Planetarische Nebel
Vortrag Planetarische Nebel von Dr. Herbert Haupt ist online
Vortrag Planetarische Nebel von Dr. Herbert Haupt ist online
You also want an ePaper? Increase the reach of your titles
YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong><br />
Astronomische Vereinigung Rottweil Herbert Haupt AVR / IAS<br />
6. Juni und 9. November 2013 Zimmern o.R.
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong> ...<br />
... sind die faszinierendsten Himmelsobjekte
<strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong>: Definition<br />
„Ein <strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong> ist ein Emissionsnebel,<br />
der aus einer expandierenden leuchtenden Schale<br />
aus ionisiertem Gas und aus Staub besteht,<br />
die während der Asymptotischen-Riesen-Ast-Phase<br />
von sonnenähnlichen Sternen<br />
gegen Ende ihres Lebens ausgestoßen wurden.“
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong><br />
Inhalt<br />
1. Sichtbarkeit<br />
2. Historie<br />
3. Grundmechanismus, Hertzsprung-Russell-Diagram (HRD)<br />
4. Helligkeit der Zentralsterne<br />
5. Strukturen <strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong><br />
- Sphärische, elliptische Form<br />
- Ring, Torus, Tonne<br />
- Bipolare <strong>Nebel</strong>, Multischalen-Strukturen<br />
- Asymmetrische, chaotische Struktur<br />
- PNe mit Doppelstern im Zentrum<br />
6. Projektionseffekte<br />
7. Massenverlust des sterbenden Sterns<br />
8. Beleuchtung / Anregung der PNe<br />
9. Liste heller <strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong><br />
10. Zusammenfassung
Sichtbarkeit der PNe<br />
Erster entdeckter <strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong>: Hantel-<strong>Nebel</strong><br />
(Charles Messier 1764 M 27)<br />
Kein PN ist mit freiem Auge sichtbar!<br />
Hellste <strong>Nebel</strong>:<br />
- Hantel-<strong>Nebel</strong> mit 7,4m<br />
- Helix-<strong>Nebel</strong> mit 7,3m<br />
Und Farben sieht man leider auch nicht!<br />
Nur zu identifizieren über Farbfilter am Teleskop
Historie (1)<br />
1764 Charles Messier: Entdeckung des 1. PN (Hantel-<strong>Nebel</strong> M27)<br />
1785 Wilhelm Herschel: „<strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong>“, da Aussehen<br />
wie bei dem von ihm entdeckten Planeten Uranus<br />
Aber keinerlei Bezug zu Planeten!<br />
1864 William Huggins: PNe haben kein Sternspektrum (Kontinuum<br />
mit Absorptionslinen) sondern einzelne Emissionslinien!!<br />
Hellste Linie bei 500,7 nm: in irdischen Labors unbekannt<br />
„neues Element Nebulium“<br />
Anfang 20. Jh. Henry Russell: nicht neues Element, sondern<br />
bekanntes unter ungewöhnlichen Bedingungen<br />
1928 Ira Bowen: in extrem dünnen Gasen können Elektronen<br />
lange in metastabilen Zuständen bleiben, bis „verbotener“<br />
strahlender Übergang, statt Energieabgabe durch Stöße
Historie (2)<br />
Erst gegen Ende des 20. Jahrhunderts:<br />
Satellitenteleskope<br />
außerhalb der Erdatmosphäre<br />
- Bilder im IR, UV und Röntgen-Bereich<br />
- hohe Auflösung im Optischen<br />
Temperaturen, Dichten, Elementhäufigkeiten<br />
Auflösung komplexer Strukturen,<br />
zudem genauer: Ausdehnungsgeschwindigkeit<br />
Entfernung (oft schwierig)<br />
extrem komplexe<br />
Morphologien der PNe
Relative Durchlässigkeit der Erdatmosphäre
HRD für eine und 20 Sonnenmassen<br />
Entstehung des <strong>Planetarische</strong>n <strong>Nebel</strong>s im Bereich des AGB<br />
Helligkeit<br />
Radius<br />
Horizontalast<br />
100 R sol<br />
1 R sol<br />
L ~ R 2 T 4 eff<br />
blau: Lebenslinie der Sonne<br />
0.01 R sol<br />
KW IAA Tübingen<br />
100.000 K 10.000 K Temperatur
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong>: Grundmechanismus 1<br />
• Gegen Ende eines Sonnen-ähnlichen Sterns ist der Brennstoff im<br />
Kern (erst H, dann He) verbraucht. Die Fusion erlischt, der Kern<br />
kühlt ab und wird dichter.<br />
• Zunächst noch Schalenbrennen 2. Aufblähen zum Roten Riesen<br />
Asymptotischer Riesenast (AGB)<br />
• He- und H-Schalenbrennen im Wechsel:<br />
H-Fusion liefert He-Nachschub<br />
• He-Brennen ist extrem temperaturabhängig: ~ T ~40 !!<br />
z.B. T 1,05 T L 7 L<br />
durch Hitze und Druck hohe Reaktionsrate<br />
Ausdehnung, dadurch Abkühlung<br />
Stopp der Reaktion<br />
Kontraktion und gravitative Aufheizung<br />
Wieder Anspringen des He-Brennens<br />
Pulsieren von Sternhülle und abströmenden Material
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong>: Grundmechanismus 2<br />
• Die Pulsationen und die starken Sternwinde treiben die gravitativ<br />
nur noch schwach gebundenen äußeren Schichten weg,<br />
immer tiefere Schichten werden freigelegt<br />
der Sterndurchmesser nimmt ab<br />
• Der heiße Kern wird zunehmend entblößt: zunächst reicht die<br />
Temperatur seiner äußeren Hülle nur zur Reflexion seines Lichts an<br />
den ausgestoßenen Gasen Protoplanetarischer <strong>Nebel</strong><br />
• Ab etwa 30.000 K ionisiert seine UV-Strahlung das abdriftende Gas<br />
<strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong>!<br />
• Farben je nach Gasart:<br />
Hα: rot (656 nm), N II: rot (658 nm), S II: rot (673 nm)<br />
O III: blaugrün (501 nm), Hβ: blau (486 nm), He: blau (447 nm)
Helligkeit der Zentralsterne der PNe<br />
Zentralsterne sind für Beobachter und Fotografen meist sehr<br />
unscheinbar!<br />
Und das, obwohl deren Oberflächentemperatur sehr hoch ist und<br />
damit pro Fläche viel Energie abgestrahlt wird: L ~ T 4<br />
Aber:<br />
• Die Oberfläche schrumpft auf dem Weg vom Roten Riesen zum<br />
Weißen Zwerg drastisch: von > 10.000 F sonne ~ 0.0001 F s !!<br />
• der Hauptteil der Energie wird im unsichtbaren UV abgegeben<br />
• z.T. sind die Sterne noch von Gas-/Staubhüllen umgeben<br />
Weiße Zwerge kühlen wegen ihrer hohen Dichte (~ 1 Tonne/cm 3 )<br />
und der kleinen Oberfläche nur sehr langsam aus<br />
Es gibt noch keine Schwarzen Zwerge, da T min > 3.000 K!!
