Kleiner Hantelnebel

Planetarischer Nebel
Messier 76 / Kleiner Hantelnebel
Aufnahme mit dem Hubble-Weltraumteleskop.
(c) ESA/BepiColombo/MTM, CC BY-SA 3.0 igo
Aufnahme mit dem Hubble-Weltraumteleskop.
AladinLite
SternbildPerseus
Position
Äquinoktium: J2000.0
Rektaszension01h 42m 19,7s [1]
Deklination+51° 34′ 32″[1]
Erscheinungsbild
Scheinbare Helligkeit (visuell)10,1 mag [2]
Scheinbare Helligkeit (B-Band)12,2 mag [2]
Winkelausdehnung2.7´ x 1,8´ [2]
Zentralstern
BezeichnungWD 0139+513 [3]
Scheinbare Helligkeit17,5 mag [3]
SpektralklasseDOZ.4 
Physikalische Daten
Rotverschiebung-64e-6 [3]
Radialgeschwindigkeit−19,1 km/s [3]
Entfernung1359 + 197−169 pc [4]
Alter6.000…8.000 Jahre [5][6]
Geschichte
EntdeckungPierre Méchain
Datum der Entdeckung5. September 1780
Katalogbezeichnungen
 NGC 650 • PK 130-10.1 • GC 385 • H I 193 • NGC 651 • Messier 76

Der kleine Hantelnebel (auch als Messier 76 oder NGC 650 bezeichnet) ist ein planetarischer Nebel im Sternbild Perseus am Nordsternhimmel mit einer scheinbaren Helligkeit von 10,1 mag. Der hellere Kernbereich, der auch als „Korken“ bezeichnet wird, misst 1,45' × 0,7' Bogenminuten. Der etwas schwächere äußere Teil hat knapp die doppelte Ausdehnung. Wegen dessen Form wird das Objekt Schmetterlingsnebel oder kleiner Hantelnebel genannt. Ganz außen herum befindet sich ein Halo, der aus jenem Gasmaterial besteht, welches der Stern bereits lange vor der Explosion in seiner Phase als Roter Riese abgegeben hatte. Dieser ist knapp 4,8 Bogenminuten groß. Diesem Wert entspricht in der Entfernung des Nebels eine absolute Ausdehnung von etwa 21 Lichtjahren.

Der Zentralstern, der sich durch die Explosion in einen Weißen Zwerg verwandelt hat, weist eine Temperatur von 140.000 Kelvin,[7] möglicherweise auch von 208.000 Kelvin[6] auf. Er erscheint zwar als Mehrfachstern, jedoch haben Aufnahmen mit dem Hubble-Weltraumteleskop gezeigt, dass die 1,4 Bogensekunden entfernte südliche Komponenten sich räumlich nicht in der Nähe befinden.[7]

Entdeckung und Einordnung

Der französische Astronom Pierre Méchain entdeckte den Nebel am 5. September 1780 und berichtete dies Charles Messier, der ihn kurz darauf selbst beobachtete, die Position genau bestimmte und in seinem Katalog als 76. Objekt verzeichnete.[8] Messier vermerkte darin, dass die Positionsbestimmung ihm nur unter Schwierigkeiten gelang[9] – er ist einer der lichtschwächsten Nebel des Katalogs[8] – und die unterschiedlichen Resultate beider Beobachtungen: Méchain hatte einen Nebel ohne Sterne erkannt, während Messier eine Vielzahl von Sternen wahrnahm.[9]

