Objekte des Monats: Der Ringnebel Messier 57

Der Pla­ne­ta­ri­sche Nebel Mes­sier 57 (NGC 6720) im Stern­bild Lei­er (Lyra) wur­de Mit­te Febru­ar 1779 von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Antoine Dar­quer de Pel­le­poix auf­ge­fun­den. Er beob­ach­tet den Kome­ten Bode (C/1779 A1 Bode), der nahe an M 57 vor­bei­zog. Lan­ge Zeit galt Dar­quer als Erstent­de­cker des Nebels in der astro­no­mi­schen Lite­ra­tur. Der fran­zö­si­sche Astro­nom Charles Mes­sier, der den sel­ben Kome­ten eini­ge Tage vor­her eben­falls beob­ach­te­te, fand M 57 bereits frü­her, näm­lich am 31. Janu­ar des sel­ben Jah­res. Er beschrieb den Nebel als run­den Licht­hau­fen, der zwi­schen den Ster­nen Gam­ma und Beta in der Lei­er gele­gen ist. Fälsch­li­cher­wei­se nahm er an, dass die­ser aus schwa­chen Ster­nen zusam­men­ge­setzt sei. Dar­quer beschrieb das Aus­se­hen des Objekts viel tref­fen­der: „Nebel zwi­schen Gam­ma und Beta der Lei­er; er ist sehr matt, aber per­fekt begrenzt, er ist groß wie Jupi­ter & ähnelt einem ver­lö­schen­den Pla­ne­ten“. Damit beschreibt er den Pla­ne­ta­ri­schen Nebel genau so, wie er uns in einem 2 bis 3 Zöl­ler erschei­nen wür­de. Auch ist sei­ne Beschrei­bung ein guter Hin­weis auf die Namens­ge­bung sol­cher Nebel. Denn der deutsch-bri­ti­sche Astro­nom Wil­helm Her­schel präg­te den Namen „Pla­ne­ta­ri­scher Nebel“ in Zusam­men­hang mit sei­ner Ura­nus-Ent­de­ckung. Her­schel glaub­te im Jahr 1803 aber, dass der ova­le Ring von M 57 aus nicht auf­ge­lös­ten Ster­nen zusam­men­ge­setzt sei. Sein Sohn John beschrieb im Jahr 1830 nebel­haf­te Struk­tu­ren inner­halb des Rings. Der iri­sche Astro­nom Lord Ros­se konn­te im Jahr 1844 eben­falls bemer­kens­wer­te Struk­tu­ren inner­halb des Rings wahr­neh­men. Die wah­re Natur von M 57 wur­de aber erst im Jahr 1864 offen­sicht­lich, als der eng­li­sche Ama­teur­as­tro­nom Wil­liam Hug­gins Spek­tren meh­re­rer Nebel unter­such­te und ent­deck­te, dass eini­ge die­ser Objek­te hel­le Emis­si­ons­li­ni­en auf­wie­sen. Dem­zu­fol­ge bestehen Pla­ne­ta­ri­sche Nebel aus leuch­ten­dem Gas und nicht aus Ster­nen. Auf­grund des äuße­ren Erschei­nungs­bil­des ist Mes­sier 57 auch als „Ring Nebu­la“ bzw. „Ring­ne­bel in der Lei­er“ bekannt. Er war erst der zwei­te Pla­ne­ta­ri­sche Nebel der ent­deckt wurde.

Ein heller Planetarischer Nebel für den Liebhaberastronomen

Der Ring­ne­bel im Stern­bild Lei­er gehört sicher zu den bekann­tes­ten Deep-Sky-Objek­ten des Som­mer­him­mels, der auch von Anfän­gern in der Astro­no­mie als einer der ers­ten Objek­te ins Visier genom­men wird. Selbst bei erfah­ren­den Beob­ach­tern steht der Ring­ne­bel regel­mä­ßig auf der Beob­ach­tungs­lis­te. Wahr­schein­lich ist er auch der meis­ten unter­such­te und foto­gra­fier­te Objekt sei­ner Art. Ein Grund für sei­ne Berühmt­heit ist sei­ne ein­präg­sa­me Form, die einem Rauch­ring nach­emp­fun­den ist. Selbst durch klei­ne Öff­nun­gen ist die­ser Ring sicht­bar. Außer­dem ist Mes­sier 57, zwi­schen den Ster­nen She­li­ak und Sul­a­fat gele­gen, rela­tiv leicht auf­zu­fin­den. Zusam­men mit ande­ren hel­len Mes­sier-Objek­ten gilt er als Vor­zei­ge­ob­jekt des nörd­li­chen Ster­nen­him­mels und als Pro­to­typ der Pla­ne­ta­ri­schen Nebel schlecht­hin. Mes­sier 57 ist nur einer von 4 Pla­ne­ta­ri­schen Nebeln, die in Mes­siers berühm­ten Nebel­ka­ta­log auf­ge­führt sind. Die ande­ren sind Mes­sier 27 im Stern­bild Füchs­chen, Mes­sier 76 im Per­seus und Mes­sier 97 im Gro­ßen Bären.

