Proto-Planetarische Nebel

Auf dem Weg zu kosmischen Schmetterlingen

Der Egg Nebula: Prototyp eines proto-planetarischen Nebels, wie ihn das Hubble Space Telescope sieht.

Für einen großen Teil der Deep-Sky Beobachter gehören planetarische Nebel zu den attraktivsten Objekten, die uns der Nachthimmel bietet. Keine anderer Objekttyp zeigt eine derart vielfältige Formengestalt die sich zudem noch sehr detailliert mit Amateurteleskopen beobachten lässt! Doch wie und warum entstehen diese komplexen Formen?

Vom Riesenstern zum planetarischen Nebel
Um diese Frage zu klären, ist ein Blick in die Entstehungsgeschichte der planetarischen Nebel notwendig. Wir betrachten Sterne mit Massen bis etwa 8 Sonnenmassen. Am Ende ihrer Lebenszeit blähen sie sich zu roten Riesen auf. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm finden sie sich nun auf dem asymptotischen Riesenast (AGB = asymptotic giant branch) rechts oben.

Anfangs blasen sie ihre Gashülle in einem intensiven Sternenwind (~ 10 km/s) weg. Anschließend setzt eine kürzere Phase mit einem noch stärkeren und schnelleren Superwind (~ 20 km/s) ein [1]. Der jährliche Masseverlust liegt hier etwa in der Größenordnung von 10-7 bis zu 10-4 Sonnenmassen [2]. Nun ist der Ausgangspunkt für zwei unterschiedliche Entwicklungen erreicht. Der erste Typ "SOLE" (Star-Obvious Low-level-Elongated, = Stern deutlich, gering elongiert) zeichnet sich durch einen gleichmäßigen symmetrischen Sternwind aus. Es bildet sich eine homogene sphärische Hülle, die später für uns als Ringnebel sichtbar wird. Entlang der Äquatorebene wird der Superwind schließlich etwas stärker, wodurch die Hülle eine längliche Form annimmt. Beim zweiten Typ "DUPLEX" (DUst-Prominent Longitudinally-Extended, = Staub auffällig, in Längsrichtung ausgedehnt) ist der Wind im äquatorialen Bereich des Sterns noch deutlich stärker. Durch das zusätzliche Material, das der stärkere Äquatorialwind mit sich bringt, entsteht ein optisch dichter Staubring um den Zentralstern. Rechtwinklig zu dem Ring bilden sich schließlich zwei optisch durchlässige Lappen, die einen bipolaren DUPLEX Nebel sichtbar werden lassen. Ein Grund für das Entstehen eines äquatorial verstärkten Windes könnte ein naher Begleiter des AGB-Sterns sein.
Eine andere Interpretation der unterschiedlichen Erscheinung planetarischer Nebel ist in [3] dargestellt. Darin wird davon ausgegangen, dass nahezu alle PN's eine bipolare Struktur haben und sich das Erscheinungsbild nur je nach ihrer Orientierung zu uns ändert.
Schreiten diese Sterne weiter in der Entwicklung, beginnt die Phase als proto-planetarischer Nebel (PPN) oder Post-AGB Stern. Der Zentralstern beleuchtet nun die abgestoßene Hülle, die das Licht schließlich zu uns reflektiert. Der PPN ist also ein Reflexionsnebel. Während dieser Phase bildet sich ein sehr schneller Post-AGB Wind mit Geschwindigkeiten von bis zu mehreren 100 km/s. Diese können die in der AGB-Phase ausgesandten Winde überholen und mit ihnen kollidieren. In solch einer Region kann es zur Schockionisation kommen. Der Grad der Anregung ist aber meist gering und das kontinuierliche Spektrum ist weiterhin dominierend. Photoionisation tritt erst bei Sternen mit Oberflächentemperaturen ab etwa 30000 K ein, die Zentralsterne von PPNs haben Temperaturen zwischen 4000 und 30000 K, eine Leuchtkraft von etwa 104 Sonnen und ihr Spektrum entspricht dem von Spektralklasse F bis G Überriesen. Diese Phase des Sternenlebens dauert nur etwa 1000 Jahre. Lediglich etwa 100 PPNs sind derzeit bekannt. Dies passt recht gut zu den etwa 1500 bekannten planetarischen Nebeln mit einer Lebensdauer von rund 10 000 Jahren.
Hat der Stern schließlich seine komplette Hülle abgestoßen, wird die Oberfläche heißer und es bleibt ein weißer Zwerg übrig. Dieser ist nun heiß genug, um die Hülle zu photoionisieren und damit zum Leuchten anzuregen. Aus dem proto-planetarischen Nebel ist ein planetarischer Nebel geworden. Ein sehr schöner Artikel zu dieser Verwandlung findet sich in [4].
Der Grundstein für die Erforschung der PPN wurde in den Jahren 1971 bis 1974 gelegt. Damals ist der Himmel bei 11 µm Wellenlänge mit Hilfe von Teleskopen an Bord von neun Raketen des Air Force Geophysical Laboratory (AFGL) durchgemustert worden. Fast alle nachfolgend aufgeführten PPNs wurden darin erfasst und zogen nun die Aufmerksamkeit auf sich.