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong>: Strukturen (1)<br />
• Nur ein Fünftel der PNe hat eine in etwa kugelförmige Struktur,<br />
wie ihre Erzeugersterne<br />
Beispiele:<br />
Abell 39 im Herkules<br />
NGC 6781 im Adler
Lo 17 PN G356.8-11.7<br />
„der ideale PN“ in Sgr<br />
OAMP.Fr<br />
monochromatisch: Hα - N II - O III<br />
Die 3 Bilder zeigen einen nahezu<br />
perfekt-kreisförmigen Ring mit einer<br />
schwachen diffusen äußeren Hülle
PN ngc 2438 beim OH M46<br />
Carsten Jacobs IAS<br />
PN (~2900 LJ) liegt vor dem Offenen Sternhaufen M 46 (~5400 LJ)
PN ngc 2438 in Puppis D. Lopez NASA 2001<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern: 10,8/17,7m<br />
Tiefe Aufnahme:<br />
Hof aus leuchtendem atomarem Gas mit 4,5 LJ Ø, aus früherer Aktivität<br />
spätere Auswürfe stoßen gegen die langsameren früheren Schocks
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong>: Strukturen (2)<br />
• Die übrigen PNe haben z.T. sehr komplexe Morphologien:<br />
häufig achsen- oder punktsymmetrisch<br />
Mögliche Ursachen:<br />
- schnelle Rotation des Sterns?<br />
- Pulsationen des Sterns mit mehreren Ausstoßphasen<br />
- starke stellare Winde<br />
- Schockfronten, wenn schnelles junges Material auf altes trifft<br />
- Magnetfeld des Sterns Jets<br />
- Akkretionsscheibe um den Stern Jets<br />
- stellarer Begleiter, dessen Umlauf-Achse evtl. zudem<br />
nicht mit der Rotationsachse des Sterns übereinstimmt<br />
- Wechselwirkung mit interstellarem Medium:<br />
bei Differenzgeschwindigkeit Asymmetrie<br />
Viele komplexe Strukturen sind noch nicht voll verstanden
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong>: Strukturen (3)<br />
Hinzu kommt:<br />
Das Erscheinungsbild ist enorm abhängig von der<br />
Blickrichtung, aus der wir den <strong>Nebel</strong> betrachten!<br />
Beispiele: Eulen-<strong>Nebel</strong> Schmetterlingsnebel M 2-9
Elliptische <strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong><br />
• In etwa rotationssymmetrisch um die Längsachse<br />
• Z.T. mit Knotenauswürfen in Achsenrichtung<br />
• Die schnellen Post-AGB-Winde schieben die<br />
Hüllen aus den langsamen Winden der AGB-Phase<br />
zusammen<br />
Schockfronten
PN NGC 3242: Jupiters Geist in Hya<br />
HST 2012<br />
Entfernung: ~ 2500 LJ<br />
Größe: 24´´x16´´ (40´´x35´´)<br />
Außen-Ø: ~ ½ LJ<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong> / Stern:<br />
7,7m / 12,1m<br />
Alter: 1700 Jahre<br />
rot: 658 nm - N II<br />
grün: 656 nm - Hα<br />
blau: 502 nm - O III<br />
Heller Ring: extrem schnelle Sternwinde (2.400 km/s) des WZ (90 kK)<br />
treffen auf langsame Winde aus AGB-Phase: Schockfronten<br />
Elliptische Form nach Modellrechnungen durch Braunen Zwerg<br />
verursacht, der vor 4.000 Jahren eng um den Zentralstern lief?