Mes­sier 57 ist rela­tiv flä­chen­hell und besitzt eine schein­ba­re Hel­lig­keit von 8,8 mag und einen schein­ba­ren Durch­mes­ser von 80x60 Bogen­se­kun­den. Der Pla­ne­ta­ri­sche Nebel steht in einer Ent­fer­nung von 2.300 Licht­jah­ren und besitzt dem­zu­fol­ge einen wah­ren Durch­mes­ser von unge­fähr 60.000 Astro­no­mi­sche Ein­hei­ten oder 0,9 Licht­jah­re. Der hel­le Ring ist von einem schwa­chen, inne­ren Halo von 156 x 136 Bogen­se­kun­den Aus­deh­nung umge­ben. Der sehr viel schwä­che­ren äuße­ren Halo des Nebels misst 3,8 Bogen­mi­nu­ten. Die­ser Halo ist nur auf lang belich­te­ten Fotos sicht­bar und wur­den erst im Jahr 1935 durch den eng­li­schen Astro­no­men John Charles Dun­can ent­deckt. Die­ser besit­zen eine wah­re Aus­deh­nung von rund 2,5 Licht­jah­ren. Auf­grund der Aus­deh­nungs­ge­schwin­dig­keit der Nebel­hül­le – mit ca. 1 Bogen­se­kun­de pro Jahr­hun­dert – lässt sich die unte­re Gren­ze für das Alter des Ring­ne­bels von unge­fähr 10.000 Jah­ren abschät­zen. M 57 ist somit jün­ger als die Pla­ne­ta­ri­schen Nebel M 27 und M 97. Vor ca. 20.000 Jah­ren hat ein son­nen­ähn­li­cher Stern, am Ende sei­nes Lebens, sei­ne äuße­ren Schich­ten abge­sto­ßen. Die Nebel­hül­le wird dabei von dem hei­ßen Über­rest des Sterns mit sei­ner inten­si­ven UV-Strah­lung zum Leuch­ten angeregt.

Die Struktur des Ringnebels

Mes­sier 57 gehört zur Klas­se der so genann­ten Star­burst-Nebel, mit einer bipo­la­ren Struk­tur. Die Nebel­hül­le ist ein gestreck­ter Sphä­ro­id, mit zwei deut­lich getrenn­ten Gas­lap­pen und offe­nen Polen, ähn­lich eines Stun­den­gla­ses. Die Nebel­hül­le besitzt star­ke Mate­rie­kon­zen­tra­ti­on ent­lang des Äqua­tors und ist 30° zu unse­rer Sicht­li­nie geneigt, so dass uns der Ring­ne­bel oval erscheint. Der inne­re Halo ist bipo­lar und in dem sphä­ri­schen äuße­ren Halo ein­ge­bet­tet. Mit sehr hoher Auf­lö­sung sind fila­ment­ar­ti­ge Kno­ten in der Nebel­hül­le erkenn­bar, die auch bei ande­ren Pla­ne­ta­ri­schen Nebeln gefun­den wur­den. Hier­bei han­delt es sich um hydro­dy­na­mi­sche Struk­tu­ren. Die­se ent­stan­den durch Pho­to­io­ni­sa­ti­on des Gases, auf­grund des schnel­len und hei­ßen Ster­nen­wind des Wei­ßen Zwerg im Zen­trum. Sie besit­zen typi­sche Grö­ßen von 1,2 bis 3,2 Bogen­se­kun­den. Der schnel­le Wind vom Zen­tral­stern trifft auf das lang­sa­me expan­die­ren­de Halog­as, dass sich mit einer Geschwin­dig­keit zwi­schen 10 und 19 km/s aus­brei­tet. Der uns als hel­ler Ring erschei­nen­de ellip­so­ide Teil der Nebel­hül­le, dehnt sich dage­gen mit 50 km/s in den inter­stel­la­ren Raum aus und drückt die Mate­rie der lang­sa­mer expan­die­ren­den Hül­le zusammen. 