Auch in der Folgezeit blieb trotz Fortschritte in den Beobachtungen das Bild noch lange uneinheitlich. So sah Wilhelm Herschel im Jahr 1787 mit seinem deutlich leistungsfähigeren Teleskop in dem Objekt zwei überlappende Nebel, die er in seinem Katalog separat verzeichnete,[8] während James Challis in Beobachtungen mit dem Northumberland Telescope ihm 1842 eine „sprangled appearance“ (en : gesprenkelte/zerzauste Erscheinung) zuschrieb und William Henry Smyth zwei überlagerte Sterne feststellte.[10] Mithilfe einer Spektralanalyse konnte William Huggins − ein Pionier auf dem Gebiet – im Jahr 1866 zeigen, dass beide Nebelbereiche durch Gasmassen gebildet wurden.[8] Lord Rosse mit seinen seinerzeit weltgrößten Teleskopen sah im gleichen Jahr bei einer ersten Beobachtung einen ähnlich einer Sichel geformten Spiralnebel, stellte darin zwei helle Knoten fest, die Herschel als Doppelnebel interpretiert hatte, und fertigte eine Zeichnung davon an; bei einer zweiten Beobachtung kurz darauf beschrieb er ihn als einen Knoten aufweisenden „curved nebula“ (en : gebogenen Nebel).[11] In dem 1888 erstellten New General Catalogue of Nebulæ and Clusters of Stars ist er mit zwei Einträgen wieder als Doppelnebel beschrieben.[10]

Eine erste Fotografie gelang pionierhaft Isaac Roberts im Jahr 1891.[12] Sie zeigten, dass es sich tatsächlich nur um einen Nebel handelt, mit dichteren Nebelflecken an beiden Enden, in der Mitte ein Stern von 14 mag – die Erscheinung vermutlich von einem breiten ringförmigen Nebel herrührt, aus einem flachen Winkel betrachtet.[12] Anhand weiterer, mit dem Crossley-Reflector erstellten Aufnahmen konnte Heber Doust Curtis den Nebel im Jahr 1918 als Planetarischen Nebel einordnen und zusammen mit anderen Planetarischen Nebel eine umfassende Erklärung für deren Gestalt liefern; zudem bestimmte er die Helligkeit des Zentralsterns nun mit 16 mag.[13] Eine spätere Studie von Rudolph Minkowski und Donald Edward Osterbrock mithilfe von Aufnahmen durch das 5 Meter durchmessende, damals weltgrößte Hale-Teleskop bestätigte die Ringstruktur und zeigte zudem daran ansetzende dünne Schalen.[14]

Entfernung

Nachdem Herman Zanstra im Jahr 1931 eine Erklärung für die Physik von Planetarischen Nebel gefunden hatte – durch eine sehr hohe Oberflächentemperatur strahlt der nur scheinbar schwach leuchtende Zentralstern überwiegend unsichtbar im Ultraviolett, ionisiert mit dieser Strahlung den Nebel und bringt ihn so zum Leuchten –, nutzte er die entdeckten Zusammenhänge für eine erste Entfernungsabschätzung: Für eine angenommene Oberflächentemperatur des Zentralsterns von 110.000 Kelvin errechnete er eine Entfernung von 1.200 Parsec, für 85.000 Kelvin eine Entfernung von 1.650 Parsec.[15]

Die Entfernung blieb lange Zeit unsicher:[8] Es wurden eine Reihe weitere Methoden entwicklelt, die beispielsweise anhand von Emissionen, intrastellaren Absorptionen, der Ausdehnung des Nebels und der Kalibrierung von daraus erstellten Skalen an bekannten Entfernungen eine Entfernungsabschätzung ermöglichten – und so neben dazwischen liegenden Werten auch Entfernungswerte von 500 Parsec[16] und 3.600 Parsec[17] ergaben. Erst im Jahr 2021 gelang eine trigonometrische Parallaxenmessung mithilfe des darauf spezialisierten Satelliten Gaia nach mehrjährigen Vermessungen, wodurch eine Entfernung von 1.359 + 197−169 Parsec bestimmt wurde.[4] Die nachfolgende Tabelle gibt eine zeitlich geordnete Übersicht über die verschiedenen Entfernungsbestimmungen.