PN NGC 6826: Blinkendes Auge HST 1996<br />
Entfernung 2.200 LJ in Cyg<br />
Größe: 27´´x 24´´<br />
0,22 x 0,2 LJ<br />
Helligkeit: 8,8m<br />
Extrem heißer Zentralstern:<br />
10,2m?<br />
Schnelle Sternwinde<br />
schieben äußere Hülle aus<br />
früherer Phase zusammen<br />
Schockfront<br />
Rote Flier: ultraschallschnell oder stationär?<br />
B. Balick
1950´s<br />
First Palomar Sky Survey<br />
NGC 6826<br />
Sehr schwacher<br />
äußerer Halo,<br />
aus erster<br />
Rote-Riesen-Phase (?):<br />
3-Winde-Szenario
IC-418 Spirograph-<strong>Nebel</strong> HST 1999<br />
Entfernung : ~ 2...3.000 LJ in Lepus<br />
Ø ~ 0,2 LJ<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong> / Stern: 9,3/10,2m<br />
rot: N II-Gas außen, am kühlsten<br />
grün: Hα<br />
blau: O III, nahe Stern, am heißesten<br />
Wellige Strukturen noch unklar,<br />
evtl. da der Stern innerhalb von<br />
Stunden unvorhersehbar veränderlich<br />
chaotische Winde
Ringe, Toroide, Tonnen
PN IC5148 in Grus<br />
D. Willasch IAS Namibia<br />
„Vom Ersatzreifen zur<br />
himmlischen Blüte!“<br />
Entfernung: 2900 LJ, Ø ~ 2,2´, Ausdehnung: > 50 km/s<br />
Helligkeiten: <strong>Nebel</strong> ~12m, Zentralstern ~16m<br />
Zweischalen-Struktur in Hα und OIII, Ring und Helix in NII
Ringnebel M 57<br />
Optisch HST 2006<br />
Entfernung: 2300 LJ<br />
Ausdehnung: 19 km/s<br />
Ø ≈ 1,3 LJ ≈ 2´<br />
Alter: ~ 20.000 Jahre<br />
Helligkeiten:<br />
- <strong>Nebel</strong>: 9,3m<br />
- Stern: 15,8m<br />
Äquatorialer Torus,<br />
um 30° geneigt
(Siehe auch NASA APOD 20.04.2012)<br />
Ringnebel in der Leier M57 AVR Peter Knappert<br />
Äußere rote Schalen: IR-Emission des molekularen Wasserstoffs H 2<br />
Er wurde in früheren Phasen ausgestoßen
Eulen-<strong>Nebel</strong> M97 in UMa Johannes Schedler IAS<br />
Ø ~ 2 LJ, Ausdehnung: ~ 40 km/s, Helligkeit: <strong>Nebel</strong> / Stern 9,9m /16m<br />
Masse <strong>Nebel</strong> / Stern: 0,15 / 0,7 M s , Alter ~ 6000Jahre<br />
Der <strong>Nebel</strong> hat evtl. die Struktur einer dicken Tonne, wobei die „Augen“<br />
die Enden der Tonne (ohne Material) sind?
Helix-<strong>Nebel</strong> ngc 7293 HST optisch
Helix-<strong>Nebel</strong> ngc 7293 in Aqr<br />
Dieter Willasch IAS<br />
Helix nur fotografisch<br />
erkennbar (Hα),<br />
nicht visuell (OIII)<br />
Entfernung 650 LJ,<br />
Ring-Ø ~ 2 LJ (16´x28´)<br />
aber Strukturen bis 4 LJ<br />
vom Zentralstern<br />
Alter: ~ 10.600 Jahre<br />
Helligkeit: 7,3m<br />
Zentraler WZ: 13m
Helix-<strong>Nebel</strong> im IR Spitzer 2007<br />
blau: 3,6-4,5 μm<br />
Knotenstränge =<br />
molekularer H 2<br />
grün: 5,8-8 μm<br />
rot: 24 μm<br />
Gas/Staub,<br />
zuletzt ausgestoßen,<br />
innerster Ring =<br />
Staubscheibe um<br />
den Stern (Reste<br />
von Kometen und<br />
Planeten)
Beleuchtung / Anregung eines PN<br />
durch den Zentralstern (1)<br />
Einflüsse:<br />
1. Temperatur der freigelegten Sternschichten:<br />
• < 30.000 K Reflexion an Gas-/Staubschichten: PPN<br />
Spektrum: Stern-“Kontinuum“<br />
• > 30.000 K Anregung der Gase: <strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong>!<br />
Spektrum: Linienemission<br />
2. Dichteprofil des <strong>Nebel</strong>s:<br />
• geringe Dichte: (schwacher) <strong>Nebel</strong> wird gleichmäßig angeregt<br />
• höhere Dichte: starke Absorption von innen her:<br />
- hohe Energien am schnellsten absorbiert<br />
Emissionslinien nehmen schnell ab<br />
- weiter außen noch reflektiertes Licht<br />
- noch weiter außen: IR des Sterns heizt den Staub auf<br />
noch dessen Wärmestrahlung (IR / Radio)
Beleuchtung / Anregung eines PN<br />
durch den Zentralstern (2)<br />
3. Geschwindigkeitsprofil von Gas-/Staubpartikeln:<br />
Absorbierte Lichtquanten übertragen Energie und Impuls<br />
Teilchen werden infolge Mehrfach-Absorption<br />
nach außen immer schneller<br />
Daraus: Infos über Dichte, Masse, Größe des <strong>Nebel</strong>s
PN ngc 2440 Insekten-<strong>Nebel</strong>:<br />
helles Zentrum HST 1999<br />
Entfernung: 4000 LJ<br />
in Puppis<br />
Der farbenfrohe<br />
„Letzte Hurra“<br />
eines Sternes wie<br />
die Sonne!<br />
Im Zentrum: einer<br />
der heißesten<br />
Weißen Zwerge<br />
mit ~ 200.000 K<br />
und knapp 1 M s
PN ngc 2440<br />
in Puppis HST 2007<br />
Vom Stern<br />
ausgestoßenes<br />
Material:<br />
blau: He<br />
blaugrün: O<br />
rot: N und H<br />
Entfernung: ~ 4000 LJ<br />
Größe: ~ 1,2 LJ ≈ 1,2“<br />
Helligkeit: 17,7m<br />
Chaotische Struktur (multipolar): der sterbende Stern hat in Perioden<br />
Material in verschiedene Richtungen ausgestoßen,<br />
auch Staub in z.T. vom Stern wegweisenden dunklen Streifen
Massenverlust (1)<br />
Mögliche Ursachen:<br />
a) auf dem ersten Riesenast<br />
- beim Aufblähen während H-Schalenbrennen<br />
- an dessen Spitze beim Helium-Blitz<br />
b) auf dem AGB-Ast:<br />
Pulsationen (Durchmesser, Temperatur) durch<br />
- κ-Prozess: Pulsieren wegen Opazitäts-/Temperatur-Änd.<br />
- wechselweises H-/ He-Schalenbrennen<br />
- He-Blitze in später AGB-Phase thermische Pulse<br />
periodisch alle 10...100.000 Jahre, Dauer < 1000 Jahre<br />
- finalen He-Blitz wiedergeborener Stern<br />
Ausstoßgeschwindigkeit mit ~ 10-20 km/s<br />
„langsame Sternwinde“<br />
Ausstoß von Gas und Staub in mehreren Perioden
Massenverlust (2)<br />
Die thermischen Pulse u. ä. halten so lange an,<br />
bis die Restmasse des sterbenden Sterns nicht mehr die<br />
Zündbedingungen des H- bzw. He-Schalenbrennens erreicht:<br />
Grenzmasse bei etwa 0,6 M s<br />
- etwas abhängig von der Metallizität des Sterns<br />
- aber unabhängig von Geburtsmasse (0,8 ... 8 M s )<br />
Alle Weißen Zwerge haben etwa dieselbe Masse<br />
Restmasse der H-Hülle des Sterns dann nur noch ~ 0,01 M s<br />
Ab hier nimmt durch das Abblasen der Resthülle über<br />
schnelle Sternwinde der Radius rapide ab bei gleichzeitigem<br />
Freilegen immer heißerer Kernschichten.<br />
Deren Strahlung beschleunigt die Winde und regt die zuvor<br />
abgeworfenen Hüllen zum Leuchten an PN!
