Ein schöner Tod

Sterne, deren Masse für eine Supernova-Explosion nicht ausreicht, blasen zum Ende ihres Lebens den größten Teil ihrer Masse in einem kräftigen Sternenwind ab. Dessen Energie ist allerdings nicht mit der eines explosiven Sternentods zu vergleichen. Von dem Stern bleibt nur der heiße Kern zurück, ein so genannter Weißer Zwerg. Die restliche Materie der abgeworfenen Sternenhülle verteilt sich im interstellaren Medium, das so um die im Stern entstandenen, schwereren chemischen Elemente angereichert wird, zum Beispiel Kohlenstoff, den Grundbaustein aller lebendigen Organismen auf unserer Erde. Diese Elemente sind im Laufe von Jahrmilliarden in den stellaren „Reaktoren“ erbrütet worden. Die hochenergetische Strahlung des heißen Weißen Zwerges lässt die Gaswolke für kurze Zeit aufleuchten, was eine der farbigsten und schönsten Erscheinungen am Sternenhimmel hervorruft: einen planetarischen Nebel.

Komplexer Verlauf des Massenverlustes

Die Ereignisse, die zur Bildung planetarischer Nebel führen, spielen sich in zwei aufeinander folgenden Phasen ab. Dies führt zur Entstehung eines dichteren, inneren Bereichs (des eigentlichen planetarischen Nebels) und eines schwächeren, äußeren Halos, das aus dem ionisierten Sternenwind besteht. Der gesamte Ausstoß des Materials erfolgt innerhalb eines für astronomische Maßstäbe relativ kurzen Zeitraums, weshalb der planetarische Nebel nur wenige tausend Jahre am Himmel sichtbar bleibt. Aus diesem Grund existieren nur wenige Objekte dieser Art, die sich genauer betrachten lassen. pn_series

Die äußeren Halos planetarischer Nebel emittieren nur schwach und sind schwierig zu untersuchen, bieten aber sehr reichhaltige Informationen über die physikalischen Charakteristiken des Materieabstoßes in der Endphase des Massenverlustes sterbender Sterne. Zwar hat es in den vergangenen Jahrzehnten bedeutende Fortschritte im theoretischen Verständnis der Sternentwicklung im Allgemeinen und der Massenverlustphase im Besonderen gegeben; bis heute herrschte jedoch Ratlosigkeit, ob und wie sich diese Phänomene beobachten lassen. Herkömmliche Spektrographen und andere Instrumente der klassischen Astronomie können innerhalb derart ausgedehnter und schwach leuchtender Himmelsobjekte immer nur einige wenige Punkte untersuchen. Das führte zu dem Dilemma, dass eine Analyse dieser Halos als Ganze als extrem aufwändige oder sogar unlösbare Aufgabe erschien.

Lösung mittels integraler Feldspektroskopie

Hilfe bietet hier eine neue technische Methode, die als integrale Feldspektroskopie bezeichnet wird und die es ermöglicht, hunderte von Spektren zu gewinnen, die einen relativ großen Bereich des Sternenhimmels abdecken. Das schafft vielversprechende Perspektiven hinsichtlich der Untersuchung ausgedehnter Himmelsobjekte wie beispielsweise planetarischer Nebel. Im Deutsch-Spanischen Astronomischen Zentrum (DSAZ) auf dem Calar Alto steht den Astronomen einer der leistungsfähigsten Feldspektrographen der Welt zur Verfügung, nämlich der Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer (PMAS), der am 3,5-m-Teleskop der Sternwarte montiert ist.

pmas_small Ein Team aus Wissenschaftlern des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP) unter der Leitung von Dr. Christer Sandin hat jetzt eine Forschungsarbeit in der Zeitschrift Astronomy and Astrophysics veröffentlicht. Die Forscher haben den PMAS eingesetzt, um die zweidimensionale Struktur von fünf ausgewählten planetarischen Nebeln unserer Galaxie zu untersuchen, nämlich den Nebel „Blauer Schneeball“ (NGC 7662), im Sternbild Andromeda, den weit entfernten planetarischen Nebel M 2-2, den Nebel „Polarissimus“ (IC 3568) im Sternbild Giraffe, den „Blinkenden Nebel“ (NGC 6826) im Sternbild Schwan und den „Eulennebel“ (NGC 3587) im Sternbild Großer Bär.

Planetarische Nebelhalos aus der Nähe betrachtet

Dem Forscherteam ist es gelungen, Rückschlüsse über die thermische Struktur von vier dieser Objekte in ihrer gesamten Ausdehnung zu ziehen, vom Zentralstern bis in die äußeren Regionen des Halos. In drei Fällen konnte ein abrupter Temperaturanstieg im inneren Bereich des Halos festgestellt werden. Sandin zufolge lässt sich das Erscheinen solcher heißen Halos „relativ gut als vorübergehendes Phänomen erklären, das entsteht, wenn das Halo ionisiert wird.“ Ein anderes bemerkenswertes Ergebnis der Studie besteht darin, dass es zum ersten Mal gelungen ist, den Verlauf des Massenverlustes in der Endphase der Sternentwicklung, der zur Bildung planetarischer Nebel führt, direkt zu messen. „Anders als andere Methoden zur Messung von Massenverlustraten basieren unsere Schätzungen unmittelbar auf der Gaskomponente des Sternenwindes“, erläutert Sandin. Die Untersuchungsergebnisse tragen zum tieferen Verständnis des zeitlichen Ablaufs der Massenverluste bei. Die Forscher konnten zeigen, dass „die Massenverlustrate im Laufe der letzten, sagen wir 10 000 Jahre des Prozesses um einen Faktor von 4 bis 7“ ansteigt.

Das Forscherteam plant nun, die Untersuchung der letzten Phasen im Lebenszyklus von Sternen mit niedriger Masse fortzusetzen, und wird hierzu Beobachtungen von planetarischen Nebeln in den Magellanschen Wolken durchführen. Die Autoren knüpfen ambitionierte Erwartungen an ihre Arbeit: „Aus theoretischer Sicht werden die Ergebnisse unserer Studien eine Herausforderung sein, die Modellvorstellungen stellarer Winde zu verbessern.“

Weitere Informationen:

Highlight des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (Englisch)

Highlight des Astronomy and Astrophysics (Englisch)

Bilder in hoher Auflösung:

Das 3,5-m-Teleskop von Zeiss auf dem Calar Alto (846 Kb)

Der Feldspektrograph PMAS (Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer) montiert auf das 3,5-m-Teleskop der Sternwarte (1.3 Mb)

Flächenhelligkeitskarte von NGC 7662 mit vier Emissionslinien (OIII bei 500,7 nm; H-beta; OIII bei 436,3 nm und Ne III). Die punktierte Linie markiert die Grenze zwischen Nebelhülle und Halo. Figur 7 bei A&A 486, 545-567 (2008) (633 Kb)

Elektronentemperaturkarte von NGC 7662 in Abstufungen von 1000 K. Die punktierte Linie markiert die Grenze zwischen Nebelhülle und Halo. Figur 10 bei A&A 486, 545-567 (2008) (138 Kb)

Elektronentemperaturkarte von IC 3568 in Abstufungen von 1000 K. Der kleine, punktierte Kreis zeigt den inneren Rand des Nebels; die äußere punktierte Linie markiert die Grenze zwischen Nebelhülle und Halo. Figur 13 bei A&A 486, 545-567 (2008) (86 Kb)