Weltraumnebel. Perlen des Weltraums: Planetarische Nebel. Aktuelle Probleme in der Erforschung planetarischer Nebel

Der Emissionsliniennebel und der Emissionsnebel erzeugen ihr eigenes Leuchten. Wasserstoffatome werden durch das starke ultraviolette Licht der Sterne aktiv. Der Wasserstoff wird dann ionisiert (verliert ein Elektron, das ein Photon emittiert).

Sterne vom O-Typ können Gas in einem Umkreis von 350 Lichtjahren ionisieren. Der Nebel M17 wurde 1746 von de Chezo entdeckt und 1764 von Charles Messier wiederentdeckt. Er befindet sich im Schützen und wird auch Schwanennebel, Omega-, Hufeisen- und Hummernebel genannt. Unglaublich hell und sein rosa Schimmer kann ohne den Einsatz von Technologie in niedrigen Breiten (scheinbare Helligkeit - 6) gesehen werden. Darin befinden sich junge Stars, die die HII-Region erschaffen. Für die rote Farbe ist ionisierter Wasserstoff verantwortlich.

Infrarotlicht hilft, riesige Staubmengen zu finden, die auf eine aktive Sternentstehung hindeuten. Im Inneren befindet sich eine Ansammlung von 30 Sternen, die von einem Nebel mit einem Durchmesser von 40 Lichtjahren beschattet wird. Die Gesamtmasse ist 800-mal größer als die der Sonne.

M17 ist 5500 Lichtjahre entfernt. Zusammen mit M16 befindet es sich in einem Spiralarm der Milchstraße (Schütze-Kiel).

Planetarische Nebel sind Astronomen seit der Antike bekannt. Bereits im 18. Jahrhundert beschäftigte sich W. Herschel, der Uranus entdeckte, mit einer gründlichen Untersuchung der Welt der Nebel. Er teilte sie in Klassen ein und hob Planetenformationen hervor. Es war Herschel, der wegen der Ähnlichkeit dieser Formationen mit Uranus den Namen "Planetarische Nebel" vorschlug. Schwache, kleine Ansammlungen von Gasen erinnerten den Astronomen an die Scheibe eines fernen Planeten.

Erste Erklärung

In den 1950er Jahren versuchte der Astrophysiker I. Shklovsky, die Natur des Ursprungs planetarischer Nebel zu erklären. Wie sich herausstellte, werden sie von sterbenden Sternen erzeugt. Während der Umwandlung in einen Weißen Zwerg werfen Sterne ihre äußeren Schichten ab, die unter ultravioletter Strahlung ionisieren. In unserer Zeit haben Wissenschaftler bewiesen, dass planetarische Nebel Objekte mit einer komplexen Struktur sind. Dies ist auf den vom Hubble-Teleskop aufgenommenen Fotos deutlich zu sehen.

Wie lange lebt ein Nebel?

Nach astronomischen Maßstäben lebt der Nebel nicht sehr lange - etwa zehntausend Jahre. Aufgrund eines so kurzen Lebenszyklus sehen Astronomen in unserer Galaxie nicht mehr als anderthalbtausend verschiedene Objekte. Jeder von ihnen hat sein eigenes einzigartiges Aussehen: eine ungewöhnliche Form, Farbe, Größe. Nebel sind in den Magellanschen Wolken, dem Andromeda-Nebel und in anderen Teilen des Universums bekannt.

Objektstruktur

Planetarische Nebel sind ein komplexes System, das aus einem zentralen Kern und einer ihn umgebenden Gashülle besteht (es kann mehrere davon geben). Schale und Kern sind miteinander verbunden. Die Hülle selbst ist eine vollständig ionisierte Gasformation mit einer Elektronentemperatur von 10-12.000 K. Wenn in der Hülle Staubpartikel beigemischt sind, wird sie mit rotem Licht beleuchtet. Das Leuchten kann verschiedene Schattierungen haben.

Planetarische Nebel entstehen durch den Tod von Sternen. Nach dem Stabilitätsverlust vergrößert sich das Objekt, dehnt sich aus, ändert seine Form. Allmählich wird der Nebel schwach und kann die Fragmente des Sterns nicht halten.

Sterbende Sterne

Wie Sie wissen, werden alle planetarischen Nebel aus Sternen gebildet, die ihre Existenz beenden und sich in Weiße Zwerge verwandeln. Sterne mit Massen wie unsere Sonne leben nach der Geburt ein langes stabiles Leben, während dessen die Wasserstoffkerne schmelzen und Heliumkerne entstehen. Sobald der Wasserstoff im Zentrum des Sterns vollständig verbraucht ist, beginnt sich dieser Teil des Objekts aufzuheizen: Die Temperatur erreicht hundert Millionen Grad. Durch diesen Prozess dehnen sich die Schichten aus und kühlen ab: Der Stern verwandelt sich in einen Roten Riesen. An diesem Punkt verliert der Stern an Stabilität, seine äußeren Schichten können herausgeschleudert werden. Es sind diese Auswurfmassen, die die Hülle bilden, die den Weißen Zwerg umgibt – was von dem zerfallenen Stern übrig bleibt.

Expansionsprozess

Astronomen, die Fotos von planetarischen Nebeln auswerten, sehen Veränderungen in ihrer Hülle, ihrer Größe. Die Expansionsrate der Schale beträgt mehrere zehn Kilometer pro Sekunde. Sehr schnell verschmilzt die Hülle mit dem Weltraum und ist nicht mehr sichtbar.

Die berühmtesten Nebel

Es gibt viele verschiedene planetarische Nebel, darunter Objekte, die in Amateurteleskopen gut sichtbar sind, und solche, die selbst in Teleskopen von Observatorien kaum sichtbar sind. Zu den beliebtesten Objekten des Nebels gehören Ring, Eule, Hantel, M76, Ameise, Sanduhr und viele andere.

Nebelring

Der berühmteste planetarische Nebel im Sternbild Lyra ist ein Objekt namens Ring. Diese Formation hat einen anderen Namen - M57. Er befindet sich im Sommersternbild Lyra, etwa 2300 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Ring wurde 1779 vom Astronomen A. Darquier de Pellepois entdeckt. Der Wissenschaftler beschrieb die Formation als eine perfekte Scheibe von der Größe des Jupiters, aber mit einem blasseren Leuchten. Sechs Jahre später nannte der Engländer W. Herschel diesen Körper ein himmlisches Wahrzeichen.

Der Ring stammt von einem Stern, dessen Temperatur 100.000 Grad übersteigt. Der Nebel dehnt sich ständig aus – mit etwa 25 Kilometern pro Sekunde, seine scheinbare Größe nimmt also pro Jahrhundert um etwa eine Sekunde zu.

Schnecke

Durch ein Teleskop können Amateure mindestens Hunderte verschiedener Objekte sehen, einschließlich des Helixnebels, der sich im Sternbild Wassermann befindet. Die Entfernung von der Erde zum planetarischen Nebel ist gering: Er ist uns am nächsten. In einem Teleskop erscheint es grünlich. Hubble sah Hunderte verschiedener Gaskugeln darin. Wissenschaftlern zufolge entstanden sie zum Zeitpunkt der Zerstörung des Sterns.

Saturn

1782 entdeckte V. Herschel den Saturnnebel im Sternbild Wassermann. Es ist jedoch nicht einfach, diese Formation mit einem Teleskop zu sehen, da sie ziemlich klein ist. Bei 150-facher Vergrößerung ist eine längliche Formation zu sehen.