Protoplanetarer Eier-<strong>Nebel</strong> CLR 2688 in Cyg<br />
HST 2006<br />
~ 3000? LJ entfernt<br />
Ø ~ 1 LJ; 13,5 m<br />
Staubtorus blockiert Sicht<br />
auf Zentralstern<br />
Staub/Gas-Schalen außen<br />
reflektieren Sternlicht<br />
Proto-PN<br />
Schalen durch periodische<br />
Burst alle paar hundert Jahre<br />
Ausdehnung mit 20 km/s
Eskimo-<strong>Nebel</strong> ngc2392<br />
Johannes Schedler IAS<br />
5.000 LJ entfernt in Gem<br />
0,6 LJ Ø (äußere Hülle)<br />
Größe: 50´´<br />
Alter: 10.000 Jahre<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern:<br />
9,1/11m<br />
Zentralstern: ~ 1 M s<br />
Mehrere Ausstoßphasen<br />
Schockfronten<br />
Äußere schnelle Filamente bis<br />
1 LJ:<br />
Flier = Fast low ionisation<br />
emission region
Saturn-<strong>Nebel</strong> ngc 7009 in Aqr HST 1996<br />
Entfernung 2.000 ... 4.000 LJ<br />
Größe:<br />
- äußere Schale: 41´´x35´´<br />
Ø ~ 0,2 ... 0,4 LJ<br />
- innen: 25´´x17´´<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong> / Stern:<br />
8 / 11,5 m<br />
Bipolare Struktur mit<br />
Halo, Jets, Mehrfachschalen,<br />
Henkeln, kleinskaligen<br />
Filamenten und Knoten<br />
grün: O III
Katzenauge ngc6543<br />
Capella Observatory<br />
Entfernung: 3.000 LJ, im Drachen<br />
Heller Innenteil: 23´´x 17´´<br />
- Alter: ~ 10.000 Jahre<br />
Äußere Filamente: Ø > 4´(~ 5 LJ)<br />
- Alter: 50-90.000 Jahre<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern: 8,1/~20 m<br />
Zentralstern doppelt!?<br />
Galaxie ngc6552<br />
(50 Mio LJ)
Katzenaugen-<strong>Nebel</strong>: Zentralbereich<br />
HST 1994 und Chandra 2001<br />
Innere Struktur:<br />
- WW des Sternwinds mit dem<br />
ausgestoßenen Material sind<br />
Hauptgrund für helle Bereiche<br />
Röntgenemission<br />
- Sternwind hat die innere Blase<br />
ausgehöhlt und an den Enden<br />
durchbrochen
Katzenaugen-<strong>Nebel</strong> NGC 6543<br />
HST<br />
Zentralstern ist Teil von<br />
Doppelstern: O-Typ + ...?<br />
Akkretionsscheibe<br />
durch Massenaustausch<br />
Polarjets, rammen<br />
durch äußere Blasen:<br />
Richtung ändert sich<br />
wegen Präzession<br />
Weiter außen:<br />
elf konzentrische Ringe,<br />
gleichmäßig abgestoßen<br />
während der AGB-Phase,<br />
alle paar 100 Jahre?