Die nur auf Fotos sicht­ba­re sehr schwa­che äuße­re Halo ist ent­lang der Äqua­tor­ebe­ne des Zen­tral­sterns kon­zen­triert und besitzt die Form einer Gas­schei­be. Auf Farb­fo­tos ist sehr schön der all­mäh­lich abneh­men­de Ioni­sa­ti­ons­grad des Gases nach­weis­bar. Im inne­ren Bereich des Nebels erkennt man eine blau-grü­ne Fär­bung der Nebel­hül­le, die durch dop­pelt ioni­sier­te Sau­er­stoff bei 495,7 und 500,7 nm und durch hei­ßes Heli­um in der Nähe des Zen­tral­sterns ver­ur­sacht wird. Im äuße­ren Teil des Nebels wird der röt­li­che Farb­ton durch Was­ser­stoff­emis­sio­nen der Bal­mer-Serie ver­ur­sacht, die bei 656,3 nm leuch­ten. „Ver­bo­te­ne Lini­en“ von ioni­sier­ten und mole­ku­la­rem Stick­stoff tra­gen eben­falls zur Rötung bei einer Wel­len­län­ge von 654,8 und 658,3 nm bei. Mole­ku­la­rer Schwe­fel ist in der Nebel­hül­le eben­falls vorhanden.

Der Weiße Zwerg im Zentrum von M 57

Der Zen­tral­stern, der den Ring­ne­bel zum Leuch­ten anregt, ist eine Her­aus­for­de­rung für visu­el­le Beob­ach­ter. Denn die Sicht­bar­keit hängt von der Güte der Optik, der Ver­grö­ße­rung, der Dun­kel­heit und Trans­pa­renz des Him­mels, dem See­ing und von der Erfah­rung und Fähig­kei­ten des Beob­ach­ters ab. Der Ursprungs­stern besaß ursprüng­lich eine etwas höhe­re Mas­se als unse­re Son­ne. Die­ser hat vor ca. 2.000 Jah­ren den asym­pto­ti­schen Rie­sen­ast im Hertzsprung-Rus­sell-Dia­gramm ver­las­sen, nach­dem sein Vor­rat an Was­ser­stoff in sei­nem Inne­ren erschöpft war. Die für uns sicht­ba­re Scha­le wur­de von dem ster­ben­den Roten Rie­sen erst vor ca. 6.000 bis 8.000 Jah­ren aus­ge­sto­ßen. Der Zen­tral­stern sel­ber besteht nun haupt­säch­lich aus Koh­len­stoff und Sau­er­stoff, mit einer dün­nen Außen­hül­le aus leich­te­ren Ele­men­ten. Sei­ne Mas­se beträgt noch 0,61 bis 0,62 Son­nen­mas­sen, bei einer Ober­flä­chen­tem­pe­ra­tur von 125.000 Kel­vin und 200-facher Son­nen­leucht­kraft. Er wur­de im Jahr 1800 von dem deut­schen Ama­teur­as­tro­no­men Fried­rich von Hahn ent­deckt. Man ver­mu­tet, dass der Zen­tral­stern unre­gel­mä­ßig ver­än­der­lich ist. Denn visu­el­le Mes­sun­gen der Hel­lig­kei­ten erga­ben Wer­te zwi­schen 14,2 und 16 Magni­tu­den. Wahr­schein­lich wird die Hel­lig­keit des Sterns aber durch die umge­ben­den Nebel im inne­ren des Rings beeinflusst.