Entfernungsbestimmungen (Auswahl)
JahrEntfernung (Parsec)Autor(en)Methode
19311200
1650		ZanstraFür eine Zentralsterntemperatur von 110.000 K oder 85.000 K[15]
1937(< 4570)BermanEntfernung wahrscheinlich überschätzt.[18]
1956820SchklowskiNach G. O. Abell[19]
1962537O´DellHβ-Emissionslinie[20]
1966613AbellVariante der Methode von Schklowski[19]
1968595GordonVariante der Seaton-Skala basierend auf Hβ-Emission[21]
1971670Cahn, KalerBerücksichtigt Hα- und Hβ-Strahlung, Radius
und Absorption durch galaktische Staubverteilung[22]
19781200
1100		AckerEntfernungsbestimmung anhand der Kinetik und
Kombination mit vorherigen Entfernungsbestimmungen[23]
1984820Amnuel et al.Beziehung Oberflächenhelligkeit bei 5 GHz und Radius[24]
1984700MacielBeziehung zwischen ionisierter Masse und Radius[25]
1992739Cahn et al.Basierend auf Hα-, Hβ-, HeII- und 5-GHz-Emission[26]
19941300van de Steene, ZijlstraZusammenhang von „radio continuum brightness temperature“
und Radius[27]
19951560ZhangMittelwert aus Entfernungsbestimmung mittels ionisierte Masse
und „radio continuum surface brightness temperature“[28]
19951550Napiwotzki, SchönbernerZudem kinetisches Alter 6200 Jahre[29]
1996780PottaschBerücksichtigt Wechselwirkung von Gravitation und Spektrum[30]
1997650Mal'KovAnhand einens selbstkonsistenten Modells[31]
19983600Tajitsu, TamuraAnhand von Helligkeitsdaten des Infrared Astronomical Satellite[17]
2000500Cazetta, MacielBeziehung von Masse des Zentralstern zu N/O-Vorkommen[16]
2008748Stanghellini et al.Skalenkalibrierung anhand der Magellanschen Wolke[32]
20101436Stanghellini, HaywoodBeziehung von Oberflächenhelligkeit und Nebelradius,
kalibriert an der Magellanschen Wolke[33]
20161380Frew et al.Beziehung von Hα-Oberflächenhelligkeit und Nebelradius[34]
20211359Chornay, WaltonParallaxenmessung mittels des Satelliten Gaia, EDR3[4]