Hantel

Die Hantel oder M27 ist eine weitere kosmische Formation, die durch ein Teleskop gesehen werden kann. Es befindet sich im Sternbild Vulpecula. Astronomen sagen, dass dieser Nebel vor etwa viertausend Jahren erschien.

Wenn Sie den Körper durch ein Teleskop betrachten, können Sie mit einer deutlichen Vergrößerung die längliche Form sehen, aufgrund derer er seinen Namen erhielt.

Dumbbell hat eine jüngere Schwester - Little Dumbbell oder M76. Es wurde 1780 eröffnet. Wissenschaftler konnten jedoch erst 1918 feststellen, dass es sich um einen planetarischen Nebel und nicht um eine andere Formation handelt.

NGC3242

Der planetarische Nebel NGC3242 oder, wie er auch genannt wird, der Geist des Jupiter, ist eine schwer zu beobachtende Formation. Bei 100-facher Vergrößerung ist es im Teleskop recht deutlich zu sehen, man sieht eine abgerundete Form.

M97

Im Sternbild Ursa Major befindet sich der planetarische Nebel M97 oder Eule. Es wurde 1848 von William Parsons entdeckt. Diese einzigartige Raumformation ähnelt Eulenaugen, für die sie ihren ungewöhnlichen Namen erhielt.

Bei 100-facher Vergrößerung kann das Teleskop die abgerundete Form sowie zwei dunkle Flecken im Inneren von M97 erkennen. Laut Astronomen ist die Eule bereits achttausend Jahre alt, was bedeutet, dass sie nicht mehr lange zu leben hat.

Es gibt Tausende von verschiedenen Nebeln im Universum, die noch unbekannt sind. Einige der Objekte sind bereits vollständig zerfallen oder stehen kurz davor, und es gibt solche, die gerade erst geboren wurden.

Form, die meisten haben keine sphärische Symmetrie. Die Mechanismen, durch die die Entstehung einer solchen Formenvielfalt möglich ist, sind bis heute nicht vollständig aufgeklärt. Es wird angenommen, dass das Zusammenspiel von Sternwind und Doppelsternen, dem Magnetfeld und dem interstellaren Medium dabei eine große Rolle spielen kann.

Forschungsgeschichte

Hantelnebel in Falschfarben

Planetarische Nebel sind meist schwache Objekte und im Allgemeinen nicht mit bloßem Auge sichtbar. Der erste entdeckte planetarische Nebel war der Hantelnebel im Sternbild Pfifferling: Charles Messier, der nach Kometen suchte, katalogisierte ihn 1764 bei der Zusammenstellung seines Nebelkatalogs (stationäre Objekte, die bei Himmelsbeobachtung wie Kometen aussehen) unter der Nummer M27. Im Jahr 1784 sonderte William Herschel, der Entdecker des Uranus, bei der Zusammenstellung seines Katalogs diese als separate Klasse von Nebeln (Klasse-IV-Nebel) aus und schlug wegen ihrer offensichtlichen Ähnlichkeit mit der Scheibe des Uranus den Begriff „planetarischer Nebel“ für sie vor .

Die ungewöhnliche Natur planetarischer Nebel wurde Mitte des 19. Jahrhunderts mit dem Beginn der Anwendung der Spektroskopiemethode bei Beobachtungen entdeckt. William Huggins war der erste Astronom, der die Spektren planetarischer Nebel erhielt – Objekte, die sich durch ihre Ungewöhnlichkeit auszeichneten:

„Einige der rätselhaftesten dieser bemerkenswerten Objekte sind diejenigen, die bei teleskopischer Betrachtung als runde oder leicht ovale Scheiben erscheinen. … Bemerkenswert und ihre grünlich-blaue Farbe, äußerst selten für Einzelsterne. Außerdem zeigen diese Nebel keine Hinweise auf zentrale Klumpen. Durch diese Merkmale heben sich planetarische Nebel scharf als Objekte ab, die Eigenschaften haben, die sich von denen der Sonne und der Fixsterne völlig unterscheiden. Aus diesen Gründen und auch wegen ihrer Helligkeit habe ich diese Nebel als die geeignetsten für spektroskopische Untersuchungen ausgewählt.

Ein weiteres Problem war die chemische Zusammensetzung von Planetarischen Nebeln: Huggins konnte im Vergleich mit Referenzspektren Linien von Stickstoff und Wasserstoff identifizieren, aber die hellste der Linien mit einer Wellenlänge von 500,7 nm wurde in den Spektren der damals bekannten Chemikalie nicht beobachtet Elemente. Es wurde vermutet, dass diese Linie einem unbekannten Element entspricht. Der Name Nebulium wurde ihm vorab gegeben – in Analogie zu der Idee, die 1868 bei der Spektralanalyse der Sonne zur Entdeckung des Heliums führte.

Annahmen zum Öffnen eines neuen Elements Nebel wurden nicht bestätigt. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts stellte Henry Russell die Hypothese auf, dass die 500,7-nm-Linie nicht einem neuen Element, sondern einem alten Element unter unbekannten Bedingungen entspricht.

Die Wiederaufnahme thermonuklearer Reaktionen ermöglicht es, die weitere Kompression des Kerns zu stoppen. Das brennende Helium erzeugt bald einen inerten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, der von einer Hülle aus brennendem Helium umgeben ist. Thermonukleare Reaktionen mit Helium sind sehr temperaturempfindlich. Die Reaktionsgeschwindigkeit ist proportional zu T40, d. h. eine Erhöhung der Temperatur um nur 2 % verdoppelt die Reaktionsgeschwindigkeit. Dies macht den Stern sehr instabil: Ein kleiner Temperaturanstieg führt zu einem schnellen Anstieg der Reaktionsgeschwindigkeit, wodurch die Energiefreisetzung erhöht wird, was wiederum zu einem Temperaturanstieg führt. Die oberen Schichten aus brennendem Helium beginnen sich schnell auszudehnen, die Temperatur sinkt und die Reaktion verlangsamt sich. All dies kann die Ursache für starke Pulsationen sein, die manchmal stark genug sind, um einen erheblichen Teil der Atmosphäre des Sterns in den Weltraum zu schleudern.

Das ausgestoßene Gas bildet eine expandierende Hülle um den freigelegten Kern des Sterns. Während sich immer mehr Atmosphäre vom Stern löst, entstehen immer tiefere Schichten mit höheren Temperaturen. Wenn die blanke Oberfläche (Photosphäre des Sterns) eine Temperatur von 30.000 K erreicht, reicht die Energie der emittierten ultravioletten Photonen aus, um die Atome in der ausgestoßenen Materie zu ionisieren, wodurch sie zum Leuchten gebracht wird. So wird die Wolke zu einem planetarischen Nebel.

Lebensspanne

Die Substanz des planetarischen Nebels fliegt mit einer Geschwindigkeit von mehreren zehn Kilometern pro Sekunde vom Zentralstern weg. Während die Materie ausströmt, kühlt sich gleichzeitig der Zentralstern ab und strahlt die Energiereste ab; thermonukleare Reaktionen stoppen, weil der Stern jetzt nicht mehr genug Masse hat, um die für die Verschmelzung von Kohlenstoff und Sauerstoff erforderliche Temperatur aufrechtzuerhalten. Schließlich kühlt der Stern so weit ab, dass er nicht mehr genug ultraviolettes Licht aussendet, um die äußere Gashülle zu ionisieren. Der Stern wird zu einem Weißen Zwerg, und die Gaswolke rekombiniert und wird unsichtbar. Bei einem typischen planetarischen Nebel beträgt die Zeit von der Entstehung bis zur Rekombination 10.000 Jahre.