PNe mit Doppelsternen im Zentrum<br />
... sind mindestens so häufig wie mit Einzelsternen<br />
• Sterne kreisen relativ weit umeinander kaum Effekte<br />
• oder enge Binärsysteme<br />
- kurze Umlaufzeiten: < 3 Tage, meist < 1 Tag<br />
- in Post-Common-Envelope-Phase<br />
- mit Massentransfer<br />
Akkretionsscheibe um einen Stern<br />
evtl. polare Jets<br />
Die Akkretionsscheibe kann durch Wechselwirkung<br />
mit dem Partner präzedieren<br />
Jets ändern ihre Aussttoßrichtung<br />
Achsen- Punkt-Symmetrie
Heißer WZ regt den Gastorus<br />
zum Leuchten an<br />
PN Shapley 1 (in Norma, ESO 2011)<br />
Entfernung: ~ 1.000 LJ<br />
Ø ~ 0,3 LJ ↔ 1,1 arcmin<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern: 12,6/14m<br />
Doppelstern mit Weißem Zwerg,<br />
Umlauf = 2,9 d<br />
Wir blicken parallel zur Achse,<br />
Schwerkraft-WW mit Begleiter:<br />
Hüllen bevorzugt in Äquator-<br />
Nähe abgeblasen<br />
Torus um Doppelstern
Südlicher Ring-<strong>Nebel</strong> ngc 3132<br />
Dieter Willasch IAS<br />
~ 2000 LJ entfernt in Vela, ½ LJ Ø (1,4´x0,9´)<br />
v Hülle = 20 km/s ~ 4000 Jahre alt<br />
Ein heißer (~100kK) Weißer Zwerg (15,8m)<br />
regt seine abgestoßenen Hüllen zum Leuchten an (L ~ 9,9m)<br />
nicht sein 10m-heller Begleiter in 1300 AE Abstand<br />
Leuchtende Gase: rot: N II, blaugrün: O III
PN ngc 3132: zentraler WZ mit hellem Begleiter<br />
HST 1998<br />
Weißer Zwerg des PN neben hellem Begleiter sichtbar<br />
Struktur aus überlagerten Ringen und querliegenden<br />
Staubfilamenten ist noch nicht verstanden!
Hantelnebel M 27 in Vul Werner Roßnagel IAS-N<br />
Entfernung: 1400 LJ, Helligkeit <strong>Nebel</strong> / Stern: 7,4m /13,5m<br />
8´x 5,7´, Ø ≈ 3 LJ,, Ausdehnung > 40 km/s Alter ~ 10.000 Jahre<br />
Zentralstern: 85.000 K heißer O7-Stern mit 17m-Begleiter
Hantel-<strong>Nebel</strong> M 27<br />
Bill Snyder APOD<br />
Hα:<br />
Hantel<br />
OIII:<br />
Ellipse<br />
und Halo<br />
Gasmassen: innen ionisiert, außen Torus von neutralem Gas<br />
Knoten: aus früherer Phase der PN-Entwicklung
PN HFG1 in Cas<br />
Wechselwirkung mit Interstellarem Medium<br />
NAOA Arizona<br />
PN erzeugt durch<br />
vorkataklysmisches<br />
Binärsternsystem<br />
V664Cas, das<br />
mit 30...60 km/s<br />
durchs ISM pflügt<br />
Schockbogen<br />
Hinten: Schweif von<br />
zurückgelassenem<br />
Material,<br />
bis 100.000 Jahre alt<br />
blau: O III<br />
rot: Hα
PN ngc 5189 in Musca<br />
Dieter Willasch IAS Namibia<br />
Entfernung: 3000 LJ in Musca<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong> / Stern: 10,3m / 20m<br />
Größe: 2,3´, Ausdehnung: ~ 10 km/s<br />
Biaxialer bipolarer Materialausfluss<br />
Ursache für komplexe Struktur:<br />
unsichtbarer Begleiter, der die Sternachse präzedieren lässt??
ngc 6537: Rote-Spinne-<strong>Nebel</strong> in Sgr<br />
HST 2001<br />
Entfernung: ~4000LJ, Größe: 0,6´x0,4´, Helligkeit PN/Stern: 11,6/11,8m<br />
Annahme: 2. Stern durchmischt das vom extrem heißen WZ abströmende<br />
Gas: v ~ 2...4.000 km/s, ungleichmäßig Schockfronten Leuchten
PN Minkowski 2-9 in Oph<br />
HST 1997<br />
Entfernung: ~ 1200 LJ<br />
Größe: 115´´ x 18´´ (~ 0,6 x 0,1 LJ)<br />
Helligkeit: 14,7m; Alter: 1200 J<br />
Enges Binärsystem aus „sonnenähnlichem“ Rotem Riesen auf dem Weg<br />
zum Weißem Zwerg und kleinerem Stern, der wohl in die expandierende<br />
Atmosphäre des RR eintauchte WW schuf den <strong>Nebel</strong>
PN Minkowski 2-9 in Oph<br />
Präzedierende Jets 1989 - 2007<br />
Enges Binärsystem im Zentrum:<br />
Begleiter saugt Material vom Roten Riesen ab<br />
Akkretionsscheibe<br />
bipolare Jets parallel Scheibenachse<br />
Jets treffen von innen auf Gasloben<br />
zusätzliche Anregung (Hα, O III)<br />
Die Akkretionsscheibe präzediert wegen WW<br />
mit dem Roten Riesen (Periode ~ 120 Jahre)<br />
zeitliche Veränderung der Jets und Flecken<br />
Der schnelle Sternwind (~ 1000 km/s) bläst über<br />
die Scheibe in die Stundenglas-förmigen dünnen<br />
Loben und formt sie
PN Minkowski 2-9 in Oph<br />
Blick auf den PN in<br />
Achsenrichtung:<br />
Min 2-9 erscheint so als<br />
„sphärischer“ <strong>Nebel</strong><br />
