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Messier 57, Ringnebel
Geschichte
Messiers Nummer 57 ist wohl der bekannteste planetarische Nebel. Er wurde 1779 vom französischen Astronomen Antoine Darquier von Toulouse und kurze Zeit später am 31. Januar 1779 von Charles Messier entdeckt. Er schrieb dazu: «Lichthaufen zwischen γ und β Lyrae, entdeckt während der Beobachtung des Kometen von 1779, der sehr nahe vorbei zog: es scheint, dass diese runder Lichthaufen aus sehr kleinen Sternen besteht: Mit dem besten Fernrohr ist es nicht möglich, sie zu sehen, es bleibt nur der Verdacht, dass es sie gibt. M. Messier berichtete über diesen Lichthaufen auf der Karte des Kometen von 1779. M. Darquier aus Toulouse entdeckte diesen Nebel während er denselben Kometen beobachtete und berichtet: Nebel zwischen γ und β Lyrae. Er ist sehr gleichförmig aber scharf begrenzt und so groß wie Jupiter und sieht aus wie ein Planet, der sich ausgebreitet hat» [281]
Physikalische Eigenschaften
Der helle Ring von M 57, den einige als Donut (Krapfen) oder Rauchring bezeichnen, hat die Abmessungen 80"x60". Auf lang belichteten Fotografien ist zu erkennen, dass dieser Ring noch von einer schwachen äußeren Hülle von 170" Durchmesser umgeben ist, die einem Blumenkranz ähnelt (Abb. 2). Schwache, parallele Streifen durchqueren den Ring.
Die Ringform von M 57 ist eigentlich weder ein Ring noch ein Torus noch eine halbdurchsichtige hohle Blase, sondern aufgrund unserer Blickrichtung eine Projektion einer komplizierteren bipolaren Struktur. Mittels eines Spektrometers des 2.5 m Isaac Newton Teleskop auf den Kanarischen Inseln konnten zwei deutlich getrennte expandierende Gaslappen von M 57 unterschieden werden. Der eine zeigt dabei genau in unsere Richtung, der andere von uns weg.
Diese Struktur entstand vermutlich dadurch, dass ein sonnenähnlicher Stern all seinen Wasserstoff aufgebraucht hatte und so zu einem Roten Riesen expandierte. Die äußeren Schichten drifteten allmählich infolge des Stellarwinds ab. Der Stellarwind ist dabei in der Äquatorgegend konzentrierter und verursachte so die Bildung einer Gasscheibe, die wir als schwachen Halo um M 57 sehen (Abb. 2 und Abb. 3). Später erfuhr der Stern Böen von Stellarwind, welche die übrige äußere Atmosphäre fortblies. Da aber schon Material in der Äquatorebene des Sterns vorhanden war, entwich dieses Gas vorwiegend entlang der Rotationsachse und formte so die beiden polaren Gaslappen (Abb. 4). Wir sehen von dieser bipolaren Form jedoch nichts, da wir genau senkrecht auf die Äquatorebene des Zentralsterns blicken. [108]
Es wird vermutet, dass der Zentralstern von M 57 ein Veränderlicher ist, denn verschiedene Messungen und Beobachtungen zu unterschiedlichen Zeiten ergaben widersprüchliche Werte von 14.2 bis über 16 Magnituden - doch dies mag daran liegen, dass der Stern von einer dünnen Gasschicht verdeckt ist und somit seine Sichtbarkeit ähnlich wie von den atmosphärischen Bedingungen auf der Erde abhängen. Der Zentralstern ist ein bläulicher Zwerg- oder Subzwerg-Stern mit einem scheinbar kontinuierlichen Spektrum. Die geschützte Oberflächentemperatur ist 120'000 K und die berechnete Dichte soll tausendmal höher als die der Sonne sein. Sterne dieses Typs produzieren eine starke ultraviolette Strahlung, welche die helle Fluoreszenz der dünnen Gase des Nebels hervorrufen. Die typische bläulich-grünliche Färbung dieses Nebels wird hauptsächlich durch die beiden starken Emissionslinien (500.7 und 495.9 nm) von doppelt ionisiertem Sauerstoff hervorgerufen. Die Farbe des Ringnebels durchläuft quasi von innen nach außen alle Regenbogenfarben von Blau bis Rot. Die Zentralregion erscheint nur durch den Kontrast des hellen Rings so dunkel. Die Farben in Abb. 1 entsprechen weitgehend den Natürlichen. Die Emissionen von sehr heißem Helium nahe des Zentralsterns sind blau codiert, das Licht von etwas weiter entferntem ionisiertem Sauerstoff erscheint grün und das kühlste Gas zeigt rot leuchtenden ionisierten Stickstoff. Die Farbveränderungen zeigen, wie das Gas glüht, das von starker UV-Strahlung des Zentralsterns angeregt wird. [4, 176]
Die Entfernung von M 57 wird auf etwa 2000 Lichtjahre geschätzt. [176] Diesen Angaben zufolge dürfte der hellste Teil des Nebels einen Durchmesser von etwa 50'000 AE haben. Spektroskopische Untersuchungen haben ergeben, dass der Nebel mit einer Geschwindigkeit von etwa 19 km/s expandiert. [4]