Galaktische Recycler

Planetarische Nebel spielen eine bedeutende Rolle bei der Entwicklung von Galaxien. Das frühe Universum bestand hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, aber im Laufe der Zeit wurden durch thermonukleare Fusion schwerere Elemente in Sternen gebildet. Die Materie planetarischer Nebel hat also einen hohen Gehalt an Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, und wenn sie sich ausdehnt und in den interstellaren Raum eindringt, reichert sie ihn mit diesen schweren Elementen an, die von Astronomen allgemein als Metalle bezeichnet werden.

Nachfolgende Generationen von Sternen, die aus interstellarer Materie gebildet werden, werden eine größere Anfangsmenge an schweren Elementen enthalten; Obwohl ihre Anwesenheit in der Zusammensetzung von Sternen unbedeutend bleibt, beeinflussen sie ihre Entwicklung erheblich. Sterne, die kurz nach der Entstehung des Universums entstanden sind, enthalten relativ geringe Mengen an Metallen – sie werden als klassifiziert Sterne vom Typ II. An schweren Elementen angereicherte Sterne gehören dazu Typ I Sterne(siehe Sternenpopulation).

Eigenschaften

physikalische Eigenschaften

Ein typischer planetarischer Nebel hat eine durchschnittliche Länge von einem Lichtjahr und besteht aus stark verdünntem Gas mit einer Dichte von etwa 1000 Teilchen pro cm³, was im Vergleich beispielsweise zur Dichte der Erdatmosphäre vernachlässigbar ist, aber etwa 10-100 beträgt mal größer als die Dichte des interplanetaren Raums gemessen an der Entfernung der Erdumlaufbahn von der Sonne. Junge Planetarische Nebel haben die höchste Dichte und erreichen manchmal 10 6 Teilchen pro cm³. Wenn Nebel altern, führt ihre Ausdehnung zu einer Abnahme der Dichte.

Die Strahlung des Zentralsterns erhitzt die Gase auf Temperaturen in der Größenordnung von 10.000 . Paradoxerweise steigt die Temperatur des Gases oft mit zunehmender Entfernung vom Zentralstern. Denn je mehr Energie ein Photon hat, desto unwahrscheinlicher ist es, dass es absorbiert wird. Daher werden niederenergetische Photonen in den inneren Regionen des Nebels absorbiert, und die verbleibenden hochenergetischen Photonen werden in den äußeren Regionen absorbiert, wodurch ihre Temperatur ansteigt.

Nebel können unterteilt werden in arm an Materie und Strahlung arm. Nach dieser Terminologie hat der Nebel im ersten Fall nicht genug Materie, um alle vom Stern emittierten ultravioletten Photonen zu absorbieren. Daher ist der sichtbare Nebel vollständig ionisiert. Im zweiten Fall emittiert der Zentralstern nicht genügend ultraviolette Photonen, um das gesamte umgebende Gas zu ionisieren, und die Ionisationsfront geht in den neutralen interstellaren Raum über.

Da das meiste Gas in einem planetarischen Nebel ionisiert ist (d. h. Plasma ist), haben Magnetfelder einen erheblichen Einfluss auf seine Struktur und verursachen Phänomene wie Filamente und Plasmainstabilität.

Menge und Verteilung

Heute sind in unserer Galaxie, die aus 200 Milliarden Sternen besteht, 1500 planetarische Nebel bekannt. Ihre kurze Lebensdauer im Vergleich zum Leben in Sternen ist der Grund für ihre geringe Anzahl. Im Grunde liegen sie alle in der Ebene der Milchstraße, sind größtenteils nahe dem Zentrum der Galaxie konzentriert und werden in Sternhaufen praktisch nicht beobachtet.

Die Verwendung von CCD-Arrays anstelle von Fotofilmen in der astronomischen Forschung hat die Liste der bekannten planetarischen Nebel erheblich erweitert.

Struktur

bipolarer planetarischer Nebel

Die meisten planetarischen Nebel sind symmetrisch und sehen fast kugelförmig aus, was sie jedoch nicht daran hindert, viele sehr komplexe Formen zu haben. Ungefähr 10 % der planetarischen Nebel sind praktisch bipolar, und nur eine kleine Anzahl ist asymmetrisch. Sogar ein rechteckiger planetarischer Nebel ist bekannt. Die Gründe für eine solche Vielfalt an Formen sind nicht vollständig geklärt, aber es wird angenommen, dass die gravitativen Wechselwirkungen von Sternen in Doppelsternsystemen eine große Rolle spielen können. Nach einer anderen Version stören die vorhandenen Planeten die gleichmäßige Ausbreitung der Materie während der Bildung eines Nebels. Im Januar 2005 gaben amerikanische Astronomen die erste Entdeckung von Magnetfeldern um die Zentralsterne zweier planetarischer Nebel bekannt und schlugen dann vor, dass sie teilweise oder vollständig für die Entstehung der Form dieser Nebel verantwortlich waren. Die bedeutende Rolle von Magnetfeldern in planetarischen Nebeln wurde bereits in den 1960er Jahren von Grigor Gurzadyan vorhergesagt (siehe zum Beispiel G. A. Gurzadyan, 1993 und die dortigen Referenzen). Es besteht auch die Vermutung, dass die bipolare Form möglicherweise auf die Wechselwirkung von Stoßwellen aus der Ausbreitung der Detonationsfront in der Heliumschicht auf der Oberfläche des sich bildenden Weißen Zwergs zurückzuführen ist (z. B. im Katzenauge-, Sanduhr-, Ameisennebel). ).

Aktuelle Probleme in der Erforschung planetarischer Nebel

Eine der Herausforderungen bei der Untersuchung planetarischer Nebel ist die genaue Bestimmung ihrer Entfernung. Bei einigen nahen planetarischen Nebeln ist es möglich, die Entfernung von uns anhand der gemessenen Ausdehnungsparallaxe zu berechnen: Hochaufgelöste Bilder von vor einigen Jahren zeigen die Ausdehnung des Nebels senkrecht zur Sichtlinie und spektroskopische Analyse der Dopplerverschiebung ermöglicht die Berechnung der Expansionsrate entlang der Sichtlinie. Der Vergleich der Winkelausdehnung mit der erhaltenen Ausdehnungsrate ermöglicht die Berechnung der Entfernung zum Nebel.

Die Existenz einer solchen Vielzahl von Nebelformen ist ein Thema hitziger Debatten. Es wird allgemein angenommen, dass der Grund dafür die Wechselwirkung zwischen Materie sein könnte, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten vom Stern wegbewegt. Einige Astronomen glauben, dass Doppelsternsysteme zumindest für die komplexesten Umrisse planetarischer Nebel verantwortlich sind. Jüngste Studien haben das Vorhandensein starker Magnetfelder in mehreren planetarischen Nebeln bestätigt, deren Annahmen wiederholt vorgebracht wurden. Magnetische Wechselwirkungen mit ionisiertem Gas können auch bei der Formbildung einiger von ihnen eine Rolle spielen.