Beobachtung

Mes­sier 57 erscheint schon in einem 10x50 Feld­ste­cher als 9 mag hel­ler Stern. Aller­dings lässt er sich dabei oft nicht von einem Stern unter­schei­den. Das Schwie­ri­ge ist nicht, M 57 zu sehen son­dern her­aus­zu­fin­den, wel­che schwa­che Stern im Feld tat­säch­lich der Ring­ne­bel ist. Unter Zuhil­fe­nah­me mei­nes 16x70 Fuji­non Feld­ste­chers erscheint M 57 leicht unschär­fer als die Umge­bungs­ster­ne und ist des­halb etwas leich­ter zu erken­nen. Im 2 bis 3 Zoll Refrak­tor bei 30-facher Ver­grö­ße­rung erkennt man dann ein klei­nes nahe­zu run­des Nebel­scheib­chen, der selbst aus der hel­le­ren Stadt her­aus oder bei Mond­schein erkenn­bar ist. Mit einer Ver­grö­ße­rung um 100-fach erscheint dann auch der berühm­te Rauch­ring. Der Nebel sieht nun leicht ellip­tisch aus. Ers­te Struk­tu­ren, in Form von Hel­lig­keits­va­ria­tio­nen im Ring, sind mit 4 bis 5 Zoll Öff­nung und unter guten Bedin­gun­gen sicht­bar. Nord­west­lich und süd­öst­lich des Zen­trums erscheint der Ring ungleich­mä­ßig hell. Nur eine Bogen­mi­nu­te öst­lich des Zen­trums steht ein Stern der 12. Grö­ßen­klas­se. Mit höhe­rer Ver­grö­ße­rung und 6 bis 8 Zoll Öff­nung erkennt man die Struk­tu­ren des Nebels schon deut­li­cher. Hier bemerkt man auch, dass der Umriss des Nebels eher unre­gel­mä­ßig und das zen­tra­le Loch nicht ganz schwarz und von einem zar­ten Nebel­schlei­er gefüllt ist. Im Nebel­kör­per sel­ber sind eini­ge hel­le­re und dunk­le­re Hel­lig­keits­ab­stu­fun­gen, vor allem an den Rän­dern, wahr­nehm­bar. Bei schwa­cher Ver­grö­ße­rung erscheint nun der Ring blass-blau. Auf­grund sei­ner Hel­lig­keit ver­trägt der Ring­ne­bel selbst hohe Ver­grö­ße­run­gen recht gut. Nebel­fil­ter sind dabei in der Regel nicht nötig. Man kann auch ver­su­chen, die Ver­grö­ße­rung bis auf das dop­pel­te des Objek­tiv­durch­mes­sers zu stei­gern. Die Sich­tung des Zen­tral­sterns, mit einer Hel­lig­keit von 15,8 mag, sind Tele­sko­pen mit einer Öff­nung von 14 bis 16 Zoll, hoher Ver­grö­ße­rung und gutem See­ing vor­be­hal­ten. Nur 4 Bogen­mi­nu­ten nord­west­lich von M 57 erscheint dann auch mit gro­ßen Instru­men­ten oder auf Foto­gra­fien die 14,4 mag hel­le Bal­ken­spi­ral­ga­la­xie IC 1296. Mit einer Ent­fer­nung von 230 Mil­lio­nen Licht­jah­ren befin­det sich die­se Wel­ten­in­sel aber weit im Hintergrund.

Mes­sier 57 ist am bes­ten in den Som­mer- und Herbst­mo­na­ten beob­acht­bar, wenn das Stern­bild Lei­er bei uns hoch am Him­mel steht. Um den Ring­ne­bel auf­zu­su­chen, nimmt man sich die Ver­bin­dungs­stre­cke der bei­den süd­lich von Wega lie­gen­den Ster­ne She­li­ak (Beta Lyr, 3,5 mag) und Sul­a­fat (Gam­ma Lyr, 3,2 mag) vor, und sucht mit gerin­ger Ver­grö­ße­rung das Stern­feld zwi­schen die­sen bei­den Ster­nen ab. Unge­fähr auf 40% Stre­cke fällt dann ein leuch­ten­des grau­grü­nes Scheib­chen auf, das inmit­ten eines hüb­schen Stern­fel­des gele­gen ist. Wenn man einen Tel­rad besitzt, ist das Auf­su­chen sogar noch ein­fa­cher: Hier stellt man den mitt­le­ren Kreis unge­fähr in die Mit­te die­ser Ver­bin­dungs­li­nie. Dann soll­te mit rund 50-facher Ver­grö­ße­rung der Pla­ne­te­ta­ri­sche Nebel im Gesichts­feld des Tele­skops erscheinen.

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Steckbrief für Messier 57