Schlagwort: Weißer Zwerg

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Der planetarische Nebel der Roten Spinne

Mitten im Bild ist ein helles Gebilde, von dem spinnenförmige Fortsätze auslaufen.

Bildcredit: NASA, ESA, Hubble, HLA; Überarbeitung und Bildrechte: Jesús M.Vargas und Maritxu Poyal

Beschreibung: Was für ein verworrenes Netz ein planetarischer Nebel doch weben kann. Der planetarische Nebel der Roten Spinne weist eine komplexe Struktur auf, die entstehen kann, wenn ein normaler Stern seine äußeren Gase abwirft und ein Weißer Zwergstern wird.

Dieser zweilappige symmetrische planetarische Nebel wird offiziell als NGC 6537 bezeichnet und beherbergt einen der heißesten Weißen Zwerge, die je beobachtet wurden, er war vielleicht Teil eines Doppelsternsystems.

Bei den internen Winden, die vom Zentralstern in der Mitte ausströmen,
wurden Geschwindigkeiten von mehr als 1000 Kilometern pro Sekunde gemessen. Diese Winde erweitern den Nebel und fließen die Nebelwände entlang, dadurch kollidieren Wellen aus heißem Gas und Staub. Atome in diesen kollidierenden Erschütterungen strahlen Licht ab, was im Bild des Weltraumteleskops Hubble in repräsentativen Farben dargestellt ist. Der Rote-Spinne-Nebel liegt im Sternbild Schütze (Sagittarius). Seine Entfernung ist nicht genau bekannt, wurde aber auf etwa 4000 Lichtjahre geschätzt.

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Der Flaschenkürbisnebel von Hubble

Im Bild iliegt diagonal eine helle Gaswolke, in der Mitte strömen nach links und rechts weiße Filamente aus, die in einen dunkelgelben Nebel übergehen. An den Enden sind blaue Nebel, im Hintergrund wenige Sterne.

Bildcredit: NASA, ESA, Hubble, MAST – Bearbeitung: Judy Schmidt

Beschreibung: Schnell expandierende Gaswolken markieren das Ende des Zentralsterns im Flaschenkürbisnebel. Der Kernbrennstoff des einst normalen Sterns ging zur Neige, weshalb die Zentralregionen zu einem Weißen Zwerg schrumpfen. Ein Teil der frei werdenden Energie verursacht, dass die äußere Hülle des Sterns expandiert. In diesem Fall entsteht ein fotogener protoplanetarer Nebel. Wenn das Gas mit Millionen Kilometern pro Stunde das umgebende interstellare Gas rammt, entsteht eine Überschall–Stoßfront, in der ionisierter Wasserstoff und Stickstoff blau leuchten. Dichtes Gas und Staub verbergen den sterbenden Zentralstern. Der Flaschenkürbisnebel, auch bekannt als Faules-Ei-Nebel und OH231.8+4.2, wird sich wahrscheinlich in den nächsten 1000 Jahren in einen vollständigen bipolaren planetarischen Nebel verwandeln. Dieser Nebel ist etwa 1,4 Lichtjahre lang und ungefähr 5000 Lichtjahre entfernt. Er befindet sich im Sternbild Achterdeck des Schiffs (Puppis).

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IC 4406 – ein scheinbar quadratischer Nebel

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Bildcredit: C. R. O’Dell (Vanderbilt U.) et al., Hubble Heritage Team, NASA

Beschreibung: Wie kann ein runder Stern einen quadratischen Nebel bilden? Diese Frage stellt sich, wenn man planetarische Nebel wie IC 4406 untersucht. Es gibt Hinweise, dass IC 4406 wahrscheinlich ein hohler Zylinder ist. Seine quadratische Erscheinung ergibt sich durch den Blickwinkel, wenn man den Zylinder von der Seite sieht.

Würde man IC 4406 von oben sehen, wäre er so ähnlich wie der Ringnebel. Dieses Bild in charakteristischen Farben ist ein Komposit, bei dem Bilder des Weltraumteleskops Hubble aus den Jahren 2001 und 2002 kombiniert wurden. Heißes Gas floss aus den Enden des Zylinders, Fasern aus dunklem Staub und molekularem Gas säumen die begrenzenden Wände.