Derzeit gibt es zwei unterschiedliche Methoden zum Nachweis von Metallen im Nebel, basierend auf unterschiedlichen Arten von Spektrallinien. Manchmal liefern diese beiden Methoden völlig unterschiedliche Ergebnisse. Einige Astronomen führen dies auf leichte Temperaturschwankungen innerhalb des planetarischen Nebels zurück. Andere glauben, dass die Unterschiede in den Beobachtungen zu auffällig sind, um durch Temperatureffekte erklärt zu werden. Sie stellten Annahmen über die Existenz kalter Klumpen auf, die eine sehr geringe Menge Wasserstoff enthalten. Die Gerinnsel, deren Vorhandensein ihrer Meinung nach den Unterschied in der Schätzung der Metallmenge erklären kann, wurden jedoch nie beobachtet.

siehe auch

• Liste der planetarischen Nebel

interstellares Medium
Komponenten	Interstellares Gas Interstellarer Staub Kosmische Strahlung Magnetfeld
Nebel	Diffuser (heller) Nebel Dunkelnebel Emissionsnebel Reflexionsnebel Supernova-Überrest Planetennebel protoplanetarischer Nebel
Regionen der Sternentstehung	Molekülwolke Globule Region H II
Zirkumstellare Formationen	Akkretionsscheibe Protoplanetare Scheibe Polarjetstreams Herbig-Haro-Objekt
Strahlung

Eines meiner Lieblingsobjekte. Und umso mehr verwundert es ein wenig, dass solche Schönheiten nicht auf dem Album zu finden sind. Deshalb fülle ich auf (zumal ich versprochen habe, mit Nebeln fortzufahren).

Was ist ein planetarischer Nebel? Dies ist ein Stern, der als Kern des Nebels bezeichnet wird, und die leuchtende Gashülle, die ihn umgibt. Planetarische Nebel wurden um 1783 von W. Herschel entdeckt. Der Name spiegelt ihre Ähnlichkeit mit den Scheiben der äußeren Planeten wider - Uranus, Neptun. Etwa 1500 planetarische Nebel sind bekannt. Mit der Entwicklung der Beobachtungstechnologie wurde es möglich, ähnliche Objekte in den Magellanschen Wolken, im Andromeda-Nebel und in einer Reihe anderer Galaxien zu sehen.

Sterne verlieren im Laufe ihres Lebens kontinuierlich Materie in Form der sogenannten. Sternenwind. Je nach Masse des Sterns und dem Evolutionsstadium, in dem er sich befindet, kann der Massenverlust größer oder kleiner sein. Unsere Sonne zum Beispiel verliert jetzt sehr langsam Materie, was typisch für nicht sehr massereiche Hauptreihensterne ist. Aber auch ein schwacher Sonnenwind führt zu einigen Konsequenzen, zum Beispiel entpuppt er sich als Ursache für ein so schönes Phänomen wie die Aurora. In Zukunft wird die Sonne viel aktiver Materie verlieren. Der Auswurf der Hülle des Roten Riesen entspricht dem Verlust einer ausreichend großen Masse in Form eines langsamen Sternwinds. Aus dieser Substanz wird der zukünftige Nebel bestehen, und das Aussehen des Nebels hängt von seiner Struktur ab. Die ausgestoßene Hülle selbst wird jedoch nicht hell leuchten: Für die Geburt eines planetarischen Nebels ist eine Kollision zweier Winde erforderlich.
Das Szenario für die Bildung eines planetarischen Nebels ist wie folgt. Zu Beginn muss der Stern in Form eines langsamen Sternwinds erheblich an Masse verlieren. Das kann zum Beispiel die abgeworfene Hülle eines Roten Riesen sein (eine andere Variante wird mit der Evolution in einem binären System in Verbindung gebracht). Nach dem Abwerfen der Schale vom Stern bleibt ein heißer Kern zurück. Er wird zur Quelle eines sehr schnellen Sternwinds mit einer Strömungsgeschwindigkeit von etwa 1000 km pro Sekunde. Ein schneller Wind überholt einen mächtigen langsamen Strom, und ihre Kollision bringt die Substanz zum Glühen, als würde sie eine bereits "gewebte" bizarre Ligatur zeigen.

Wird unsere Sonne je ein solches Bild abgeben? Nebelschnecke- ein sehr nahes Beispiel eines planetarischen Nebels, der am Ende der Lebensbahn eines Sterns wie unserer Sonne auftritt. Das Gas, das der Stern in den umgebenden Raum ausstößt, erweckt den Eindruck, als würden wir die Windung einer Spirale betrachten. Der im Zentrum verbleibende Sternkern muss sich schließlich in einen Weißen Zwerg verwandeln. Der Zentralstern sendet intensive Strahlung aus, die das ausgestoßene Gas zum Leuchten bringt. Der Helixnebel befindet sich im Sternbild Wassermann und wird im Katalog als NGC 7293 bezeichnet. Dieser Nebel ist 650 Lichtjahre von uns entfernt, seine Größe beträgt 2,5 Lichtjahre. Die Fotomontage, die Sie sehen, basiert auf aktuellen Bildern der Advanced Camera for Surveys (ACS)-Kamera des Hubble-Weltraumteleskops und Weitwinkelbildern der Mosaikkamera des 0,9-m-Teleskops am Kit Peak Observatory. Eine Nahaufnahme des inneren Randes des Helixnebels zeigt eine komplexe Struktur aus Gasformationen unbekannter Herkunft.

Planetarischer Sanduhrnebel
Dies ist ein Bild des jungen planetarischen Nebels MyCn18, der etwa 8.000 Lichtjahre entfernt liegt. Jahren wurde von der Wide Field Planetary Camera 2 an Bord des Weltraumteleskops aufgenommen. Das Bild wurde aus drei verschiedenen Bildern synthetisiert, die in der roten Linie von ionisiertem Stickstoff, der grünen Linie von Wasserstoff und der blauen Linie von doppelt ionisiertem Sauerstoff aufgenommen wurden.
Frühere Bilder, die von der Erde aufgenommen wurden, zeigen zwei gekreuzte Ringe, aber keine Details. Einer Theorie zufolge ist die Bildung einer solchen Form mit einem schnellen Sternwind innerhalb einer sich langsam ausdehnenden Wolke verbunden, die an den Polen eine größere Dichte aufweist als am Äquator. Das Weltraumteleskop entdeckte auch andere neue unerwartete Eigenschaften in der Struktur dieses Nebels. Beispielsweise gibt es im zentralen Bereich ein Paar gekreuzter Ringe und zahlreiche Bögen. Diese Merkmale können zufriedenstellend durch die Anwesenheit eines unsichtbaren Begleitsterns erklärt werden.

Der abgebildete planetarische Nebel, benannt Shapley 1 zu Ehren des berühmten Astronomen Harlow Shapley, hat eine ausgeprägte Ringstruktur.

Allein die Existenz einer der größten Kugeln in unserer Galaxie ist eine Quelle wertvoller Informationen über die chemische Zusammensetzung von Sternen. Planetennebel Abell 39, die heute sechs Lichtjahre groß ist, ist die äußere Atmosphäre eines sonnenähnlichen Sterns, der vor Tausenden von Jahren abgeworfen wurde. Die nahezu ideale Kugelform von Abell 39 ermöglichte es Astronomen, das Verhältnis von absorbierter und emittierender Materie genau abzuschätzen. Beobachtungen zufolge ist der Sauerstoffgehalt in Abell 39 etwa halb so hoch wie der der Sonne – ein sehr interessantes, wenn auch nicht überraschendes Ergebnis, das die Unterschiede in der chemischen Zusammensetzung der beiden Sterne bestätigt. Der Grund für die nicht zentrale Position des Zentralsterns des Nebels (er ist um 0,1 Lichtjahre verschoben) ist noch nicht geklärt. Die Entfernung zu Abell 39 beträgt etwa 7000 Lichtjahre, und die Galaxien, die in der Nähe und durch den Nebel sichtbar sind, sind Millionen von Lichtjahren von uns entfernt.