Die Objekte und Beobachtungsmöglichkeiten
Die visuelle wie photographische Beobachtung dieser Nebel ist nicht ganz einfach. Beobachtungen der Nebel vom SOLE Typ sind nahezu ausgeschlossen, da der zentrale Riesenstern den schwachen Reflexionsnebel gnadenlos überstrahlt. Man trifft hier auf Helligkeitsverhältnisse zwischen Zentralstern und umgebendem Nebel von mehreren Tausend zu Eins, was selbst das Hubble Space Telescope bis aufs Äußerste ausreizt [1]! Wir müssen uns also an die DUPLEX Nebel halten, bei denen der Zentralstern fast ganz oder gar komplett durch den äquatorialen Staubring verdeckt wird. Leider haben die meisten PPNs eine recht rotes Spektrum, sie strahlen also hauptsächlich in Spektralbereichen, in denen das Auge nachts unempfindlich ist. Zudem haben wir es hier vornehmlich mit Reflexionsnebeln zu tun. Linienfilter, wie sie bei planetarischen Nebeln hilfreich sind, helfen hier im Normalfall nicht. Dennoch ist die Beobachtung proto-planetarischer Nebel nicht aussichtslos.

Der bekannteste und zugleich zuerst entdeckte PPN ist der Egg Nebula im Schwan, der seinen Namen von seiner Erscheinung auf niedrig aufgelösten Fotos hat [5]. Er wurde zunächst von Fritz Zwicky als IV Zw 67 in seiner 4. Liste kompakter Galaxien als "Pair of blue fuzzy oval compacts" katalogisiert. Später erkannte man aber seinen galaktischen Ursprung und eine intensive Forschung begann an diesem Objekt, das mittlerweile als Prototyp eines PPN gilt.
Die nördliche Hälfte ist um etwa 2 mag heller und auch etwa 40 % größer also die südliche. Das Spektrum ähnelt dem eines Überriesen vom Spektraltyp F5. Seine Entfernung wird mit 1 kpc angenommen [6]. Interessant ist eine äquatorialer Ring, der durch die Emission von molekularem Wasserstoff H2 gebildet wird. Dies lässt sich leider nur im Infraroten beobachten. Sehr charakteristisch sind die vier "Suchscheinwerfer"-Strukturen, die vor allem auf den Aufnahmen des Hubble Space Telescope deutlich erkennbar sind und sich in der Mitte des Nebels treffen. Sie entstehen durch ein Paar von Löchern an der Polregion der den Zentralstern umgebenden Staubhülle [6]. An ihnen lässt sich die Vergangenheit des Nebel recht einfach ablesen, da sich hier deutliche konzentrische Ring-Strukturen abzeichnen, die auf eine periodisch veränderliche Stärke des Sternwindes hindeuten. Die Periode dürfte etwa 470-650 Jahre betragen haben. Von 1920 bis etwa 1958 konnte man einen kontinuierlichen Helligkeitsanstieg von 15m2 auf 13m2 nachweisen. Offenbar bliebt die Helligkeit seitdem mehr oder weniger konstant [7].
