Ringnebel im Sternbild Leier

Ringnebel im Sternbild Leier

M57, 1630 Lichtjahre entfernt und vor ca. 5000-8000 Jahren entstanden, ist einer der bekanntesten und am besten untersuchten Planetarischen Nebel (PN), also der Überrest eines durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne (mit anfangs 8 Sonnenmassen etwas massiver). In der Endphase verbrennt der Stern Helium zu schwereren Kernen, bläht sich dabei auf, beginnt zu pulsieren, verliert in dieser Zeit etwa die Hälfte seiner Masse. Er stößt nach und nach die äußeren Schalen ab und legt am Ende mit einem großen Blop den kleinen, aber sehr heißen Kern frei, einen sogenannten weißen Zwerg, der die Schalen mit seiner intensiven UV-Strahlung von innen zum Leuchten anregt wie in einer Leuchtstofflampe.

Weiße Zwerge haben eine ziemlich hohe Dichte (um 10^8 .. 3x10^10 kg/m^3), das liegt an einer skurrilen Eigenschaft: Wenn man noch etwas Masse darauf wirft, werden sie noch kleiner und dichter, Erklärung siehe letzen Link. So etwas kann in Doppelsternsystemen passieren, wenn es zum Materieabzug aus der Hülle des Nachbarn kommt. Dann ist doch noch eine 1a Supernova drin. 1a nicht weil die 1a hell ist, sondern Typ 1a, das sind die Standardkerzen, die immer ungefähr gleich hell sind und für Entfernungsmessungen herhalten können. Aber das steht hier nicht an, der Stern neben dem Weißen Zwerg steht im Hintergrund. Auf jeden Fall kann man sich merken, dass der weiße Zwerg nicht viel schwerer als 1.44 Sonnenmassen sein kann, weil er sonst einstürzen müsste und doch noch zur Supernova würde.

Von der Form her entspricht der durchschnittliche PN einer Sanduhr mit Gürtel, nur dass wir in diesem Fall von oben darauf schauen, M27, am Himmel nicht weit weg, man kann ihn in der gleichen Nacht beobachten, ist ein ähnliches Objekt von der Seite gesehen, siehe vorletzten Link. Der innere Bereich von M57 glüht bläulich von ionisiertem Sauerstoff (OII und OIII) und Stickstoff (NII), die äußere Schale rötlich im Licht des Wasserstoff (Ha). Noch früher abgegebene Wasserstoff-Schalen lassen sich bei deutlich längeren Belichtungszeiten weiter außen erkennen. Im Unterschied zu Sternentstehungsgebieten, bei denen die Reihenfolge des Aufleuchtens nur etwas mit dem Ionisationsgrad zu tun hat, sind zerstörte Sterne auch immer tatsächlich nach Material separiert. Das hat zum einen mit dem inneren Aufbau der Sterne zu tun und dass die Schalen nach und nach von außen nach innen abgegeben werden, aber auch damit, dass sich ausbreitende Molekülwolken mit dem umgebenden Medium kollidieren und insbesondere wenn sie dabei schnell sind, unterschiedlich nach Impuls und damit Atomgewicht abgebremst werden. Mit anderen Worten: Hier lohnt es sich tatsächlich einmal, Ha und NII getrennt aufzunehmen, weil sich dabei tatsächlich unterschiedliche Strukturen zeigen sollten, obwohl beide Linien dicht zusammen liegen und damit vom fast identischen Ionisationsgrad sind.

Aufnahme im Sekundärfokus des 24'' Ritchey-Chrétien Cassegrains im Taunus-Observatorium des Physikalischen Vereins bei 5709mm Brenweite, Nachführkorrektur mit Lodestar-Guider off axis via ASCOM move commands, QSI583wsg Kühlkamera, 2x2 Binning, -20°C am Chip, 3x3x120s durch True Balance Astrodon RGB2E Breitband-Filter mit Lücke im Orange der Natrium-Dampf-Lampe und Überlagerung zwischen Blau und Grün, genau um solche Objekte farbrichtig mit 1:1:1-Belichtung wiederzugeben. Diesmal keine Logarithmierung, nur DDP und Stukturverstärkung. Der Hintergrund mag uns diesmal nicht interessieren, auch nicht die schwächliche Balkenspirale, dafür ist mal alles auf Kontrast und Farbe der inneren Stuktur und der Sterne ausgelegt, also genau nicht das, was ich sonst immer betreibe. Der Hintergrund ist dann ein Fall für Schmalband - Das nächste Mal vielleicht, siehe Bild von Jim Misti im Anhang!

Zum Objekt:
http://www.robgendlerastropics.com/M57text.html http://www.robgendlerastropics.com/M57JM.html http://astro.square7.ch/2006bywire/ft51.jpg http://astro.square7.ch/2006bywire/ft21.jpg http://astro.square7.ch/2006bywire/!index.html