Dieser planetarische Nebel mit zwei Blasen, aufgenommen vom Weltraumteleskop. Hubble, schön "kocht". Festgelegt Hubble-5 Dieser bipolare planetarische Nebel wurde durch einen heißen Partikelwind gebildet, der vom zentralen Sternensystem ausging. Heißes Gas dehnt sich in Form von sich aufblähenden Heißgaskugeln in das umgebende interstellare Medium aus. An der Grenze bildet sich eine Überschallstoßwelle, die das Gas anregt. Das Gas leuchtet, wenn Elektronen mit Atomen rekombinieren. Im Bild entsprechen die Farben der Energie der Rekombinationsstrahlung. Dieser Nebel befindet sich in einer Entfernung von 2200 Lichtjahren von der Erde. Im Zentrum des Nebels befindet sich höchstwahrscheinlich ein sonnenähnlicher Stern, der sich langsam in einen Weißen Zwerg verwandelt.

Warum ist diese "Ameise" so anders als ein Ball? Immerhin der Planet Nebel Mz3 ist eine Hülle, die von einem Stern wie unserer Sonne abgeworfen wird, das heißt, ein Objekt, zweifellos kugelförmig. Warum entsteht dann aus dem aus dem Stern strömenden Gas ein ameisenartiger Nebel, dessen Form nichts mit einer Kugel zu tun hat? Gründe dafür können die extrem hohe - bis zu 1000 Kilometer pro Sekunde - Geschwindigkeit des ausgestoßenen Gases sein; gigantische Dimensionen der Struktur, die ein Lichtjahr erreichen; oder das Vorhandensein eines Sterns, der sich über dem Zentrum des Nebels mit einem starken Magnetfeld befindet. Im Inneren von Mz3 könnte sich auch ein weiterer Stern geringerer Leuchtkraft verstecken, der in sehr geringem Abstand um einen hellen Stern kreist. Einer anderen Hypothese zufolge verdanken die Gasströme ihre Richtung der Rotation des Zentralsterns und dessen Magnetfeld. Astronomen hoffen, dass das Studium der Geschichte dieser riesigen Weltraumameise dank der Ähnlichkeit des Zentralsterns mit der Sonne einen Einblick in die Zukunft der Sonne und unserer Erde geben wird.

Dieser planetarische Nebel wird von einem sterbenden Stern gebildet, der Hüllen aus leuchtendem Gas abwirft. Der Nebel befindet sich in einer Entfernung von dreitausend Lichtjahren. Auf dem heutigen Bild des Weltraumteleskops. Hubble, zeigt, wie komplex die Struktur des Nebels ist Katzenauge. Aufgrund der komplexen Struktur, die auf diesem Bild zu sehen ist, vermuten Astronomen, dass das helle zentrale Objekt ein Doppelstern ist.

Eskimo-Nebel
Dieser planetarische Nebel, der erstmals 1787 von Herschel entdeckt wurde, erhielt den Spitznamen „Eskimo“, weil er von bodengestützten Teleskopen aus wie ein von einer Pelzhaube umgebenes Gesicht aussah. Auf dem Hubble-Bild erscheint die „Fellhaube“ als eine Gasscheibe, die mit kometenähnlichen Objekten (siehe auch Helix-Nebel) geschmückt ist – länglichen Schweifen eines Sterns.
Auch "Face" enthält interessante Details. Die helle zentrale Region ist nichts anderes als eine Blase, die von einem intensiven Wind aus schnellen Teilchen des Sterns in den Weltraum geblasen wird.
Der Eskimonebel begann sich vor etwa 10.000 Jahren zu bilden. Es besteht aus zwei länglichen Materialblasen, die in entgegengesetzte Richtungen fließen. Auf dem Bild liegt eine der Blasen über der anderen und überlappt sie. Der Ursprung der kometenähnlichen Merkmale bleibt ein Rätsel.
Der Eskimonebel befindet sich 5.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Geminga. Die Farben entsprechen den leuchtenden Gasen: Stickstoff (rot), Wasserstoff (grün), Sauerstoff (blau) und Helium (lila).

Dieser schöne planetarische Nebel, katalogisiert als NGC 6369, wurde im 18. Jahrhundert vom Astronomen William Herschel entdeckt, als er das Sternbild Ophiuchus mit einem Teleskop erkundete. Dieser relativ schwache Nebel ist rund und planetenartig und wird im Volksmund Nebel genannt. Kleiner Geist. Die erstaunlich komplizierten Details der Struktur von NGC 6369 sind in diesem bemerkenswerten Farbbild sichtbar, das aus Daten des Hubble-Weltraumteleskops erstellt wurde. Der Hauptring des Nebels hat einen Durchmesser von etwa einem Lichtjahr. Die Emission von ionisierten Sauerstoff-, Wasserstoff- und Stickstoffatomen ist jeweils in Blau, Grün und Rot dargestellt. Mehr als 2000 Lichtjahre entfernt zeigt der Kleine Geisternebel das zukünftige Schicksal unserer Sonne, die auch einen eigenen wunderschönen planetarischen Nebel bilden sollte, aber nicht vorher? als in etwa fünf Milliarden Jahren.

Planetarischer Nebel IC 418, Spitzname Spirograph-Nebel wegen seiner Ähnlichkeit mit dem gleichnamigen Zeichenwerkzeug zeichnet es sich durch eine sehr ungewöhnliche Struktur aus, deren Herkunft noch weitgehend ungeklärt ist. Die bizarre Form des Nebels könnte auf den chaotischen Wind zurückzuführen sein, der von einem zentralen veränderlichen Stern ausgeht, dessen Helligkeit sich in Zeitintervallen von nur wenigen Stunden auf unvorhersehbare Weise ändert. Gleichzeitig war IC 418 nach den verfügbaren Daten vor nur wenigen Millionen Jahren anscheinend ein einfacher Stern, der unserer Sonne ähnelte. Noch vor wenigen tausend Jahren war IC 418 ein gewöhnlicher roter Riese. Nach der Erschöpfung des Kernbrennstoffs begann sich die äußere Hülle des Sterns jedoch auszudehnen und hinterließ einen heißen Kern, der sich vom Schicksal in einen weißen Zwergstern verwandeln ließ, der sich in der Bildmitte befindet. Strahlung aus dem zentralen Kern regt die Atome im Nebel an und bringt sie zum Leuchten. IC 418 ist etwa 2.000 Lichtjahre entfernt und hat einen Durchmesser von 0,3 Lichtjahren. Dieses kürzlich vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommene Falschfarbenbild zeigt deutlich ungewöhnliche Details der Struktur des Nebels.

Im Zentrum NGC 3132, ein ungewöhnlicher und schöner planetarischer Nebel, ist ein Doppelstern. Dieser Nebel, auch genannt Acht Fackelnebel oder Südlicher Ringnebel, ist nicht auf einen hellen, sondern auf einen schwachen Stern zurückzuführen. Die Quelle des leuchtenden Gases sind die äußeren Schichten eines unserer Sonne ähnlichen Sterns. Das heiße blaue Leuchten um den Doppelstern, den Sie in der Abbildung sehen, wird durch die hohe Temperatur auf der Oberfläche des schwachen Sterns angetrieben. Zunächst wurde der Planetarische Nebel aufgrund seiner ungewöhnlichen symmetrischen Form zum Forschungsobjekt. Anschließend fiel sie auf, als sie asymmetrische Details zeigte. Bisher wurden weder die seltsame Form der kälteren Hülle noch die Struktur und der Ursprung der kalten Staubbahnen, die den Nebel NGC 3132 durchqueren, erklärt.