Animation: Simulated flyaround, Autor: Garret min<br />
Siehe: Wikipedia – the free encyclopedia: Planetary Nebula Min 2-9
PN ngc 1535 in Eri: Kleopatras Auge<br />
Adam Block Arizona<br />
Entfernung: > 1500 LJ<br />
Größe: ~ 0,7´ Ø<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong> / Stern:<br />
10,5m / 12 m<br />
C. A. Clayton:<br />
nahezu sphärisch? nein <br />
bipolare Struktur etwa in<br />
Sichtlinie (wie Min 2-9)<br />
Ursache: dichter Materiering<br />
in der Äquatorebene des Sterns<br />
kollimiert bipolare Sternwinde
Stundenglas-<strong>Nebel</strong> MyCn 18 in Mus HST 1996<br />
8.000 LJ entfernt in Musca<br />
Größe: 0,4´x0,4´<br />
Helligkeit: 13m<br />
junger PN<br />
rot: N II<br />
grün: Hα<br />
blau: O III<br />
Heller Innenteil: kein Ring,<br />
sondern „Kartoffel“ mit<br />
abweichender Symmetrieachse<br />
Binärsystem im Zentrum<br />
Zentralstern klar „off-center“<br />
Ätz-Strukturen in den<br />
Stundenglas-Wänden
PN ngc 1514 in Tau NASA/STScI 2010.<br />
Entfernung: 600 ... 1000 LJ?<br />
Ø ~ 2 arcmin<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern: 11/9,4 m<br />
<strong>Nebel</strong> hell im O III-Bereich:<br />
- Innenschale mit zwei Paar<br />
bipolaren Blasen<br />
Ausdehnung mit 25 km/s<br />
- sehr dünne Außenschale<br />
Zentralstern: sehr enges Binärsystem aus A-Stern und O-Subzwerg<br />
Umlauf in nur 9h 50min ...wenigen Tagen in gemeinsamer Hülle<br />
Ausgeworfenes Material von beiden Sternen?<br />
Anregung des <strong>Nebel</strong>s durch den heißen O-Subzwerg
ngc 1514: Struktur im IR<br />
M. Ressler et al. STScI<br />
optisch: vor allem O III<br />
IR (WISE): b/g/r = 4,6/12/22 μm<br />
Innen: jüngere O III-reiche Emissionen<br />
Außen: ältere dünne Gas/Staub-Schicht, in die sich Sanduhr-artige<br />
schnelle Winde (Jets) - vom Subzwerg erzeugt - ausdehnen<br />
Wo sie auf die Staubhülle stoßen, entstehen Ringe von aufgeheiztem<br />
Staub, die im IR strahlen (~ 160 K), Ø ~ 0,6 LJ, Abstand ~ 0,2 LJ
PN MyCn 18: Struktur<br />
J. O´Connor et al., JB Obs.<br />
Zwei-Winde-Modell:<br />
Prinzipielle Stundenglas-Form erklärbar durch<br />
Wechselwirkung des schnellen Sternwindes und<br />
der ionisierenden Strahlung vom freigelegten<br />
heißen Sternkern mit dem langsamen Wind aus<br />
der AGB-Phase<br />
Die Volumen-Emission fällt mit dem Abstand<br />
vom Zentrum: ~ 1/r 2
Zwei-Winde-Modell<br />
• PN wird geformt durch Wechselwirkung stellarer Winde<br />
• ISW-Modell (Interacting Stellar Winds: Kwok 1978)<br />
- AGB (asymptotic Giant Branch)<br />
10...50 km/sec, log dM/dt = -7 ... -4<br />
- post-AGB<br />
2000 km/sec, log dM/dt = -10 ... -7<br />
• <strong>Nebel</strong>schale<br />
25 km/sec<br />
• Anwendung: sphärisch-symmetrische PN<br />
• für asphärische PN: Annahme, dass AGB-Wind bevorzugt<br />
in Äquatorialebene abströmt (Kahn & West 1985)
Roter Rechteck-<strong>Nebel</strong> HD 44179 HST 2004<br />
Bipolarer Gas- und<br />
Staubausfluss, von<br />
der Seite gesehen<br />
(Doppelkegel),<br />
wegen Doppelstern<br />
im Zentrum<br />
Rote Farbe durch<br />
Kohlenwasserstoffe<br />
PPN: 18.000 J alt, 2.300 LJ entfernt in Mon<br />
Doppelstern verdeckt durch Staubscheibe<br />
„Leitern“ als Folge<br />
von episodischem<br />
Ausstoß alle paar<br />
hundert Jahre
PN Flemimg 1 bzw. Hen 2-66 ESO 2012 + IAAT<br />
innere Hülle/Scheibe: ~ O III<br />
knotige Jets: ~ Hα<br />
Im Zentrum Doppelstern aus engem Paar Weißer Zwerge<br />
mit 0,5...0,9 M s und 0,7...1,0 M s , Umlauf nur 1,2 Tage!!<br />
Gas von einem strömte zum anderen über Akkretionsscheibe,<br />
die wegen Partner in Präzessionsbewegung versetzt wurde<br />
aus den Polen schießende Gasjets in ständig schwankende<br />
Richtungen gelenkt, aber punktsymmetrisch, Länge > 9 LJ<br />
8.000 LJ entfernt in Cen, Alter: Jets 10-16.000 Jahre, PN 5.000 Jahre
PN Fleming 1: Funktion des<br />
Doppelsternsystems<br />
Künstlerische Darstellung zum<br />
Aufbau des Doppelsternsystems:<br />
Die Ausrichtung der Akkretionsscheibe<br />
schwankt unter dem Einfluss<br />
der Gravitation der beiden Sterne und<br />
damit auch die Richtung, unter dem die<br />
Materiestrahlen, die Jets, ausgesandt<br />
