Der Nebeldurchmsser wird üblicherweise aus der leuchtenden Fläche
von H
ermittelt. Man benötigt dafür nur die Entfernung d
und den bereits bekannten Winkeldurchmesser 
:
Bei der Berechnung der Nebelmasse nehmen wir einen sphärisch
symmetrischen Nebel mit einer mittleren Dichte 
an und
gehen weiter davon aus, daß nur ein Bruchteil 
des
Gesamtvolumens V zur Masse beiträgt:
Der ,,filling factor`` 
lä sich am einfachsten aus der
beobachteten Fluss 
berechnen. Dabei gehen wir
von Gl.(2) sowie von der Annahme einer mittleren
Dichte im Volumen 
aus :
Aus den Gln.(15), (16) und (9) folgen
nun direkt die Nebelmasse (Diskussion!) und der filling
factor 
. Darüber hinaus kann jetzt auch der innere Radius
der Nebelsphäre approximativ bestimmt werden, und mit der (aus der aus
der Breite der Emissionslinien bekannten) Expansionsgeschwindigkeit
km/s erhält man das kinematische Alter des Nebels.
Vergleicht man dieses mit dem aus den Sternentwicklungsrechnungen vorhergesagten Alter, dann sieht man, daß das Entwicklungsszenario der Post-AGB-Objekte bereits sehr sicher / noch unsicher (?) ist. Die Zahlenangaben zu den Tracks in Tab.III sind in 1000 Jahren angegeben.
Figure 5: Zentrale Sterne von planetarischen Nebeln.
Tabelle 3: Nicht-LTE Modellenatmosphaeren.
Roberto Saglia