Stimmt es, dass Sterne schöner aussehen, wenn sie sterben? Planetennebel M2-9, Nebel Schmetterling, befindet sich in einer Entfernung von 2100 Lichtjahren von der Erde. Die Flügel des Nebels können uns eine ungewöhnliche unvollendete Geschichte erzählen. Im Zentrum des Nebels befindet sich ein Doppelsternsystem. Die Sterne dieses Systems bewegen sich in einer Gasscheibe mit dem 10-fachen Durchmesser der Umlaufbahn von Pluto. Die ausgestoßene Hülle eines sterbenden Sterns bricht aus der Scheibe und bildet bipolare Strukturen. Vieles bleibt unklar über die physikalischen Prozesse, die einen planetarischen Nebel bilden.

Wie könnte sich ein quadratischer Nebel um einen runden Stern bilden? Die Untersuchung eines planetarischen Nebels des Typs IC4406. Es gibt Grund zu der Annahme, dass der Nebel IC 4406 die Form eines Hohlzylinders hat, und die quadratische Form ist darauf zurückzuführen, dass wir diesen Zylinder von der Seite betrachten. Wenn wir uns IC 4406 von hinten ansehen, könnte er durchaus wie der Ringnebel aussehen. Dieses Farbbild ist eine Kombination von Bildern, die vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommen wurden. Heißes Gas strömt aus den Enden des Zylinders, Filamente aus dunklem Staub und molekularem Gas säumen seine Wände. Der Stern, der für diese interstellare Skulptur verantwortlich ist, liegt im Zentrum des planetarischen Nebels. In ein paar Millionen Jahren wird von IC 4406 nur noch ein verblassender Weißer Zwerg übrig sein.

Sich schnell ausdehnende Gaswolken bedeuten das Ende des Zentralsterns im Nebel Faules Ei. Sobald es einen normalen Stern gab, verbrauchte er seine Reserven an Kernbrennstoff, wodurch sein zentraler Teil schrumpfte und einen weißen Zwerg bildete. Ein Teil der freigesetzten Energie bewirkt die Ausdehnung der äußeren Hülle des Sterns. In diesem Fall ist das Ergebnis ein fotogener protoplanetarischer Nebel. Wenn Gas, das sich mit einer Geschwindigkeit von einer Million Kilometer pro Stunde bewegt, auf das umgebende interstellare Gas trifft, entsteht eine Überschallstoßwelle, in der ionisierter Wasserstoff und Stickstoff blau leuchten. Zuvor gab es Hypothesen über die komplexe Struktur der Schockfront, aber bisher wurden keine so klaren Bilder erhalten. Dicke Gas- und Staubschichten verdecken den sterbenden Zentralstern. Der Rotten-Egg-Nebel, auch bekannt als Kürbisnebel und OH231.8+4.2, wird sich wahrscheinlich innerhalb von 1000 Jahren zu einem bipolaren planetarischen Nebel entwickeln. Der oben gezeigte Nebel hat einen Durchmesser von etwa 1,4 Lichtjahren und befindet sich 5.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Puppis.

Sie können Bilder endlos zeigen, zumal sie entzückend schön sind.

Wenn ein Stern wie unsere eigene Sonne den größten Teil seines Kernbrennstoffs verbrennt, beginnt sein Kern zu schrumpfen und sich zu erhitzen, wodurch seine äußeren Schichten abgestoßen werden. Die Reste dieses "Stummels" "schießen" nach einiger Zeit nach außen, wodurch sich eine expandierende Hülle um den Stern bildet. Diese ausgestoßene Substanz beginnt unter dem Einfluss der ultravioletten Strahlung des glühenden „Kerns“ mit zurückgestrahltem Licht zu leuchten und macht riesige Flammenwolken sichtbar – einen planetarischen Nebel, der einer riesigen Weltraumqualle ähnelt. All diese Schönheit wird für eine relativ kurze Zeit beobachtet – für nur wenige tausend Jahre von der ungefähr 10 Milliarden Jahre langen Lebensdauer eines typischen Sterns. Etwa vier Fünftel aller Sterne beenden ihr Leben auf diese Weise und hinterlassen bizarre flammende Gasformen, die sich langsam in der ewigen kosmischen Nacht auflösen. Der Name "planetarischer Nebel" kam uns von Astronomen vergangener Jahrhunderte, für die diese Wolken Planeten ähnelten. Tatsächlich haben sie natürlich nichts mit Planeten zu tun.

Vor mehreren tausend Jahren ereignete sich in unserer Galaxie eine gewaltige kosmische Explosion. Die durch die Explosion erzeugte Lichtstrahlung erreichte die Erde im Jahr 1054.

Chinesische und japanische Astrologen haben den diesjährigen Blitz eines ungewöhnlich hellen Sterns im Sternbild Stier bemerkt. Anfangs war der Stern wie die Venus auch tagsüber sichtbar, nach 23 Tagen nahm seine Helligkeit so stark ab, dass er tagsüber nicht mehr sichtbar war, und nach etwa einem Jahr „verschwand“ er vom Himmel.

Viel später, im 18. Jahrhundert, die Franzosen Der Astronom C. Messier machte auf das ungewöhnliche Erscheinungsbild des Nebels im Sternbild Stier aufmerksam und setzte ihn aus diesem Grund in seinem Katalog der Nebel und Sternhaufen an die erste Stelle (M1, Nebel N 1 im Messier-Katalog).

Der Nebel hat eine faserige Struktur und ähnelt im Aussehen einer Krabbenschere, daher sein Name. Die Position des Krebsnebels entspricht der Position der Supernova von 1054. Dies lässt uns mit großer Sicherheit davon ausgehen, dass er als Folge einer Supernova-Explosion entstanden ist, die vor über 900 Jahren beobachtet wurde.

Dies ist ein Foto eines planetarischen Nebels namens NGC 6543 im Katalog, aber sein inoffizieller Name ist "Katzenauge". Das Bild wurde vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommen. Berechnungen der Astronomen zufolge wurde in Abständen von 1.500 Jahren Materie von der Oberfläche des Sterns ausgestoßen. Als Ergebnis dieser Explosionsserie bildeten sich mehrere konzentrische Gas- und Staubhüllen um den Kern des sterbenden Sterns. Astronomen können die Zyklizität dieser Explosionen noch nicht erklären und stellen als Hypothesen das Pulsieren des Sterns, die zyklische Natur seiner magnetischen Aktivität und den Einfluss des Nachbarsterns (oder der Nachbarsterne), die den explodierenden Stern umkreisen, auf.

Vor ungefähr 1000 Jahren änderte sich die Art des Auswurfs von Materie von der Oberfläche des Sterns aus einem unbekannten Grund, und ein "Katzenauge" begann sich in den Staubhüllen zu bilden. Jetzt ist es dabei, sich auszudehnen, und dies wird durch die Bilder bestätigt, die das Hubble-Teleskop 1994, 1997, 2000 und 2002 aufgenommen hat.

Ein Bild ist eine Kombination von Bildern, die bei unterschiedlichen Wellenlängen aufgenommen wurden. Die Farben zeigen verschiedene Gase: Rot für Wasserstoff, Blau für Sauerstoff und Grün für Stickstoff.