werden.<br />
Materieausstoß bei Instabilitäten der<br />
Akkretionsscheibe<br />
SuW 03-2013: T. Althaus
Stingray <strong>Nebel</strong>: jüngster bekannter PN<br />
Hen-1357<br />
... war vor 40 Jahren noch ein<br />
nicht sichtbarer Proto-PN:<br />
der AGB-B1-Überriese war<br />
noch nicht heiß genug, um das<br />
abgestoßene Gas zu ionisieren!<br />
Erst 1994 als PN entdeckt<br />
(Hubble – M. Bobrowski)<br />
rot: N II - grün: O III - blau:<br />
18.000 LJ entfernt in Ara<br />
Helligkeiten:<br />
- Stern / Begleiter: 15 /17 m<br />
- <strong>Nebel</strong>: 10,8m<br />
Größe: Ø nur ~ 0,16 LJ<br />
Gasblasen durch den Begleiter mitgeformt<br />
Heißer Wind des Sterns erzeugt Schocks und bläst Löcher in die Blasen
Ameisen-<strong>Nebel</strong> Menzel 3 in Nor HST 2001<br />
Entfernung ~ 8000 LJ, Helligkeit 13,8m, Größe 50´´x12´´<br />
Radius: ~ 1 LJ, radial expandierend mit ~ 50 km/s<br />
Bipolare Struktur durch engen Begleiter in gemeinsamer Hülle<br />
oder/und aufgewickelte Magnetfelder des rotierenden Sterns
PNe-Strukturen und Magnetfelder<br />
2001 A. Frank: In der Sternendphase entkoppelt die Rotation von Kern<br />
und Hülle Magnetfelder beider Komponenten verdrillen und<br />
verstärken sich Auswurf folgt diesen Linien<br />
2005 S. Jordan et al: kGauss-Magnetfelder in Zentralsternen von<br />
vier PNe entdeckt, A&A 432 (2005) 273 [astro-ph/0501040]<br />
Magnetfelder wichtig für viele PN-Strukturen<br />
2005 Noam Soker: Felder eines Einzelsterns reichen nicht für die<br />
Strukturbildung aus, die Hauptrolle liegt im Binärsystem<br />
2005 S. Huggins et al.: Magnetfelder können lokale Filamente<br />
erzeugen<br />
2008 A. Frank: Ein Einzelstern-Dynamo schafft nicht genug Energie<br />
und Drehmoment, bei einem Doppelstern eher möglich<br />
Noch viele Fragen offen
Chaotische <strong>Nebel</strong>
PN ngc 6210 in Her HST 2010<br />
Entfernung: 6.500 LJ, Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern: 9,5/13m<br />
Äußere Strahlen: heiße bipolare Winde, die Löcher in<br />
die älteren Multischalen getrieben haben<br />
blau: O III rot: O II<br />
grün: OIII<br />
rot: OII<br />
rot: Hα <br />
Zentrum: Ø ~ 0,5 LJ (14“)
PN ngc 7026 in Cyg HST 2012<br />
„Swan and butterfly“ oder „Cheeseburger“<br />
Entfernung: ~ 6500 LJ<br />
Größe: ~ 45´´<br />
Helligkeit <strong>Nebel</strong>/Stern:<br />
~ 11/14m<br />
Ausdehnung prop. R<br />
Alter: ~ 800 Jahre<br />
äquatorialer Toroid<br />
rot: Hα, N II<br />
grün: Sternlicht<br />
blau: O III
PN ngc 7026: Gittermodell D. Clark et al., 2012<br />
Aus spektroskopischen Messungen: 3 Loben- / 4 Knoten-Paare, bipolar<br />
mit bikonischem Ausflusskegel und äquatorialer Verdickung (EDE)
Grobschätzung: Optische Dichte eines PN<br />
Annahmen für einen mittleren PN:<br />
• Gesamtmasse von ausgestoßenem Gas und Staub:<br />
1 Sonnenmasse = 2 x 10 33 g<br />
• Fläche des PN: 1 LJ 2 = 10 26 km 2 = 10 36 cm 2<br />
mittlere Flächendichte der Säule längs der Sichtlinie:<br />
ρ s = 2 x 10 33 g/10 36 cm 2 = 0,005 g/cm 2<br />
oder: ρ ~ 100 Teilchen/cm 3<br />
Die Materiemenge längs der ganzen Säule von<br />
1 LJ Tiefe entspricht 2 cm irdischer Luftsäule!!<br />
Das kann man nur sehen, wenn das Gas vom<br />
Zentralstern angeregt wird
Beobachtung von <strong>Planetarische</strong>n <strong>Nebel</strong>n<br />
Name, Bezeichnung Sternbild mag Größe Z-Stern Typ Doppelst.<br />
mag<br />
Helix, NGC 7293 Aqr 7,3 28´x16´ 13,6 Helix DS<br />
Hantel, M27 Vul 7,4 8´x5,7´ 14 Torus DS<br />
Fleming 1 Cen 7,6 2´/ Jets 4´ - bipolar DS<br />
Jupit. Geist, NGC 3242 Hya 7,7 24´´x16´´ 12,1 elliptisch DS?<br />
Saturn-N., NGC 7009 Aqr 8,0 41´´x35´´ 11,5 bipolar<br />
NGC 6572 Oph 8.1 36´´x24´´ 13,6 multipolar<br />
Katzenauge, NGC 6543 Dra 8,1 23´´x17´´ 20 bipolar DS?<br />
Blink. Auge, NGC6826 Cyg 8,8 27´´x24´´ 11/12 elliptisch<br />
Rotes Rechteck Mon 9,0 ? - Multikelch DS<br />
Eskimo-N., NGC 2392 Gem 9,1 50´´ Ø 11 2-Schalen<br />
Südl. Ring-N. NGC 3132 Vel 9,2 1,4´x0,9´ 15,8 Torus DS<br />
Ring-N., M57 Lyr 9,3 2´ Ø 15,8 Torus<br />
Spirograph-N., IC-418 Lep 9,3 0,2´Ø 10,2 elliptisch<br />
Und immer IR-Sperrfilter weglassen!!
