Planetarische Nebel

Normalstern -> Roter Riese -> Weisser Zwerg + Planetarischer Nebel

Sterne mit einer Masse, die etwa der unserer Sonne gleicht, benötigen einige Millionen Jahre bis sie entstanden sind. Dann verschmelzen sie über etwa 10 Milliarden Jahre (10.000 Millionen Jahre) Wasserstoff zu Helium, ohne dabei erhebliche Änderungen zu erfahren. Ist nun ihr Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht, beginnt über einige Millionen Jahre ein Prozess, bei dem sich der Stern zu einem Roten Riesen aufbläht.

Roter Riese

Der Wasserstoff im Kern eines alten Sterns ist weitgehend aufgebraucht. Die Kernfusion bricht zunehmend zusammen. Dadurch gewinnt die Gravitation, die Anziehung der Massen, mehr und mehr die Überhand und zieht den Stern zusammen. Hierdurch wird jedoch die Temperatur im Inneren des Sterns erhöht. Bei Sternen wie der Sonne, in deren Zentrum die Wärme durch Strahlung verteilt wird und nur im Mantel durch Umlauf (Konvektion), beginnt dadurch das sogenannte Wasserstoff-Schalenbrennen. Das bedeutet, dass der den Heliumkern umgebende Restwasserstoff nun auch zu Helium fusioniert. Wahrscheinlich durch die trotz allem zunehmende Abkühlung und die dadurch verminderte Strahlendurchlässigkeit der oberen Schichten, bläht sich der Stern an seiner Oberfläche nun bis zum 100fachen auf und wird zu einem 'Roten Riesen'. Der Grund, dass sich die Farbe von gelb nach rot verändert, liegt in der geringeren Oberflächentemperatur des grösser gewordenen Sterns. Der Sonnenwind steigt auf das Einmilliardenfache. Die Sonne würde in diesem Zustand fast bis zur Erdbahn reichen. Durch den aussen brennenden Wasserstoff steigt die Temperatur im Zentrum auf einige tausend bis hin zu über 10 Mio. Kelvin an. Das führt dazu, dass weitere Kernfusionsabläufe einsetzen. Das Heliumgas wird zu Kohlenstoff, zu Neon, zu Sauerstoff und bei grösseren Sternen zu Schwefel, Silizium und Eisen. Diese Zustände besitzen immer kürzere Zeiträume. Dauert das Heliumbrennen noch etwa 1 Mio. Jahre so verkürzen sich die nachfolgenden Zeiträume bis hinunter zu einigen Jahren und Wochen. Dabei spielt das Eisen eine besondere Rolle. Aus ihm lässt sich durch Kernfusion keine weitere Energie gewinnen. (Dies gilt auch für die Kernspaltung von Eisen)

In der Abfolge dieser Vorgänge wird der Stern im Zeitraum einiger tausend Jahre kleiner und nachdem auch der Kohlenstoff fusioniert ist, fällt der Stern im Verlauf einiger 100 Jahre zu einem Weissen Zwerg zusammen. Bereits im Stadium des Roten Riesen stösst der Stern Gasmassen in das Weltall aus. Beim Zusammenbruch der Roten Riesen zu einem Weissen Zwerg werden weitere, grosse Mengen Materie in das All abgegeben. Man vermutet, dass dies durch Schockwellen, aus dem Inneren des Sterns heraus, geschieht. Mit zunehmender Erhitzung der Oberfläche des werdenden Weissen Zwergs, erhöht sich die Geschwindigkeit und Energie seines Sonnenwindes. Dieser ionisiert die umgebenden Gase, so dass sie zu leuchten beginnen und treibt sie weiter hinaus in das Weltall. Diese Gashüllen bezeichnet man als planetarische Nebel.

Der zurückbleibende Weisse Zwerg besitzt eine Temperatur von 100.000 Kelvin an seiner Oberfläche, die durch den enormen Druck, der in ihm vereinten Materie entsteht. Allerdings reicht dieser Druck nicht mehr aus, um weiterer Fusionen zu zünden. Der Stern kühlt über die Dauer einiger Milliarden Jahre zu einer unbeleuchteten Kugel aus, und sein planetarischer Nebel verflüchtigt sich im Weltall.

Weisser Zwerg

Sterne unterhalb der Grösse der Sonne, bzw. solche, denen eine Restmasse bis hinauf zum 1,4-fachen der Sonnenmasse beim Zusammenbruch verbleibt, fallen zu Weissen Zwergen zusammen. Diese erreichen nach dem Zusammenbruch Durchmesser zwischen 10.000km, bei einer Ausgangsgrösse von 0,3 Sonnenmassen, bis hin zu 3.000 km, bei einer Ausgangsgrösse von etwa dem 1fachen der Sonnenmasse.

Man nennt sie nun Weisse Zwerge. Ihre, durch den Kollaps hervorgerufene Erhitzung ist so stark, dass sie noch einige Millionen Jahre ein intensives, weisses Licht abgeben. Dies führte zu ihrem Namen. Das Innere eines solchen Objekts ist angefüllt mit einem 'Brei' aus zerquetschten Atomen, deren Elementarbausteine sich nicht mehr in geordneten Bahnen umrunden. Diese Masse aus Elektronen, Protonen und Neutronen bezeichnen die Astrophysiker als Plasma. Sie besitzt eine Dichte von einer Tonne pro Kubikzentimeter. Um diesen Kern herum könnte eine Schale aus normalen Atomen folgen und zuletzt eine nur wenige Meter dicke Wasserstoffatmosphäre.

Planetarischer Nebel

Der planetarische Nebel, also die in das All hinausgeschleuderten Gashüllen eines zusammenbrechenden Normalsterns, vereint in sich erhebliche Mengen vom Ausgangsmaterial des ehemaligen Sterns (In Texten der NASA ist von ~10% die Rede). Die Gase Planetarischer Nebel bestehen aus Sauerstoff, Stickstoff sowie Helium und natürlich auch aus Resten des ehemaligen Wasserstoffvorrats. Das Gas wird durch den extrem starken Sonnenwind des Weissen Zwergs ionisiert und strahlt deswegen eigenes Licht aus. Man geht davon aus, dass dieser Vorgang etwa 50.000 Jahre anhält. Dieser kosmisch kurze Zeitraum ist wahrscheinlich der Grund dafür, dass nur rund 1000 planetarische Nebel in unserer Milchstrasse bekannt sind.

Der Formenreichtum planetarischer Nebel gibt den Astrophysikern noch immer erhebliche Rätsel auf. Sicher ist, dass die Art des Nebels dadurch bestimmt wird, ob es sich bei ihm um den Nebel eines Einzelsterns handelt, oder ob der Partner eines Doppelsternsystems den Nebel zusätzlich 'durchmischt'. Auch zu der Frage, warum planetarische Nebeln häufig bipolare, symmetrische Strukturen aufweisen, gibt es mehr als eine Theorie.

Der Name planetarischer Nebel stammt aus Zeiten, als durch die verwendeten Fernrohre nur unscharfe kleine Kreise sichtbar waren, die sich nicht als Sterne eingruppieren liessen, sich aber dennoch von den Strukturen anderer unscharfer Objekten unterschieden. Möglicherweise dachte man an die Ringe von Saturn als man annahm, dass sich möglicherweise Planeten hinter diesen Gebilden verstecken könnten.