Eine spezielle Bildverarbeitung ermöglichte es, einen riesigen, aber sehr schwachen Halo aus gasförmiger Materie mit einem Durchmesser von etwa drei Lichtjahren um den planetarischen Nebel herum sichtbar zu machen. Das Bild basiert auf einer Zusammenstellung von Daten des Northern Optical Telescope auf den Kanarischen Inseln. Stickstoffemissionsregionen sind in Rot gezeigt, während Sauerstoffemissionsregionen in Grün- und Blauschattierungen gezeigt sind.

Der Ausdruckskraft halber nannten Journalisten diesen Nebel das „Auge Gottes“. Das endgültige Bild ist eine Zusammenstellung von Fotografien, die mit Blau-, Grün- und Rotfiltern aufgenommen wurden. Astronomen vermuten, dass das Alter dieser Scheibe ungefähr 12.000 Jahre beträgt. Obwohl NGC 729 „fotogen“ und erdnah (700 Lichtjahre) ist, wurde er erst 1824 entdeckt.

Die beiden Nebel sind als M27 (links) und M76 katalogisiert und werden im Volksmund Dumbbell und Lesser Dumbbell genannt. Der Grund, warum sie solche Namen bekommen haben, ist ohne komplizierte Argumentation klar: Sie haben ähnliche Formen, die an eine Hantel oder eine Sanduhr erinnern. Sie sind ähnlich groß, ihr Durchmesser beträgt etwa ein Lichtjahr. Die Bilder sind im gleichen Maßstab dargestellt, sodass der scheinbare Größenunterschied darauf zurückzuführen ist, dass einer der Nebel uns näher ist. Entfernungsschätzungen betragen 1200 Lichtjahre für Dumbbell und über 3000 Lichtjahre für Lesser Dumbbell. Diese Tiefenbilder, aufgenommen mit Schmalbandfiltern, die Strahlung aus Wasserstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffatomen in kosmischen Wolken extrahieren, werden in Falschfarben dargestellt und zeigen die erstaunlich komplexen Strukturen in M27 und M76.

Im Zentrum von NGC 3132, einem ungewöhnlichen und wunderschönen planetarischen Nebel, liegt ein Doppelstern. Dieser Nebel, auch Achtflammennebel oder Südlicher Ringnebel genannt, verdankt seine Entstehung nicht einem hellen, sondern einem schwachen Stern. Die Quelle des leuchtenden Gases sind die äußeren Schichten eines unserer Sonne ähnlichen Sterns. Das heiße blaue Leuchten um den Doppelstern, den Sie auf diesem Foto sehen, kommt von der Hitze auf der Oberfläche des schwachen Sterns. Zunächst wurde der Planetarische Nebel aufgrund seiner ungewöhnlichen symmetrischen Form zum Forschungsobjekt. Anschließend fiel sie auf, als sie asymmetrische Details zeigte. Bisher wurden weder die seltsame Form der kälteren Hülle noch die Struktur und der Ursprung der kalten Staubbahnen, die den Nebel NGC 3132 durchqueren, erklärt.

Der planetarische Rote-Spinnen-Nebel zeigt uns die komplexe Struktur, die durch Gase erzeugt werden kann, die von einem normalen Stern ausgestoßen werden, wenn er sich in einen Weißen Zwerg verwandelt. Dieser planetarische Nebel, der offiziell als NGC 6537 bezeichnet wird, besteht aus zwei symmetrischen, sich gegenseitig durchdringenden Strukturen und enthält einen der heißesten bekannten Weißen Zwerge, wahrscheinlich in einem Doppelsternsystem. Die Geschwindigkeit der inneren Winde, die von den Sternen im Zentrum des Systems strömen, übersteigt laut Messungen 1000 Kilometer pro Sekunde. Diese Winde bewirken, dass sich der Nebel ausdehnt und Wellen aus heißem Gas und Staub kollidieren. Der Rote Spinnennebel befindet sich im Sternbild Schütze. Die Entfernung dazu ist nicht genau bekannt, beträgt aber einigen Schätzungen zufolge etwa 4000 Lichtjahre.

Dieses zusammengesetzte Farbbild von NGC 6751 ist ein perfektes Beispiel für einen klassischen, komplexen planetarischen Nebel. Es wurde im April 2000 ausgewählt, um den zehnten Jahrestag des Hubble-Weltraumteleskops im Orbit zu markieren. Die Farben stellen die relative Temperatur des Gases dar – von blau über orange nach rot zu wechseln bedeutet, dass sich die Gastemperatur vom heißesten zum kältesten ändert. Winde und Strahlung eines außergewöhnlich heißen Zentralsterns (140.000 Grad Celsius) haben eine Nebelstruktur geschaffen, deren Details Strömen ähneln. Der Durchmesser des Nebels beträgt etwa 0,8 Lichtjahre, was etwa der 600-fachen Größe unseres Sonnensystems entspricht. NGC 6751 liegt 6500 Lichtjahre entfernt im Sternbild Adler.

Er ist als NGC 7635 katalogisiert und besser einfach als Blasennebel bekannt. Um dieses farbige Teleskopbild zu erstellen, wurde eine Langzeitbelichtung mit einem Filter aufgenommen, der Strahlung in den Wasserstofflinien durchlässt, wodurch Details der Struktur der kosmischen Blase und ihrer Umgebung sichtbar wurden. Der Nebel liegt 11.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Kassiopeia.

Der planetarische Nebel NGC 246, der passend Schädelnebel genannt wird, umgibt einen sterbenden Stern etwa 1.600 Lichtjahre entfernt im Sternbild Walfisch. Die schnelle Bewegung des Sterns und des Nebels zeigt in diesem Bild nach oben, sodass der obere Rand des Nebels heller ist. In einer Entfernung von NGC 246 erstreckt sich dieses scharfe Bild über 2,5 Lichtjahre. Es zeigt auch entfernte Galaxien, von denen einige durch den Nebel an seiner Unterseite scheinen.

Infrarotbilder des neuen Spitzer-Weltraumteleskops, die auf den planetarischen Nebel NGC 246 gerichtet sind, haben etwas nie zuvor Gesehenes enthüllt: einen klumpigen Materialring, der von einem sterbenden Stern ausgestoßen wird. Die Zusammensetzung dieses monströsen "Donuts" und die Entstehungsgeschichte sind immer noch ein Rätsel, aber Wissenschaftler hoffen, es bald zu lüften.

NGC 2818 befindet sich innerhalb des offenen Sternhaufens NGC 2818A, etwa 10.000 Lichtjahre entfernt im südlichen Sternbild Kompass. Normalerweise zerfallen offene Sternhaufen in ein paar hundert Millionen Jahren, dieser Haufen muss außergewöhnlich alt sein, damit sich einer seiner Bestandteile zum Stadium eines planetarischen Nebels entwickeln kann. Befindet sich der planetarische Nebel NGC 2818 in der gleichen Entfernung wie der Sternhaufen, dann beträgt sein Durchmesser etwa 4 Lichtjahre. Das Bild wird aus Bildern zusammengesetzt, die vom Hubble-Weltraumteleskop mit Schmalbandfiltern aufgenommen wurden. Emissionen von Stickstoff-, Wasserstoff- und Sauerstoffatomen sind jeweils in Rot, Grün und Blau dargestellt.

Blinkender Nebel. Es ist so schwach, dass es in kleinen Teleskopen ständig aus dem Blickfeld verschwindet. Über die Natur der roten Flecken an den Rändern des Objekts wissen Astronomen immer noch nichts.

Bumerang-Nebel. Diese „junge“ Formation in einer Entfernung von nur 5000 Lichtjahren von der Erde befindet sich noch im Entstehungsprozess.

Eskimonebel c. Tatsächlich befinden sich in der Mitte zwei Gas- und Staubwolken, von denen nur eine auf die Erde "schaut" und die zweite bedeckt.