Literatur

  • Michael König & Stefan Binnewies: Bildatlas der Sternhaufen & Nebel. Kosmos, Stuttgart 2023, S. 214.
Commons: Messier 76 – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE
  2. ↑ a b Revised NGC Data for NGC 650 bei SEDS
  3. ↑ a b c M 76 – Planetary Nebula der Datenbank SIMBAD
  4. ↑ a b c N. Chornay, N. A. Walton: One star, two star, red star, blue star: an updated planetary nebula central star distance catalogue from Gaia EDR3. In: Astronomy & Astrophysics. Band 656, 2021, S. 5 (id A110), bibcode:2021A&A...656A.110C.
  5. ↑ Toshiya Ueta: Spitzer MIPS Imaging of NGC 650: Probing the History of Mass Loss on the Asymptotic Giant Branch. In: The Astrophysical Journal. Band 650, Nr. 1, 2006, S. 228–236, bibcode:2006ApJ...650..228U.
  6. ↑ a b P. A. M. van Hoof et al.: A Herschel study of NGC 650. In: Astronomy & Astrophysics. Band 560, 2013, S. 18 (id.A7), bibcode:2013A&A...560A...7V.
  7. ↑ a b J. Koornneef, S. R. Pottasch: HST photometry of the stars near the center of PN NGC 650. In: Astronomy & Astrophysics. Band 335, 1998, S. 277–280, bibcode:1998A&A...335..277K.
  8. ↑ a b c d e Hartmut Frommert, Christine Kronberg: Messier 76 bei SEDS
  9. ↑ a b Hartmut Frommert, Christine Kronberg: Charles Messier's Catalog of Nebulae and Star Clusters – M. 76 bei SEDS
  10. ↑ a b Hartmut Frommert, Christine Kronberg: Messier 76 – Observations and Descriptions bei SEDS
  11. ↑ The Earl of Rosse: Observations of nebulæ and clusters of stars made with the six-foot and three-foot reflectors at Birr Castle, from the year 1848 up to the year 1878. In: Scientific Transactions of the Royal Dublin Society. Band 2. Dublin 1880, S. 1, bibcode:1880STRDS...2....1R (handle.net – Besseres Digitalisat des gesamten Bandes der Royal Dublin Society).
  12. ↑ a b Isaac Roberts: Selection of Photographs of Stars, Star-Clusters and Nebulæ. London 1893, S. 37, bibcode:1893spss.book.....R (lindahall.org).
  13. ↑ Heber Doust Curtis: The Planetary Nebulae. In: Publications of Lick Observatory. Band 13, 1918, S. 55–74, bibcode:1918PLicO..13...55C.
  14. ↑ R. Minkowski, D. Osterbrock: Electron Densities in Two Planetary Nebulae. In: The Astrophysical Journal. Band 131, 1960, S. 537, bibcode:1960ApJ...131..537M.
  15. ↑ a b H. Zanstra: Untersuchungen über planetarische Nebel. Zweiter Teil: Parallaxen. Expansion der Nebelhüllen. In: Zeitschrift für Astrophysik. Band 2, 1931, S. 329, bibcode:1931ZA......2..329Z.
  16. ↑ a b Jenai O. Cazetta, Walter J. Maciel: Distances of Galactic Planetary Nebulae Based on a Relationship Between the Central Star Mass and the N/O Abundance. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Band 36, 2000, S. 3–11, bibcode:2000RMxAA..36....3C.
  17. ↑ a b Akito Tajitsu, Shin'ichi Tamura: A New Distance Indicator to Galactic Planetary Nebulae Based upon IRAS Fluxes. In: The Astronomical Journal. Band 115, Nr. 5, 1998, S. 1989–2008, bibcode:1998AJ....115.1989T.
  18. ↑ Louis Berman: A study of the galactic rotation from the data of the planetary nebulae. In: Lick Observatory bulletin. Nr. 486, 1937, S. 57–75, bibcode:1937LicOB..18...57B.
  19. ↑ a b G. O. Abell: Properties of Some Old Planetary Nebulae. In: The Astrophysical Journal. Band 144, 1966, S. 259, bibcode:1966ApJ...144..259A.
  20. ↑ Charles Robert O'Dell: A Distance Scale for Planetary Nebulae Based on Emission-Line Fluxes. In: The Astrophysical Journal. Band 135, 1962, S. 371, bibcode:1962ApJ...135..371O.
  21. ↑ C. (Pecker-Wimel) Gordon: Comments on Seaton's Distance Scale for Planetary Nebulae. In: Astrophysical Letters. Band 1, 1968, S. 121, bibcode:1968ApL.....1..121G.
  22. ↑ J. H. Cahn, J. B. Kaler: The Distances and Distribution of Planetary Nebulae. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 22, 1971, S. 319, bibcode:1971ApJS...22..319C.
  23. ↑ A. Acker: A new synthetic distance scale for planetary nebulae. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Band 33, 1978, S. 367−381, bibcode:1978A&AS...33..367A.
  24. ↑ P. R. Amnuel et al.: Statistical survey of planetary nebulae: Distances, masses, and distribution in the galaxy. In: Astrophysics and Space Science. Band 107, Nr. 1, 1984, S. 19–50, bibcode:1984Ap&SS.107...19A.
  25. ↑ W. J. Maciel: A catalogue of distances of planetary nebulae. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Band 55, 1984, S. 253–258, bibcode:1984A&AS...55..253M.
  26. ↑ J. H. Cahn, J. B. Kaler, L. Stanghellini: A catalogue of absolute fluxes and distances of planetary nebulae. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Band 94, 1992, S. 399–452, bibcode:1992A&AS...94..399C.
  27. ↑ G. C. van de Steene, A. A. Zijlstra: On an alternative statistical distance scale for planetary nebulae. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Band 108, 1994, S. 399–452, bibcode:1994A&AS..108..485V.
  28. ↑ C. Y. Zhang: A Statistical Distance Scale for Galactic Planetary Nebulae. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 98, 1995, S. 659–678, bibcode:1995ApJS...98..659Z.
  29. ↑ R. Napiwotzki, D. Schoenberner: Spectroscopic investigation of old planetaries. III. Spectral types, magnitudes, and distances. In: Astronomy and Astrophysics. Band 301, 1995, S. 545–, bibcode:1995A&A...301..545N.
  30. ↑ S. R. Pottasch: Local space density and formation rate of planetary nebulae. In: Astronomy & Astrophysics. Band 307, 1996, S. 561–578, bibcode:1996A&A...307..561P.
  31. ↑ Yu. F. Mal'Kov: A self-consistent determination of the distances, physical parameters, and chemical composition for a large sample of galactic planetary nebulae: The distances and parameters of central stars and the optical depths of envelopes. In: Astronomy Reports. Band 41, 1997, S. 760–776, bibcode:1997ARep...41..760M.
  32. ↑ Letizia Stanghellini, Richard A. Shaw, Eva Villaver: The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale. In: The Astrophysical Journal. Band 689, Nr. 1, 2008, S. 194–202, bibcode:2008ApJ...689..194S.
  33. ↑ Letizia Stanghellini, Misha Haywood: The galactic structure and chemical evolution traced by the population of planetary nebulae. In: The Astrophysical Journal. Band 714, 2010, S. 1096–1107, bibcode:2010ApJ...714.1096S.
  34. ↑ David J. Frew, Q. A. Parker, I. S. Bojičić: The Hα surface brightness-radius relation: a robust statistical distance indicator for planetary nebulae. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 455, Nr. 2, 2016, S. 1459–1488, bibcode:2016MNRAS.455.1459F.

