NGC 7293 Helixnebel

Der Sommer neigt sich dem Ende zu und die Herbststernbilder dominieren den Nachthimmel.  Unterhalb des Kopfes des Sternbildes Pegasus ist das Sternbild Wassermann zu finden.  Dieses Sternbild ist nicht einfach zu identifizieren, weil es wenig helle oder markante Sterngruppierungen enthält.  Außerdem steht es relativ weit südlich und verschwindet in der Regel in den Lichtglocken unserer Städte und Ortschaften.  In diesem Sternbild bei knapp -21° Deklination befindet sich der Helixnebel.  Es ist ein Planetarischer Nebel wie auch der bekannte Ringnebel in der Leier (M57), der Hantelnebel (M27) im Sternbild Fuchs (Vulpegula) oder der Eulennebel im großen Bären (M97).   Mit ca. 650 Lj. ist der Helixnebel der nächstgelegene Nebel seiner Klasse und mit knapp 18′ Durchmesser gleichzeitig auch der scheinbar größte seiner Art.  Mit Planeten haben diese Nebel astronomisch nichts zu tun.  Diese Bezeichnung stammt aus der Zeit der ersten Beobachtungen mit Fernrohren.  Der erste planetarische Nebel, der 1764 entdeckt wurde war der Hantelnebel M27; und zwar von Charles Messier, von dem auch die Katalogbezeichnungen M… stammen.  Da der 1781 entdeckte Planet Uranus in den damaligen Teleskopen einen ähnlichen Anblick bot hatte Herschel diese Objekte planetarische Nebel getauft und dieser Name hat sich bis heute gehalten.  Die tatsächliche Natur dieser Nebel blieb unbekannt bis Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten spektroskopischen Messungen möglich waren.  Allerdings konnten die hellsten Linien der Spektren nicht zu einem zur der Zeit bekannten Element zugeordnet werden.  In irdischen Labors war es nicht möglich die Linie 500,7 nm zu erzeugen.  Es wurde daher angenommen, dass es sich um ein neu entdecktes Element handeln musste.  Da es bisher nur aus diesen Nebels bekannt war, erhielt es den Namen „Nebulium“.   Erst in den 1920er Jahren, nachdem man mehr über metastabile Energie­niveaus wusste, kam man dahinter, dass es sich bei der 500,7 nm Linie um einen „verbotenen Übergang“ vom Element Sauerstoff handelt, der nur in Gasen extrem niedriger Dichte auftreten kann.   Wenn man zu Beginn des 20. Jahrhunderts noch davon ausging, das diese Nebel eine frühe Phase der Sternentstehung darstellen, konnte man in der 2. Hälfte des 20. Jahrhunderts das Geheimnis über die planetarischen Nebel lüften.

Astronomisch gesehen sind es die abgestoßenen Hüllen von sterbenden Sternen.

Typischerweise haben Sterne etwas weniger als die doppelte Sonnenmasse.  Sie fusionieren Wasserstoff zu Helium und bleiben so über viele Milliarden Jahre im Gleichgewicht.  Wenn der Wasserstoff im Zentrum verbraucht ist „brennt“ Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff; in einer Schale darüber weiterhin Wasserstoff zu Helium.  Als Folge davon dehnt sich der Stern stark aus und wird zum „Roten Riesen“.  Da zudem die Heliumfusion sehr instabil ist, kann es passieren, dass der Stern seine gesamte Hülle verliert.  Die Hülle dehnt sich mit dem langsamen Sternwind aus und bildet die Hauptmasse des zukünftigen Nebels.  Da nun der Kern des Sterns mit seiner hohen Temperatur mehr und mehr freigelegt wird, steigt die Oberflächentemperatur des Kerns weiter an.  Wenn die freigelegte Oberfläche ca. 30.000 K erreicht, ist die Strahlung kurzwellig und energiereich genug, um die abgestoßene Hülle zu ionisieren; der Planetarischer Nebel wird sichtbar.  Der Zentralsten des Helixnebels hat eine Temperatur von ca. 110.000 K und kann daher die Hülle mit seiner harten UV und Röntgenstrahlung auf ca. 2 Lj. Durchmesser vollkommen ionisieren.

Da der zurückbleibende Stern bald seinen Fusionsvorrat aufgebraucht hat, wird seine Oberflächentemperatur stetig abneh­men und er degeneriert zu einem Weißen Zwerg. Im astronomischen Zeitmaßstab dauert dieses Schauspiel nur kurze Zeit.  Vom Auftreten bis zum Erlöschen eines planetarischen Nebels vergehen nur ca. 10.000 Jahre.  Dies ist auch der Grund dafür, weshalb diese Nebel relativ selten sind.  In unserer Galaxie mit ca. 200 Milliarden Sternen sind nur ca. 1.500 planetarische Nebel bekannt.

Hauptsächlich bestehen diese Nebel aus ca. 70% Wasserstoff, 28% Helium und 2% schwerere Elemente wie Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff.  Im sichtbaren Bereich haben die planetarischen Nebel ein Emissions- Linienspektrum hauptsächlich von Wasserstoff und Sauerstoff.

Die Farben des Nebels zeigen Bereiche von Rot für Wasserstoff H-a (656nm), Blaugrün für Sauerstoff mit den verbotenen OIII Linien (500,7 nm und 495,9 nm) und Blau für die Wasserstoff H-b Linie (486nm).

Diese Farben sind auch bei der gezeigten Aufnahme gut zu sehen;  im Außenbereich dominiert Wasserstoff mit der H-a Linie, im Inneren ist es hauptsächlich der Sauerstoff, der mit den OIII-Linien seinen Beitrag zur Emission des Nebels liefert.

In diesem September konnte ich den Nebel in einigen wenigen klaren und mondlosen Nächten von der Hohen Geba aus beobachten.  Er liegt in einem Gebiet mit relativ schwachen Sternen.  Mit einem Feldstecher ist das Auffinden am einfachsten, wenn man bei Delta Aquarii beginnt und sich mit „Starhopping“ weiter bis zum Helixnebel vorarbeitet.  Da seine Ausdehnung etwa einen halben Vollmonddurchmesser und seine Helligkeit ca. 7.3mag beträgt, ist er als schwacher runder Nebel zu erkennen.  Mit einem größeren Teleskop und Filtern wird auch die Ringstruktur erkennbar.  Seine wahre Pracht und die Farben kommen aber erst bei Astroaufnahmen zutage.

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