Hamburger Gomez. Das schwarze Band in der Mitte entsteht durch Staub, der den Stern verdeckt, der den Nebel erzeugt.

Sanduhr. Im Vergleich zu seinen Gegenstücken ein sehr kleiner Nebel - nur 0,3 Lichtjahre im Durchmesser. In der Mitte befindet sich etwas, das dem Auge sehr ähnlich ist.

Der Rotten-Egg-Nebel. Astronomen haben in diesem Nebel Schwefel und wahrscheinlich Schwefelwasserstoff entdeckt, der für den Geruch dieses verdorbenen Produkts verantwortlich ist.

Nebel Südliche Krabbe. Die ungewöhnliche Form ist darauf zurückzuführen, dass zwei Sterne in der Mitte interagieren.

Nebelring. Dieser vor mehr als 200 Jahren entdeckte Nebel befindet sich in einer Entfernung von 2000 Lichtjahren von der Erde.

Retina. Dies ist eine Seitenansicht des Nebels, aber tatsächlich hat er die Form eines Donuts. Die hellen Streifen sind Staub- und Gaswolken, die von einem sterbenden Stern ausgestoßen werden.

Der Spirograph-Nebel. Es ist nach einem Kinderspielzeug benannt, mit dem Sie ungewöhnliche kreisförmige Muster zeichnen können. In diesem Fall werden die Muster durch Partikelströme erzeugt, die der Stern aussendet.

Der Schmetterlingsnebel (NGC 6302) ist einer der hellsten und ungewöhnlichsten Nebel. Es befindet sich in einer Entfernung von 4000 Lichtjahren von uns in Richtung des Sternbildes Skorpion. In seinem Zentrum befindet sich ein superheißer sterbender Stern, der von einer Hagelkörnerwolke umgeben ist. Im Herzen dieses Durcheinanders befindet sich einer der heißesten Stars, die wir kennen. Aufgrund der enormen Temperatur von etwa 250.000 Grad Celsius ist der Stern nicht direkt zu sehen, sein Spektrum ist im ultravioletten Bereich am hellsten. Der dichte dunkle Ring, der den Zentralstern umgibt, enthält eine riesige Staubmasse und ist für Wissenschaftler ein Rätsel. Es wird angenommen, dass sich der Schmetterlingsnebel vor etwa 10.000 Jahren gebildet hat, aber wie er entstanden ist oder wie lange der Staubring überleben kann, wenn er von einem so heißen Stern verdampft wird, ist unbekannt.

NGC 2346 ist ein planetarischer Nebel, der etwa 2.000 Lichtjahre entfernt ist. Es ist ein Doppelsternsystem. Dieses Zweikomponentensystem besteht aus zwei Sternen, die sich alle 16 Tage umkreisen. Die Entstehungsgeschichte des Nebels begann vor Millionen von Jahren, als zwei Sterne weiter voneinander entfernt waren. Der massereichere Stern begann sich auszudehnen, um mit dem zweiten Stern des Doppelsternsystems in Kontakt zu kommen, was dazu führte, dass sie konvergierten und Gasringe ausstießen. Später warf der rote Riesenstern seine Hülle in Form von heißen Gasblasen ab und legte seinen Kern frei.

Nebel Seifenblase. Planetarische Nebel dieser regelmäßigen Form sind äußerst selten.

Obwohl AE Aurigae als „Brennender Stern“ und sein umgebender Nebel IC 405 als „Brennender Sternnebel“ bezeichnet wird und scheinbar in rötlichen Rauch gehüllt ist, gibt es kein Feuer. Das Material, das wie Rauch aussieht, ist meist interstellarer Wasserstoff, in dem dunkle Filamente aus kohlenstoffreichen Staubkörnern in rauchähnlichen Wolken zu finden sind. Der Brennende Sternnebel liegt etwa 1500 Lichtjahre entfernt. Er hat einen Durchmesser von etwa 5 Lichtjahren und kann mit einem kleinen Teleskop im Sternbild Auriga gesehen werden.

Der Adlernebel liegt etwa 7000 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Schlange und wurde im 18. Jahrhundert von Astronomen entdeckt.

Der junge Sternhaufen M16 ist von Mutterwolken aus kosmischem Staub und leuchtendem Gas aus dem Adlernebel umgeben. Das erstaunlich detaillierte Foto fängt die fantastischen Formen ein, die man vom Foto des Teleskops kennt. Hubble aus dieser Region der Sternentstehung. Die dichten Staubsäulen, die in der Mitte aufsteigen, werden Elefantenrüssel oder Säulen der Schöpfung genannt. Ihre Länge beträgt mehrere Lichtjahre. Die Säulen ziehen sich durch die Gravitation zusammen und Sterne bilden sich in ihnen. Energetische Strahlung von den Sternen des Haufens zerstört das Material an den Enden der Säulen und legt die neuen Sterne im Inneren frei. Oben links im Nebel sehen Sie eine weitere Sternentstehungssäule namens Feenadler-Nebel. Bis zu M16 und dem Adlernebel ~7000 Lichtjahre. Diese Objekte lassen sich leicht mit einem Fernglas oder einem kleinen Teleskop im nebelreichen Sternbild Schlange oder besser gesagt in der Nähe seines Schwanzes finden.

Dieses Bild, das 1995 vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommen wurde, zeigt verdampfende Gaskügelchen, die aus Wasserstoff- und Staubsäulen austreten. Die riesigen, mehrere Lichtjahre langen Säulen sind so dicht, dass das Gas im Inneren durch die eigene Schwerkraft zu Sternen komprimiert wird. Starke Strahlung von hellen jungen Sternen am Ende jeder Säule verdampft die verdünnte Materie und legt die Sternenkinderstube aus dichten, verdampfenden gasförmigen Kügelchen frei.

Ein vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommenes Bild zeigt den sogenannten Stingray-Nebel (offizielle Bezeichnung Henize 1357), den jüngsten heute bekannten planetarischen Nebel, der so genannt wird, weil seine Form den charakteristischen Kurven des gleichnamigen Meerestiers ähnelt - ein Stachelrochen oder, mit anderen Worten, eine Seekatze. Vor 25 Jahren war dieser Ort nichts Besonderes, denn das Gas, das den sterbenden Stern umhüllt, der im Zentrum des Nebels eingeschlossen ist, war noch nicht heiß genug, um im optischen Bereich zu leuchten.

Das Alter des Skatnebels (wie wir ihn jetzt sehen) ist nur ein Moment auf der Sternuhr, da in den letzten 25 Jahren eine ausreichende Erwärmung zum Leuchten stattgefunden hat, während die typische Lebensdauer von Sternen in die Millionen und Milliarden geht. Das 100-jährige Bestehen des sichtbaren planetarischen Nebels macht ihn zu einer Kuriosität, einem Eintagesschmetterling, und erklärt, warum noch kein anderer jüngerer planetarischer Nebel gefunden wurde.

Die Größe des Skat-Nebels beträgt ein Zehntel der Größe des größten planetarischen Nebels, er ist 18.000 Lichtjahre von uns entfernt und befindet sich in Richtung des Sternbildes Altar der südlichen Hemisphäre (mit anderen Worten: der Altar). Aufgrund der geringen Winkelabmessungen dieses Nebels waren vor dem Hubble-Flug, der seine Beobachtungen 1993 begann (dieses Foto wurde 1997 aufgenommen), keine Details erkennbar, aber jetzt kann die Struktur des Nebels gut untersucht werden.