|Bezeichnungen||PN G063.1+13.9: NGC 6720, PK 63+13.1, ARO 9, M 57, VV 214, VV' 466|
|Rektaszension (J2000.0)||18h 53m 36s|
|Deklination (J2000.0)||33° 01' 41"|
|Abmessungen||76." (optisch)|
|Entfernung||0.50 kpc|
|Radialgeschwindigkeit||-19.2 km/s ± 0.7 km/s|
|Expansionsgeschwindigkeit||26.5 km/s (O-III)|
|Z-Stern Bezeichnungen||AG82 333, CSI +32 -18517, HD 175353, PLX 4377|
|Z-Stern Magnitude||15.03 mag (B filter), 15.29 mag (V filter)|
|Z-Stern Spektraltyp||O(H)|
|Entdecker||MESSIER et al 1779|
Galaxie IC 1296
Die Galaxie IC 1296 sucht man im Uranometria oder in Burnham's Celestial Handbook vergebens, weshalb die Informationen dazu nur spärlich ausfallen - dabei liegt sie nur 4' von M 57 entfernt. Bei einer visuellen Helligkeit von 14.83 mag und den Abmessungen 66"x48" liegt diese Galaxie noch knapp im sichtbaren Bereich für Amateurteleskope. Der Positionswinkel der Rotationsachse dieser Galaxie beträgt 80.0°. Die Lyon-Meudon Extragalactic Database [134] gibt eine Neigung der Rotationsachse von 43 Grad zu unserer Blickrichtung an. Dort findet man auch eine Oberflächenhelligkeit von 15.35 mag. Die Fluchtgeschwindigkeit beträgt etwa 5100 km/s. [145]
|Bezeichnungen||PGC 62532: IC 1296, UGC 11374, MCG 6-41-22, CGCG 201-40|
|Rektaszension (J2000.0)||18h 53m 18.8s|
|Deklination (J2000.0)||+33° 03' 59"|
|Morphologischer Typ||SB|
|Abmessungen||1.1' x .8'|
|Visuelle Helligkeit||15.1 mag|
|Radialgeschwindigkeit (HRV)||km/s|
|Positionswinkel||80°|
Wie findet man den Ringnebel?
Der planetarische Nebel M 57 befindet sich im Sternbild Leier (Lyra) und ist sehr leicht zu finden. Er liegt ziemlich genau auf der Verbindungslinie der beiden südlichen Sterne Sheilak (β Lyrae) und Sulafat (γ Lyrae) des Parallelogramms in der Leier, etwas näher am westlichen Stern Sheilak. Zum Auffinden verwendet man am besten ein Okular, das mindestens ein halbes Grad Gesichtsfeld liefert. Die Galaxie IC 1296 liegt nur vier Bogenminuten in Richtung 2 Uhr und ist somit im gleichen Gesichtsfeld sichtbar. Die beste Beobachtungszeit ist April bis Oktober.
Visuelle Beobachtung
In kleineren Teleskopen sieht man ein Scheibchen oder kann gerade noch das Ringlein erkennen. Der Planetarische Nebel M 57 erscheint nämlich in etwas größeren Instrumenten als heller ovaler Ring, welcher auch innen mit einem feinen Nebelschleier ausgefüllt ist.
Für viele birgt der Ringnebel M 57 noch eine weitere Herausforderung, nämlich das Erblicken des Zentralsterns. Der mit 15.3 mag helle oder dunkle Zentralstern geht gerne im inneren Nebel unter. Erst ein wirklich gutes Seeing, d.h. ruhige Luft und gute Durchsicht bringen den Zentralstern zutage. Mit einer Öffnung von 14" liegt der Zentralstern in Griffnähe. So konnte ich persönlich bei ruhiger Luft und einer Durchsicht über 6.2 mag den Zentralstern bei hoher Vergrößerung, d. h. über 400x längere Zeit halten. Bei früheren Beobachtungen mit einem 12.5"-Dobson blitzte der Zentralstern jeweils kurz auf. Wobei ruhige Luft als wichtigste Voraussetzung zu nennen ist, ansonsten verschmiert und verschmelzt der Zentralstern mit dem inneren feinen Nebelteil.
Zusammengefasst — der Ringnebel ist ein interessantes Objekt für kleinere und größere Teleskope. Die Ringform mit kleinen Instrumenten zu sehen oder den Zentralstern mit größeren Teleskopen zu erblicken, stellen die jeweiligen Herausforderungen dar. [192]
300 mm Öffnung: Die Ringform von M 57 ist bereits ab einer geringen Vergrößerung von 26-fach deutlich erkennbar. Er sieht dann aus wie ein klitzekleines Rauchringelchen von nahezu perfekter Kreisform. Bei steigender Vergrößerung zeigt es sich, dass der Ring tatsächlich in Nordost/Südwest-Richtung länglich ist und zwar etwa im Verhältnis 5 zu 6. Bei 300-facher Vergrößerung sind deutlich Helligkeitsunterschiede im Ring zu sehen. An den Enden der längeren Achse erscheint der Ring dunkler und ausgefranst, wobei diese am Nordost-Ende länger ist. Die innere Fläche des Ringes ist deutlich heller als der Himmelshintergrund. Der Zentralstern von M 57 kann bei indirektem Sehen und hyperventilieren in einer eher helleren und feuchteren Nacht gerade mal erahnt werden. Um ihn sicher erkennen zu können, ist dann schon eine klare und dunkle Nacht vonnöten, wie sie selten ist. Ein O-III Filter bringt nur eine minimale Kontrastverbesserung und ein H-beta Filter lässt M 57 nahezu verschwinden.