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Little Dumbbell Nebula M76.jpg
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In celebration of the 34th anniversary of the launch of the legendary NASA/ESA Hubble Space Telescope, astronomers took a snapshot of the Little Dumbbell Nebula (also known as Messier 76, M76, or NGC 650/651) located 3400 light-years away in the northern circumpolar constellation Perseus. The photogenic nebula is a favourite target of amateur astronomers. M76 is classified as a planetary nebula. This is a misnomer because it is unrelated to planets. But its round shape suggested it was a planet to astronomers who first viewed it through low-power telescopes. In reality, a planetary nebula is an expanding shell of glowing gases that were ejected from a dying red giant star. The star eventually collapses to an ultra-dense, hot white dwarf. M76 is composed of a ring, seen edge-on as the central bar structure, and two lobes on either opening of the ring. Before the star burned out, it ejected the ring of gas and dust. The ring was probably sculpted by the effects of the star that once had a binary companion star. This sloughed-off material created a thick disc of dust and gas along the plane of the companion’s orbit. The hypothetical companion star isn’t seen in the Hubble image, and so it could have been later swallowed by the central star. The disc would be forensic evidence for that stellar cannibalism. The primary star is collapsing to form a white dwarf. It is one of the hottest stellar remnants known at a scorching 120 000 degrees Celsius, 24 times our Sun’s surface temperature. The sizzling white dwarf can be seen as a pinpoint in the centre of the nebula. A star visible in projection beneath it is not part of the nebula. Pinched off by the disc, two lobes of hot gas are escaping from the top and bottom of the ‘belt’ along the star’s rotation axis that is perpendicular to the disc. They are being propelled by the hurricane-like outflow of material from the dying star, tearing across space at two million miles per hour. That’s fast enough to travel from Earth to the Moonin a little over seven minutes! This torrential ‘stellar wind’ is ploughing into cooler, slower-moving gas that was ejected at an earlier stage in the star’s life, when it was a red giant. Ferocious ultraviolet radiation from the super-hot star is causing the gases to glow. The red colour isfrom nitrogen, and blue is from oxygen. The entire nebula is a flash in the pan by cosmological timekeeping. It will vanish in about 15 000 years. [Image description: A Hubble image of the Little Dumbbell Nebula. The name comes from its shape, which is a two-lobed structure of colourful, mottled glowing gases that resemble a balloon that has been pinched around a middle waist. Like an inflating balloon, the lobes are expanding into space from a dying star seen as a white dot in the centre. Blistering ultraviolet radiation from the super-hot star is causing the gases to glow. The red colour isfrom nitrogen, and blue is from oxygen.]