Als ich ihn das erste Mal aufsuchte, war ich von seiner Helligkeit überrascht, die ich auf etwa 12 mag schätze! Zudem ist er auch groß genug, um einiges seiner Struktur auch dem visuellen Beobachter preiszugeben. Wieso gibt es nicht eine größere Anzahl von Beobachtungen dieses interessanten Objekts? Vielleicht liegt es auch daran, dass einige Beobachter von der Obskurität des Egg Nebula abgeschreckt werden. Im Night Sky Observer's Guide wird er als sehr schwieriges Objekt beschrieben - völlig zu Unrecht! Bei der Beobachtung in meinem 10" Teleskop zeigte er sich als heller aber recht kleiner Nebel. Bei höherer Vergrößerung ist seine bipolare Struktur sehr deutlich zu sehen. Er besteht aus zwei parabelförmigen Hälften, von denen die nördliche wesentlich heller ist, beide weisen in der Mitte eine Helligkeitsspitze auf. Zwischen den zwei Teilen lässt sich sogar ein deutlicher dunkler Zwischenraum erkennen.
Überall wo Reflexion auftritt kann es auch zur Polarisation des Lichtes kommen. Das Licht wird an den Partikeln des Nebels gestreut und die Lichtquanten schwingen nur noch parallel zueinander. In seltenen Fällen ist das Licht stärker als 5 % polarisiert, das Licht des Egg Nebulas ist etwa 50 % polarisiert! Auch diesen Effekt kann man einfach mit Amateurteleskopen beobachten. Nötig ist lediglich ein Polarisationsfilter, das viele Sternfreunde z. B. zur Dämpfung des Mondlichtes verwenden oder in ihrer Fotoausrüstung finden. Hält man das Filter vor das Okular und dreht es, kann man eine deutliche Veränderung des Nebels feststellen! Dreht man das Filter so, dass das Licht maximal geschwächt wird, verschwindet der Nebel fast ganz, dreht man das Filter nun um 90 weiter, wird der Nebel heller bis man fast keine Veränderung gegenüber der Beobachtung ohne Filter feststellen kann! Das ist Astrophysik live!
Der Effekt läßt sich am Besten mit Teleskopen von 8" bis etwa 12" beobachten. Bei größeren Öffnungen ist er auch bei minimaler Transmission noch sehr hell, daher ist der Lichtwechsel nicht so deutlich.

Links: Zeichnungen des Egg Nebula: v. l.: ohne Filter, mit Polarisationsfilter bei max. Durchlass, mit Polarisationsfilter bei min. Durchlass, Martin Schoenball, 250/1250 Newton, 417 x, fst 6m3, Norden ist unten
Rechts: CCD-Aufnahme des Egg Nebula, Wilfried Wacker, 16" Newton bei f/4,5, WATEC Kamera, 50 x 10 Sek., der Ausschnitt ist ca. 3' x 3' groß.

