Das halbe Duzend im Osterwettbewerb bei ATDS ist erreicht. Erklärt werden soll die Entstehung, Form und Eigenschaften eines planetarischen Nebels.
Eine Art des Nebels am Nachthimmel ist der planetarische Nebel. Dieser Nebel hat aber nichts mit Planeten zu tun. Diese (alte) Bezeichnung kommt aus der Zeit, da man diese meist runden Nebel mit Planetenscheiben verglich.
Bei einem normalen Stern wird im Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert. Geht das Wasserstoff zu Ende, so wird der Druck auf den Kern immer größer (dieser Druck wurde vorher durch den Fusionsreaktor in der Waage gehalten). Durch den steigenden Druck erhöht sich die Kerntemperatur weiter um das ca. 5..10 fache. Dadurch entsteht eine weitere Reaktion im Kern, das vorher entstandene Helium wird zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusioniert. In den äußeren Teilen des Sterns wird's so warm, das das dort befindliche Wasserstoff zu Helium fusioniert. Dabei dehnt sich der Stern enorm aus (=roter Riese).
Da der Heliumreaktor sehr instabil ist, kommt es zu einer schnellen Ausdednung und Kontraktion. Diese Bewegung kann so heftig sein, das der Stern die äußeren Hüllen abwirft. Diese Hülle (aus Gas) entfernt sich dann mit ca. 20..40 km/sec. vom Sten weg. Damit sind dann die kühleren, äußeren Schichten (ca. 10.000K) weg und die heißeren, inneren Schichten bilden die Oberfläche.
Dieser Abwurf kann mehrfach erfolgen, so das nur noch ein kleiner, sehr heißer Stern übrig bleibt (=Weißer Zwerg). In dieser gesamten Zeit ändert sich die Farbe des Sterns von orange, gelb, weis bis hin zu blau. Die Oberfläche des nun übriggebliebenen Sterns kann eine Temperatur von bis zu 100.000K erreichen und fängt dann langsam an, wieder abzukühlen.
Die Hüllen werden bei diesem Prozess mehrfach etwa gleichmäßig abgeworfen und bilden sich entfernende Kugeln/Kugeloberflächen aus Gas um den Stern. Die enorme Temperatur des übriggebliebenen Stern strahlt soviel Energie ab, das das Gas der sich expandierenden Hüllen ionisiert wird. Durch Rekombination der Elektronen mit den Ionen sowie durch das Zurückspringen der Elektronen auf untere Schalen wird diese abgestoßene Hülle zum Leuchten gebracht (siehe Emissionsnebel). In diesem Zustand können wir den planetarischen Nebel als runde Scheibe sehen.
Dabei sehen wir den Rand der leuchtenden Kugeloberfläche(n) i.d.R. am besten, da von der Blickrichtung her sich dort das meiste Material befindet (einfache geometrische Betrachtung). Die Ränder der Hüllen sind normalerweise scharf begrenzt, da das abgestoßene Material sich etwa gleichförmig wegbewegt. Die mehrfach abgestoßenen Hüllen können dabei auch als mehrfache Ringe gesehen werden.
Je weiter sich die Hüllen vom Stern entfernen, um so dünner wird das Gas. Damit verbunden ist natürlich auch eine Abnahme der ionisierten Stoffe pro Volumen, woduch der Nebel für uns immer schwächer leuchtet.
Fliegen die abgestossenen Hüllen noch weiter weg, so reicht die Energie des Sterns nicht mehr aus, das Gas zu weiter zu ionisieren. Nachdem alle Ionen ihre Elektronen wieder eingefangen haben, leuchtet der planetarische Nebel in diesen Entfernungen vom Stern nicht mehr.
Beim Abstoßen der Hüllen werden eine Menge Elemente, die sich in der Sternoberfläche aufgehalten haben, in den interstellarem Raum geschleudert. Hauptsächlich sind es Wasserstoff (Ordnungszahl 1) und Helium (Ordnungszahl 2), aber auch Kohlenstoff (Ordnungszahl 6), Stickstoff (Ordnungszahl 7) und Sauerstoff (Ordnungszahl 8).
Die stärkste Abstahlung an Licht des panetarischen Nebels erfolgt durch den Sauerstoff, genauer den zweifach ionisierten Sauerstoff (also [O-III]). Diese Linie ist bei 500nm und somit grün und mitten im Maximum der Wahrnehmung des dunkeladaptierten Auges (gut für die Visuellen). Die zweitstärkste Linie kommt vom H-α bei 656nm, kann aber visuell kaum/nicht wahrgenommen werden. Das abgestrahlte Licht des H-β bei 486nm wird als blauton wahrgenommen. Daher erscheinen viele dieser Nebel grün und blau. Durch das Maximum der Intensität beim [O-III] des planetarischen Nebels sind hier auch die entsprechenden Filter optimal für die Beobachtung einsetzbar.
Stand: 2. April 2009