Der Stern, der hauptsächlich für diese interstellare Skulptur verantwortlich ist, befindet sich im Zentrum des planetarischen Nebels. In wenigen Millionen Jahren wird der einzige in IC 4406 sichtbare Überrest der verblassende weiße Zwergstern sein.

Ö1-Nachtquartier: „Das Jahr in den Sternen“ mit Maria Pflug-Hofmayr
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Nova über Thailand

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Bildcredit und Bildrechte: Jeff Dai (TWAN)

Beschreibung: Eine Nova im Schützen ist hell genug für den Blick mit Fernglas. Die Sternexplosion wurde letzten Monat entdeckt und erreichte letzte Woche sogar die Grenze zur Sichtbarkeit mit bloßem Auge. Eine klassische Nova entsteht durch eine thermonukleare Explosion auf der Oberfläche eines weißen Zwergsterns – ein dichter Stern, der so groß ist wie unsere Erde, aber die Masse unserer Sonne besitzt.

Auf diesem Bild wurde die Nova letzte Woche über dem antiken Wat Mahathat in Sukhothai, Thailand fotografiert. Um die Nova Sagittarius 2016 selbst zu sehen, gehen Sie einfach nach Sonnenuntergang hinaus und suchen Sie das Sternbild Schütze (Sagittarius) am westlichen Horizont, das oft als kultige Teekanne gesehen wird. In der Nähe der Nova ist auch der sehr helle Planet Venus zu sehen. Warten Sie nicht zu lange, weil die Nova verblasst und außerdem dieser Teil des Himmels immer früher untergeht.

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M27 – der Hantelnebel

Im Bild leuchtet eine zyklamefarbene runde Wolke, sie ist am Rand von lilafarbenen Wolken umgeben.

Bildcredit und Bildrechte: John Hayes

Beschreibung: Der erste Hinweis darauf, was aus unserer Sonne wird, wurde 1764 versehentlich entdeckt. Damals erstellte Charles Messier eine Liste diffuser Objekte, die nicht mit Kometen verwechselt werden sollten. Das 27. Objekt auf Messiers Liste ist als M27 oder Hantelnebel bekannt. Es ist ein planetarischer Nebel, einen solchen wird unsere Sonne in ferner Zukunft erzeugen, wenn die Kernschmelze in ihrem Inneren zu Ende geht.

M27 ist einer der hellsten planetarischen Nebel am Himmel. Mit einem Fernglas ist er im Sternbild Fuchs (Vulpecula) zu sehen. Licht braucht etwa 1000 Jahre, um von M27 bis zu uns zu gelangen. Oben ist der Nebel in Farben abgebildet, die von Wasserstoff und Sauerstoff abgestrahlt werden. Die Natur von M27 zu verstehen lag weit jenseits der Physik des 18. Jahrhunderts. Sogar heute sind noch viele Dinge an bipolaren planetarischen Nebeln wie M27 rätselhaft, etwa der physikalische Mechanismus, der die gasförmige äußere Hülle mit geringer Masse auswirft, bei der ein heißer weißer Röntgen-Zwerg zurückbleibt.

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Kataklysmische Dämmerung

Hinter einem Gewässer, auf das man aus einer Höhle hinausblickt, strahlt am Horizont ein energiereiches Gebilde, das den Himmel rot färbt. Ein Strahl reicht nach oben zu einer Akkretionsscheibe. Links und rechts von dem Strahl sind die Sicheln von Himmelskörpern zu sehen.

Illustrationscredit und Bildrechte: Mark A. Garlick (Space-art.co.uk)