Ein weiterer bekannter PPN ist M 1-92 oder Footprint Nebula, ebenfalls im Schwan gelegen. Eine gute Einführung zu diesem Objekt findet sich in [8]. Der Nebel befindet sich in etwa 2,5 kpc Entfernung und hat eine Leuchtkraft von etwa 104 Sonnen. Der Zentralstern ist mit einer Temperatur von etwa 20000 K schon recht heiß und weit fortgeschritten auf dem Weg zum planetarischen Nebel. Das Objekt zeigt auch einige Gebiete mit Linienemission. Im Visuellen ist dies hauptsächlich Hα, es ist aber auch eine sehr geringe [OIII]-Emission vorhanden. Sie ist hier der Schockemission zuzuschreiben. Der Post-AGB Wind stößt mit etwa 200 km/s auf die abgestoßenen Hüllen, erhitzt diese und regt sie so zum Emittieren von Strahlung an.
M 1-92 hat ein dem Egg Nebula sehr ähnliches Erscheinungsbild: eine recht hohe Helligkeit, sie wird meist mit etwa 11mag angegeben, aber nur eine winzige Ausdehnung von 11,5" x 4,5". Es sind also sehr hohe Vergrößerungen ab 300 x und dementsprechendes Seeing notwendig, um die bipolare Struktur wahrzunehmen. Mit 10" und 417-facher Vergrößerung erscheint die größere Nordwestkomponente sehr leicht elongiert. Der wesentlich schwächere zweite Teil ist mit Mühe als stellares Objekt zu erkennen. Eine Reaktion auf das Polarisationsfilter wie beim Egg Nebula konnte ich nicht erkennen.

Zeichnung des Footprint Nebula, Martin Schoenball, 250/1250 Newton, 417 x, fst 6m5; Aufnahme des Hubble Space Telescope

Dass Astronomen durchaus Phantasie haben, zeigt sich bei dem folgendem PPN. Er hat wie fast jeder näher untersuchte PPN einen Namen: Frosty Leo. 1987 wurde er untersucht und erstmalig seine Natur als PPN erkannt. Es ist wieder ein bipolarer Nebel, der fast genau von der Kante gesehen wird. Mit einer scheinbaren Ausdehnung von 27" ist er wahrscheinlich der größte PPN an unserem Himmel. Er befindet sich in etwa 3 kpc Entfernung [9]. Mittels adaptiver Optiken wurde ein Begleiter des Zentralsterns in 0,18" Abstand gefunden, der nun als Grund für die bipolare Gestalt angenommen wird [10]. Sein ungewöhnliches Spektrum wurde mit 50-65 K kalten Wasserkörnchen erklärt. Schlussendlich taufte man ihn auf den Namen Frosty Leo.
Die Beobachtung des Frosty Leo ist ähnlich einfach und ergiebig wie die des Egg Nebels. Es zeigt sich ein zentraler heller Teil in Form einer Acht. Er hat eine Helligkeitsspitze in der Mitte, der Zentralstern bleibt allerdings in visuellen Wellenlängen verborgen. Dieser zentrale Teil ist von einem schwächeren Halo mit etwa doppeltem Durchmesser des Zentralteils umgeben. Seine Gesamthelligkeit schätze ich auf 11mag. Der Nebel ist ähnlich wie der Egg Nebel extrem stark polarisiert, bis zu 60 %. Allerdings ist der Polarisationswinkel nicht über den gesamten Nebel konstant. Die Beobachtung dieses Phänomens ist daher sehr schwierig. Dennoch meine ich eine leicht veränderliche Helligkeit beobachtet zu haben.

Links: Zeichnung des Frosty Leo, Martin Schoenball, 250/1250 Newton, 300x, fst 6m8
Rechts: CCD-Aufnahme des Frosty Leo, Wilfried Wacker, 16" Newton bei f/4,5, WATEC Kamera, 50 x 10 Sek., der Ausschnitt ist 2,5' x 2,5' groß.

Ein weiteres interessantes Objekt ist der Westbrook Nebula. Er wurde nach seinem Entdecker Bill Westbrook, einem frischen Hochschulabsolventen, benannt. Leider verstarb er schon kurz darauf mit nur 26 Jahren. Es handelt sich hier um zwei etwa 2" große Lappen mit 6,4" Abstand [11]. Das Interessante an diesem Objekt ist, dass es als PPN sowohl Reflexionsnebel als auch Emissionsnebel ist. Die Emission kommt auch hier von aufeinander treffenden Sternwinden. Allerdings ist der Ionisierungsgrad noch sehr gering. Bemerkenswert ist auch ein recht hoher Anteil an polarisiertem Licht von 26 %. Die Entfernung wird, je nach Bestimmungsmethode, mit 0,9-3,1 kpc angegeben. Nach [7] stieg die Helligkeit dieses Objektes von 18m4 im Jahr 1954 auf 16m5 im Jahr 1975. Über die weitere Entwicklung liegen keine Daten vor. Eine Beobachtung mit einem 10" Teleskop gelang mir leider nicht.