Beobachtung von <strong>Planetarische</strong>n <strong>Nebel</strong>n<br />
Name, Bezeichnung Sternbild mag Größe Z-Stern Typ Doppelst.<br />
mag<br />
Schildkröte, NGC 6210 Her 9,5 20´´x13´´ 13 chaotisch<br />
Eulen-N., M 97 UMa 9,9 3,3´ Ø 16 Tonne<br />
Kl. Hantel-N., M76 Per 10,1 5´ Ø 16,6 2-Ringe DS?<br />
Kleop. Auge, NGC 1535 Eri 10,5 0,7´ Ø 12 bipolar<br />
NGC 2438 vor OH M46 Pup 10,8 1,3´ Ø 17,7 sphärisch<br />
Stingray-<strong>Nebel</strong> Ara 10.8 2´ Ø 15/17 multipolar DS<br />
Tau-<strong>Nebel</strong>, NGC 1514 Tau 11 2´ Ø 9,5 2-Schalen DS<br />
NGC 7026 Cyg 11 45´´ 14,2 bipolar<br />
Rote Spinne, NGC 6537 Sgr 11,6 36´´x24´´ 11,8 bibipolar DS<br />
Shapley 1 Nor 12,6 1,1´ Ø 14 Torus DS<br />
Stundenglas-N. MyCn18 Mus 13 25´´ Ø ? bipolar DS<br />
Eier-<strong>Nebel</strong>, CLR 2688 Cyg 14 30´´x15´´ ? bipolar DS<br />
Minkowski 2-9 Oph 14,7 2´x0,3´ ? bipolar DS<br />
Und immer IR-Sperrfilter weglassen!!
<strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong><br />
... haben ein farbenfrohes, aber kurzes Leben<br />
... dehnen sich sehr schnell aus, mit bis über 50 km/s und<br />
verflüchtigen sich in ein paar 10.000 Jahren im Weltraum<br />
... haben eine enorme Bedeutung für die Entwicklung von<br />
Galaxien und Sternen:<br />
sie geben Materie an das interstellare Medium zurück,<br />
angereichert mit schwereren Elementen, die in der<br />
AGB-Phase durch Nukleosynthese erbrütet wurden<br />
Quelle des Lebens!!
Zum Schluss: Was sind das??...
Zum Schluss: Was sind das??...<br />
Als Esoteriker wüsstet Ihr: ... „Gottes Augen“!!
Gottes Auge am Himmel?<br />
Als Hobby-Astronomen beobachten wir, was sich da oben<br />
so tut. Oder werden wir gar selbst beobachtet? Wieder so<br />
ein Auge, das auf uns gerichtet ist! Na, rührt sich da nicht<br />
unser Gewissen und fragt sich, ob wir diesem prüfenden<br />
Blick standhalten können. Allerdings: dieser Blick wurde<br />
ausgesandt vor etwa 8.000 Jahren. Der konnte<br />
also uns noch nicht gegolten haben. Und wenn er doch<br />
etwas zu Bestrafendes erkennen sollte: bis die Antwort<br />
zurückkommt dauert es nochmal 16.000 Jahre. Wohl<br />
etwas spät für dieses unser irdisches Leben. Und was ist,<br />
wenn wir für akzeptabel durchgehen aber irrtümlich<br />
bereits in der Hölle schmoren? Wenn dann die Entlastung<br />
kommt, haben wir schon 16.000 Jahre umsonst gebrutzelt.
Gottes Auge am Himmel?<br />
Also, mit dieser Art himmlischen Gerechtigkeit ist es<br />
wohl nicht so weit her, trotz der Größe des Auges von<br />
mehr als einer Billion Kilometern.<br />
Ergo, Ihr müsst wohl mental und körperlich selbst auf<br />
Euch aufpassen. Und falls es Euch bei Glatteis zu<br />
heftig auf den Boden setzt:<br />
112 anrufen, statt auf Hilfe von diesem Auge warten!
Danke<br />
fürs Mitdenken
Literatur (1)<br />
• Rainer Töpler: <strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong> verstehen und beobachten<br />
• Wikipedia: u.a. Stingray Nebula, Planetary Nebulae, Roter Riese,<br />
AGB-Stern, PN Minkowski 2-9<br />
• James B. Kaler: Stars (darin Spectra)<br />
• SuW 12/2011, S.16-17: Shapley 1 – ein kosmischer Gasring<br />
• SuW-ASTROnews 27.02.2012: Abschiedsvorstellung einer<br />
sterbenden Sonne<br />
• SuW 08.11.2012: <strong>Planetarische</strong>r <strong>Nebel</strong> mit zwei Weißen Zwergen<br />
(PN Fleming-1)<br />
• ESO/IAAT-Pressemitteilungen 08.11.2012: Doppelstern in Fleming1<br />
(H. Boffin: Foto; T. Rauch: Auswertung mit neuem Computermodell)<br />
• S. Jordan, K. Werner, S. O´Toole: Discovery of magnetic fields in<br />
central stars of PNe, A&A 432 (2005) 273
Literatur (2)<br />
• Ch. Reimers: Mass loss by inhomogeneous AGB-winds<br />
• A. Frank: Heavenly light show explained, Rochester Review 2001,63<br />
• A. Dan et al., Stargazer Observatory: PN NGC 1514 ...<br />
• M. Ressler et al.: Discovery of infrared rings in PN NGC 1514,<br />
The Astronomical Journal 140 (2010) 1882<br />
• www.oamp.fr/people/trung/lo17pres.html<br />
• J. O´Connor et al.: The hypersonic bipolar knotty outflow ... from<br />
MyCn18, The Astrophysical Journal,531:336-344, 01.03.2000<br />
• P. Huggins, S. Manley: Filaments as possible signatures of magnetic<br />
fields in PNe, arXiv:astro-ph/0503681<br />
• Spektrum.de 16.09.2013 - Jan Osterkamp: Magnetfeld pumpt<br />
Gaswolken um Sternsenioren<br />
• Lothar Singer: 86 helle <strong>Planetarische</strong> <strong>Nebel</strong> nördlich von -30°
<strong>Nebel</strong>-Größen:<br />
Umrechnungsfaktoren<br />
Bezogen auf eine Entfernung von 1000 Lichtjahren:<br />
- 1° entspricht 17,5 LJ ≈ 18 LJ<br />
- 1´ 0,292 LJ ≈ 0,3 LJ<br />
- 1´´ 0,00486 LJ ≈ 0,005 LJ<br />
Allgemein:<br />
1 LJ = 9,467 ∙ 10 12 km = 63.130 AE
Change language