Ein planetarischer Nebel ist ein wunderschönes Objekt, das in den letzten Lebensphasen eines Sterns entstanden ist, dessen Geburtsmasse zwischen 1 und 8 Sonnenmassen lag. Der wispy, bunte Halo aus Gas, der den Nebel bildet und den sterbenden Stern umgibt, ist eigentlich Material, das ursprünglich Teil des Sterns selbst war, aber abgeworfen wurde und sich nach außen in den interstellaren Raum ausdehnt. Es glühtals Ergebnis der Erwärmung durch die ultraviolette Strahlung des sterbenden Sterns. Das Wort Planet ist wirklich irreführend, da diese Objekte nichts mit den Planeten in unserem Sonnensystem zu tun haben. Vielmehr erhielten sie den Namen, weil sie, als sie im 19.Jahrhundert zum ersten Mal beobachtet wurden, ihr ausgedehntes Aussehen (im Vergleich zum punktförmigen Bild eines normalen Sterns) Astronomen an die Art und Weise erinnerten, wie Planeten wie Uranus und Neptun in einem Teleskop erscheinen. In einer Galaxie wie unserer eigenen Milchstraße gibt es schätzungsweise mehrere tausend planetarische Nebel gleichzeitig. Die meisten von ihnen konzentrieren sich auf die Ebene der Milchstraßenscheibe, aber einige sind auch im Halo bekannt und eine Reihe wurde auch in der Ausbuchtung der Galaxie identifiziert.

Was ist so interessant an planetarischen Nebeln? Astronomen fühlen sich dazu hingezogen, diese Objekte zu untersuchen, weil sie die Möglichkeit bieten, Material zu analysieren, das einst Teil eines leuchtenden Sterns war. Indem wir beispielsweise die chemische Zusammensetzung des Nebels untersuchen, können wir ein Verständnis für das Material gewinnen, aus dem der Stern ursprünglich entstanden ist. Darüber hinaus enthüllen die Häufigkeiten bestimmter Elemente wie Kohlenstoff und Stickstoff im Nebel Details über die physikalischen Prozesse, die innerhalb des Sterns während seiner Kernfusionslebenszeit stattfanden. Das Studium planetarer Nebel hilft uns zu verstehen, wie sich ein Stern während seines Lebens verändert oder entwickelt.

Aber warum und wie entsteht überhaupt ein planetarischer Nebel? Interessanterweise hängt es mit dem lebenslangen Kampf des Sterns gegen die unerbittliche Schwerkraft zusammen. Um nicht auf sich selbst zu kollabieren, hält ein Stern einen hohen inneren Gasdruck aufrecht, indem er durch Kernfusion seine eigene Energie erzeugt. Während des größten Teils des Lebens des Sterns ist der Hauptbrennstoff für die Fusion Wasserstoff, aber wenn der Stern seine Versorgung mit diesem Element erschöpft, wird er zunehmend auf schwerere, komplexere Elemente angewiesen sein. Letztendlich gehen jedoch die verfügbaren Brennstoffe aus, der Stern wird instabil und stößt seine äußeren gasförmigen Schichten aus, die sich nach außen ausdehnen und den Nebel bilden. Hier werden zwei primäre Datenquellen für über 160 planetarische Nebel bereitgestellt: ein Spektrum und ein digitales Bild. Die Linien in jedem Spektrum können analysiert werden, um Nebeleigenschaften wie chemische Zusammensetzung, Temperatur und Dichte zu bestimmen. Die Bilder wiederum bieten die Möglichkeit, die Morphologie jedes Nebels zu untersuchen und im Idealfall in Zukunft mit der Zusammensetzung zu korrelieren.

Wir haben drei Handout-Übungen geschrieben, die diese Datenbank nutzen. Die erste ist eine kurze Einführung in die Emissionslinien in planetarischen Nebeln; Die Übung verwendet die maximalen Ionisationsniveaus in drei Nebeln als „Thermometer“, um die relativen Zentralsterntemperaturen anzuzeigen. Die zweite Übung erklärt das Balmer-Dekrement und seine beobachtete Variation, die durch interstellare Rötung verursacht wird, um Rückschlüsse auf die Verteilung von Staub in der Milchstraße zu ziehen. Die dritte Übung untersucht die Verwendung der S + -Linien zur Bestimmung der Nebeldichte.

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