Astrofotografie Deep Sky

Beschreibung

Der Hantelnebel (auch mit Messier 27 oder NGC 6853 bezeichnet, vom engl. auch Dumbbell-Nebel) ist ein 7,5 mag heller planetarischer Nebel mit einer Flächenausdehnung von 8′,0 × 5′,7 im Sternbild Vulpecula.

Im Fernglas ist er gerade erkennbar, im Teleskop zeigen sich weitere Strukturen. Der Zentralstern ist ein Weißer Zwerg von 14 mag und einer Temperatur von über 100.000 Kelvin.
Im Bild sieht man den weissen Zwerg deutlich im Zentrum des Nebels.

Die Entfernung beträgt rund 1400 Lichtjahre. Er hat seinen Namen von Sir William Herschel wegen seiner länglichen Form erhalten. Der Nebel dehnt sich mit 6,8 Bogensekunden pro Jahrhundert aus. Der Hantelnebel wurde von Charles Messier am 12. Juli 1764 entdeckt.

Unter einem dunklen, klarem Himmel abseits großer Städte ist der PN (Planetarische Nebel) bereits in guten Ferngläsern als sternähnliches Objekt zu sehen. Die Hantelform des Nebels lässt sich bereits mit Teleskopen von 10 cm Öffnung identifizieren. Allerdings zeigen erst größere Teleskope ab 20 cm Öffnung feinere Strukturen. Der den PN umgebende Halo ist mit normalen Amateurteleskopen nur fotografisch zu sehen.

Ein planetarischer Nebel ist ein astronomisches Objekt aus der Kategorie der Nebel und besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird. Der Name ist historisch bedingt und irreführend, denn solche Nebel haben nichts mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung stammt daher, dass sie im Teleskop meist kugelförmig erscheinen und aussehen wie ferne Gasplaneten. Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr kurz.

In unserer Galaxis, dem Milchstraßensystem, sind rund 1.500 planetarische Nebel bekannt. Planetarische Nebel spielen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxis, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Calcium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert. In anderen Galaxien sind planetarische Nebel manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte, die genug Information liefern, um etwas über die chemische Zusammensetzung zu erfahren.

Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne dar. Ein typischer Stern weist weniger als die doppelte Sonnenmasse auf. Seine Energie wird im Kern erzeugt, in dem die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium abläuft. Der dadurch entstehende Strahlungsdruck verhindert, dass der Stern durch seine eigene Gravitation kollabiert. Es stellt sich ein stabiler Zustand ein, der über Milliarden von Jahren andauern kann. Nach mehreren Milliarden Jahren sind die Wasserstoffvorräte im Kern verbraucht. Der Strahlungsdruck lässt nach und der Kern wird durch die Gravitationskräfte komprimiert und heizt sich auf. Die Temperatur im Kern steigt in dieser Phase von 15 Millionen auf 100 Millionen K an. Im Kern fusioniert nun Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. In der „Schale“ um den Kern fusioniert Wasserstoff zu Helium. Als Folge dehnt sich die Hülle des Sterns stark aus, er tritt in das Stadium eines Roten Riesen auf dem asymptotischen Riesenast ein.

Die Heliumfusion ist sehr temperaturempfindlich. Die Reaktionsgeschwindigkeit ist proportional zur 30. Potenz der Temperatur und verdoppelt sich daher bei einer Temperaturerhöhung von nur 2,3 %. Dies macht den Stern sehr instabil – eine kleine Erhöhung der Temperatur führt sofort zu einem erheblichen Anstieg der Reaktionsgeschwindigkeit, die erhebliche Energien freisetzt, wodurch die Temperatur weiter ansteigt. Die Schichten, in denen gerade die Heliumfusion stattfindet, dehnen sich mit starker Geschwindigkeit aus und kühlen sich dadurch wieder ab, wodurch die Reaktionsrate wieder herabgesetzt wird. Die Folge ist eine starke Pulsation, die manchmal stark genug ist, um die ganze Sternatmosphäre in den Weltraum zu schleudern. Das Gas der Sternhülle dehnt sich anfangs mit einer Geschwindigkeit von 20 bis 40 Kilometern pro Sekunde aus und besitzt eine Temperatur von etwa 10.000 K. Dieser vergleichsweise langsame Sternwind bildet die Hauptmasse des Nebels. In dem Maße, in dem der Stern nach und nach seine äußeren Hüllen verliert und den immer heißeren Kern freilegt, wechselt seine Farbe von orange über gelb bis hin zu weiß und schließlich blau – ein sichtbares Zeichen dafür, dass seine Oberflächentemperatur auf über 25.000 K ansteigt. Wenn die freigelegte Oberfläche rund 30.000 K heiß ist, werden genug hochenergetische ultraviolette Photonen ausgesendet, um das zuvor ausgeworfene Gas zu ionisieren. Die Gashülle wird dadurch als planetarischer Nebel sichtbar. Der Stern im Zentrum hat das Stadium eines Weißen Zwerges erreicht.

Aufnahmedetails:
15 x 13min Lightframes, Total = 3h 17min
12 x Biasframes 12x Flatframes 16x Darkframes
Canon EOS 60D mod. ISO 200
Skywatcher Equinox ED 120/900 APO Refraktor
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