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Wie bereits im letzten Abschnitt erwähnt, befindet sich das Plasma, aus dem der Planetarische Nebel besteht, in einem interessanten besonderen Zustand, der von der (in der Spektraldiagnostik sonst häufig verwendeten) Annahme des lokalen thermodynamischen Gleichgewichts abweicht. Diese Annahme muß immer dann fallengelassen werden, wenn ein externes Strahlungsfeld -- also eines, das den Zustand der zu beschreibenden Materie weder charakterisiert noch in in ihrem Zustand von ihr erzeugt werden kann -- mit einem Plasma wechselwirkt, wobei diese Wechselwirkung auf bestimmte Prozesse beschränkt bleibt.
Dies hat direkt zur Folge, daß das externe Strahlungsfeld (in unserem Fall hervorgerufen durch den Zentralstern) auch nur in ganz bestimmten Frequenzbereichen, die fest mit den Kopplungsprozessen verbunden sind, merklich verändert wird. Anders ausgedrückt: die Kopplungsterme zwischen den Boltzmanngleichungen des Strahlungsfeldes und des Gases modifizieren das Strahlungsfeld nicht erheblich. Dies gilt aber keinesfalls für das Plasma selbst, das in der Regel strahlungsdominiert ist, d.h. für die Zustandsgleichung des Gases sind die Kopplungsterme essentiell.
Der beschriebene Zustand tritt stets dann auf, wenn die externe Strahlung von einem Plasma höherer Temperatur erzeugt wird, oder wenn im zu beschreibenden Gas bestimmte -- oder einige -- Strahlungsprozesse häufiger sind als Sto. Hier sind überwiegend Elektronenstö von Bedeutung.
Die geforderte geringe Anzahl von Sto, die zwangsläufig eine geringe Dichte voraussetzt, bedingt, daß die Ionen und Atome des Gases (H und He sind aufgrund ihrer Häufigkeit die wichtigsten) sich im wesentlichen in ihren Grundzuständen befinden. Nur diese können demnach mit dem Strahlungfeld des Sternes in Wechselwirkung treten. Wegen der hohen Effektivtemperatur und des daraus resultierenden starken UV-Strahlunsfeldes stellt die Photoionisation vom H/He-Grundzustand den dominanten Prozess dar.
Da sich lokal ein fester Ionisationsgrad einstellt, wird die Anzahl der pro Zeit- und Volumeneinheit erfolgenden Ionisationen gerade durch die Anzahl der Rekombinationen zu allen möglichen Energieniveaus kompensiert. Dieser Sachverhalt ist die Ursache der für die Planetarischen Nebel kennzeichnenden Emissionslinienspektren, denn der Mangel an abregenden Stö lä nur kaskadenförmig verlaufende spontane Strahlungübergänge bis zum Grundniveau zu.
Dreht man diese Schlu nun dahingehend um, daß bei Objekten, die reine Emissionslinienspektren produzieren, die Sto für die Einstellung des Ionisationsgleichgewichtes nur sekundär sind, kann die Grö der Nebeldichte abgeschätzt werden. Dazu ist lediglich zu berücksichtigen, daß
kaum noch von Bedeutung sind
pc) das
Strahlungsfeld des Zentralsternes extrem geometrisch verdünnt
ist (Verdünnungsfaktor 
; bei
, 
pc folgt
) und demgemäß die Anzahl der dominierenden
Strahlungsprozesse um diesen Faktor reduziert ist.
Mit der genäherten Annahme, daß das Verhältnis von Strahlungs-- zu
Sto im Nebel vergleichbar mit dem entsprechenden
Verhältnis in den äu photosphärischen Schichten des Sterns
ist, so erhält man eine Elektronendichte von
Anmerkung: Eine präzise Bestimmung der Elektronendichte erfolgt durch einen Vergleich der Intensitäten benachbarter verbotener Linienübergänge (s. Osterbrock, 1974, ,,Astrophysics of Gaseous Nebulae``, Kap.5.5).
Geringfügig schwieriger ist die Betimmung der Nebeltemperatur, die aus der Bilanzierung von Heiz- und Kühlungsprozessen ermittelt wird. Die Problematik besteht darin, daß zwar die Photoionisation der einzige Heizmechanismus ist, aber die Kühlung nicht von der Rekombination sondern von sto Linienstrahlung dominiert wird. Obwohl Sto vergleichsweise selten sind, entziehen sie aufgrund der Vielzahl tiefliegender Energienivaus der Metalle (Z > 2) dem Plasma stetig Energie, die dann durch spontane Linienübergänge in Form von Photonen abgestrahlt wird. Diese Prozesse sind effizient genug, um den Nebel gegenüber der Effektivtemperatur des Sterns erheblich abzukühlen, so daß sich eine Nebeltemperatur von 10--20kK einstellt. (Anmerkung: Aus der Beobachtung lä sich die Nebeltemperatur auf ähnliche Weise wie die Dichte bestimmen, s. Osterbrock, Kap.5.5)
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