachteten Wei Zwerge.

Damit ist die Möglichkeit gegeben, das Entwicklungsszenario der AGB-Objekte und die Entstehung ihrer Hüllen zu überprüfen. Au erhält man eine Vorstellung davon, welchen Betrag an Masse die Nebel an das interstellare Medium zurückführen und inwieweit dies für die Modellierung der Galaxienentwicklung von Bedeutung ist.