Vor allem durch Fotos des Hubble Space Telescope bekannt ist der recht weit in der Entwicklung vorangeschrittene proto-planetarische Nebel M 2-9, auch als Butterfly Nebula bekannt.
Nach [12] befindet sich dieser Nebel in 650 pc Entfernung und hat eine Leuchtkraft von etwa 500 Sonnen. Diesem Wert und der photometrierten Helligkeit entsprechend müsste der Zentralstern etwa ein B5 Stern sein. Dieser wäre allerdings nicht heiß genug, um die beobachtete [OIII] Emission zu erklären. Es wird daher vermutet, dass ein heißer aber weniger leuchtkräftiger Begleiter existiert. Interessant ist auch hier der hohe Anteil an linear polarisiertem Licht von 60 %!
Im 10-Zöller erscheint das mit 14m6 angegebene Objekt als schwacher Nebel, der auch eine leichte Reaktion auf den UHC-Filter zeigt. Die Nord-Süd-Elongation ist deutlich, wobei der südliche Teil heller erscheint, auch der Zentralstern ist sichtbar. Eine positive Beobachtung der Polarisation gelang mir nicht, da der Nebel mit dem Polarisationsfilter zu dunkel wurde. Hier wären Beobachtungen mit Geräten ab etwa 14" Öffnung interessant.

Zeichnung von M 2-9, Martin Schoenball, 250/1250 Newton, 197 x, fst 5m7; Aufnahme des Hubble Space Telescope

Vor allem wegen seines, im optischen Wellenlängenbereich beobachtbaren, bis zu 2300 km/s schnellen, kollimierten Ausflusses (Jet) ist Hen 3-1475 für Profi-Astronomen interessant. Für den Beobachter bietet dieses Objekt leider nicht sehr viel. Es ist zwar mit einer Helligkeit um etwa 12mag recht einfach sichtbar, erscheint aber bei allen Vergrößerungen stellar. Es zeigt erwartungsgemäß keine Reaktion auf Schmalbandfilter oder das Polarisationsfilter. Eric Honeycutt konnte selbst in seinem 22" Teleskop nur einen schwachen Nebel vermuten.

Zeichnung von Hen 3-1475, Martin Schoenball, 250/1250 Newton, 274 x, fst 5m7; Aufnahme des Hubble Space Telescope

Zwei Objekte, die vor allem für CCD-Beobachter interessant sein könnten, sind CW Leo und das Red Rectangle. Im Visuellen ist CW Leo ein unscheinbarer Stern 19. Größe, beobachtet man im Infraroten, wird er einer der hellsten Sterne des Himmels!
Das Red Rectangle hingegen zeigt sich als kleiner X-förmiger Nebel um den 9 mag-Stern HD 44179. Die Form ist im roten Licht am einfachsten zu erfassen - visuell ist hier wohl nichts machbar.

Von links: Westbrook Nebula, Red Rectangle und Rotten Egg Nebula auf Aufnahmen des Hubble Space Telescope
Von links: Silkworm Nebula, Gomez's Hamburger und Cotton Candy Nebula auf Aufnahmen des Hubble Space Telescope

Der Rotten Egg Nebula oder auch Calabash Nebula (Calabash = engl.: Flaschenkürbis) liegt neben NGC 2438 im Sternhaufen M 46. Den Namen (Rotten Egg = engl.: verfaultes Ei) hat dieses Objekt von Astronomen bekommen, die bei Beobachtungen im Radiobereich mehrere Moleküle mit Schwefel gefunden haben. Michael Kerr gelang eine Beobachtung dieses schwachen Objektes mit seinem 25-Zöller.
Drei weitere Nebel, die mit Amateurteleskopen zugänglich sein dürften, sind der Silkworm Nebula, der Cotton Candy Nebula und Gomez's Hamburger. Sie haben Helligkeiten von etwa 14m3 und 13m1 [1] sowie 14m4 für letzteren. Alle drei stehen leider recht weit südlich und sind daher für Mitteleuropäer kaum erreichbar. Den Silkworm Nebula konnte ich unter Alpenhimmel mit einem 10" Teleskop nicht sehen.