Beschreibung: Bringt diese Dämmerung eine neue Nova? Solche Überlegungen könnten Menschen der Zukunft anstellen, die auf einem Planeten leben, der in einem kataklysmischen veränderlichen Doppelsternsystem kreist. Bei kataklysmischen Veränderlichen fällt Gas von einem großen Stern auf eine Akkretionsscheibe um einen massereichen, aber kompakten weißen Zwergstern. Explosive kataklysmische Ereignisse wie eine Zwergnova können stattfinden, wenn ein Klumpen Gas im Inneren der Akkretionsscheibe über eine gewisse Temperatur erhitzt wird. An diesem Punkt fällt der Klumpen schneller auf den Weißen Zwerg und landet mit einem hellen Blitz. Solche Zwergnovae zerstören keinen der beide Sterne und können in unregelmäßigen Zeitabständen von wenigen Tagen bis zu zehn Jahren stattfinden. Zwar ist eine Nova weniger energiereich als eine Supernova, doch wenn wiederholte Novae nicht heftig genug sind, um mehr Gas auszustoßen als einfällt, sammelt sich die Masse auf dem Weißen Zwergstern an, bis dieser die Chandrasekhargrenze überschreitet. An diesem Punkt könnte eine Höhle im Vordergrund wenig Schutz bieten, da der gesamte Weiße Zwergstern in einer gewaltigen Supernova explodiert.

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Der Fall des fehlenden Supernovabegleiters

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Bildcredit: Röntgenstrahlung: NASA/CXC/SAO/J. Hughes et al., sichtbares Licht: NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI /AURA)

Beschreibung: Wo ist der andere Stern? Im Zentrum dieses Supernovaüberrestes sollte sich der Begleiter des explodierten Sterns befinden. Diesen Stern zu entdecken ist wichtig, um zu verstehen, wie Typ-Ia-Supernovae explodieren, was zu einem besseren Verständnis führen könnte, warum die Helligkeit so einer Explosionen so vorhersagbar ist, was wiederum der Schlüssel zur Kalibrierung der gesamten Natur des Universums ist.

Die Schwierigkeit dabei war, dass sogar bei sorgfältiger Untersuchung des Zentrums von SNR 0509-67.5 kein Stern gefunden wurde. Das lässt den Schluss zu, dass der Begleiter sehr schwach leuchtet – viel schwächer als viele Arten der hellen Riesensterne, die frühere Kandidaten waren. Eine mögliche Schlussfolgerung ist, dass der Begleitstern ein blasser, weißer Zwerg sein müsste, ähnlich dem Stern, der explodierte, aber viel massereicher als dieser.

SNR 0509-67.5 ist oben sowohl im sichtbaren Licht – vom Weltraumteleskop Hubble rot leuchtend fotografiert – als auch im Röntgenlicht in Falschfarbengrün dargestellt, fotografiert mit dem Röntgenobservatorium Chandra. Wenn Sie den Mauspfeil über das Bild schieben, wird die für den fehlenden Begleitstern erforderliche Zentralregion hervorgehoben.

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GK Persei: die Nova von 1901

Mitten im Bild leuchtet ein rötlicher bruchstückhafter Nebel mit einem hellen Stern in der Mitte.

Bildcredit und Bildrechte: Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, Universität von Arizona

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts wurde GK Persei kurz einer der hellsten Sterne am Himmel des Planeten Erde. Das Ereignis ist heute als Nova Persei 1901 bekannt. Dieses aktuelle Komposit aus zwei Bildern entstand in den Jahren 2003 und 2011. Es zeigt die Auswürfe der Explosion, die allgemein Feuerwerksnebel genannt wird. Die Auswürfe breiten sich weiterhin in den Weltraum aus.

Die Bilder sind Teil eines Zeitraffervideos, das die Ausdehnung des Nebels im Lauf der letzten 17 Jahre zeigt. Der Nebel ist zirka 1500 Lichtjahre entfernt und hat einen Durchmesser von immer noch etwas weniger als einem Lichtjahr.

GK Per und ähnliche kataklysmische Veränderliche, die als klassische Novae bekannt sind, werden als Doppelsternsysteme verstanden. Sie bestehen aus einem kompakten Weißen Zwergstern und einem aufgeblähten, kühlen Riesenstern, die in geringem Abstand umeinander kreisen. Vom Riesenstern verläuft ein Materiefluss über eine Akkretionsscheibe zur Oberfläche des Weißen Zwergs. Ab einer gewissen Menge wird ein thermonuklearer Ausbruch ausgelöst. Dabei wird die stellare Materie in den Raum gesprengt, ohne den Weißen Zwerg zu zerstören.

Das GK-Per-System hat eine Umlaufperiode von 2 Tagen und erzeugte in den letzten Jahren einige viel kleinere Ausbrüche.

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