Objekte

ObjektNameRektaszensionDeklinationandere Bezeichner
CRL 618Westbrook Nebula04h 42m 53.6s+36 06' 53"PK 166-6 1
HD 44179Red Rectangle06h 19m 58.2s-10 38' 14"V777 Mon
OH 231.8+4.2Rotten Egg Nebula07h 42m 16.8s-14 42' 52"Calabash Nebula
IRAS 09371+1212Frosty Leo09h 39m 53.6s+11 58' 54"
CW LeoPeanut Nebula09h 47m 57.4s+13 16' 44"IRAS 09452+1330
M 2-9Butterfly Nebula17h 05m 38.1s-10 08' 33"PK 10+18 2
IRAS 17150-3224Cotton Candy Nebula17h 18m 20.0s-32 27' 20"
Hen 3-1475Garden-sprinkler Nebula17h 45m 14.2s-17 56' 47"IRAS 17423-1755
IRAS 17441-2411Silkworm Nebula17h 47m 10.3s-24 12' 54"
IRAS 18059-3211Gomez's Hamburger18h 09m 13.3s-32 10' 48"
M 1-92Footprint Nebula19h 36m 18.9s+29 32' 50"Minkowski's Footprint
CRL 2688Egg Nebula21h 02m 18.8s+36 41' 38"PK 80-6 1


Literatur

[1]Ueta, T., Meixner, M.: An HST Snapshot Survey of Proto-Planetary Nebulae Candidates: Two Types of Axisymmetric Reflection Nebulosities; Astrophys. J., 528, 861 (2000)
[2]Parthasarthy M.: Birth and early evolution of planetary nebulae; Bull. Astr. Soc. India 28, 217 (2000)
[3]Kwok, S.: What is the real shape of the Ring Nebula?; S&T 07/00, 32 (2000)
[4]Kwok, S.: Stellar Metamorphosis; S&T 10/98, 30 (1998)
[5]Ney: The mysterious "Egg Nebula" in Cygnus; S&T 01/75, 21 (1975)
[6]Sahai, R. et al.: The structure of the prototype bipolar protoplanetary nebula CRL 2688 (Egg Nebula): broadband, polarimetric and H2 line imaging with NICMOS on the Hubble Space Telescope; Astrophys. J. 492, L163 (1998)
[7]Gottlieb, E. M., Liller WM.: The photometric histories of CRL 2688 (The "Egg" Nebula) and CRL 618; Astrophys. J. 207, L135 (1976)
[8]Bujarrabal, V. et al: The shock structure in the protoplanetary nebula M1-92: imaging of atomic and H2 line emission; Astron. Astrophys. 331, 361 (1998)
[9]Sahai, R. et al.: The structure and momentum of multiple collimated outflows in the protoplanetary nebula Frost Leo; Astron. Astrophys. 360, L9 (2000)
[10]Roddier, F. et al.: Adaptive optics imaging of proto-planetary nebulae: Frosty Leo and Red Rectangle; Astrophys. J. 443, 249 (1995)
[11]Westbrook, W. E. et al.: Observations of an isolated compact infrared source in Perseus; Astrophys. J. 202, 407 (1975)
[12]Schwarz et. al.: M 2-9: moving dust in a fast bipolar outflow; Astron. Astrophys. 319, 267 (1997)
[13]Kwok S.: Cosmic Butterflies; Cambridge University Press (2001)