![PK 158 17_1 Planetarischer Nebel PuWe 1 (PK 158+17.1) In Anbetracht des Wetters habe ich garnicht erst versucht, die extrem lichtschwache, große Außenhülle dieses Nebels zu belichten, sogesehen reicht das kleine Gesichtsfeld der verwendeten Kamera hier aus. Der Zentralstern von PuWe 1 ist ein sehr heißer Weißer Zwerg (DAO-Typ mit einer Temperatur von ungefähr 100 000 K). Das bedeutet, dass er die späte Riesenphase (AGB-Phase) bereits verlassen hat und die planetarische Nebelhülle schon vor langer Zeit abgestoßen wurde. Der Stern zieht sich weiter zusammen und kühlt langsam ab. Er befindet sich wahrscheinlich nicht mehr im frühen Stadium eines planetarischen Nebel-Zentralsterns, sondern bereits in einer Übergangsphase hin zu einem stabilen Weißen Zwerg. PuWe 1 besitzt typische Eigenschaften eines alten planetarischen Nebels: - sehr große Ausdehnung - extrem geringe Flächenhelligkeit - diffuse, ungleichmäßige Struktur - relativ schwacher Zentralstern Das deutet darauf hin, dass die Nebelhülle schon sehr lange expandiert und inzwischen stark ausgedünnt ist. Der Zentralstern liefert zwar noch ionisierende UV-Strahlung, aber deutlich weniger als in früheren Phasen. Während der Entwicklung vom Zentralstern zum Weißen Zwerg verändert sich die Oberflächenchemie stark. Frühere Phase: - starke Sternwinde - turbulente Atmosphärenmischung - viele schwere Elemente in der Atmosphäre sichtbar Spätere Phase: - Sternwinde werden schwächer - Gravitation dominiert zunehmend - schwere Elemente sinken nach unten (gravitational settling) - Strahlungsdruck kann einzelne Elemente zeitweise oben halten (radiative levitation) Diese Konkurrenz von Gravitation und Strahlungsdruck führt dazu, dass sich das Spektrum des Sterns langsam verändert. Was man davon am Nebel selbst erkennen kann: Die Entwicklung des Zentralsterns beeinflusst das Aussehen des Nebels: Die Ionisation nimmt langsam ab, weil der Stern weniger harte UV-Strahlung liefert. Hochionisierte Emissionen werden schwächer. Die Nebelränder wirken diffuser, weil der Sternwind keine starke strukturierende Rolle mehr spielt. Wechselwirkungen mit dem interstellaren Medium werden sichtbarer. Das Ergebnis ist ein großer, schwacher, eher strukturarmer Nebel — genau wie PuWe 1. Der zweifach ionisierte Sauerstoff ist hier sehr schwach vorhanden und nur mit sehr langen Belichtungszeiten sichtbar zu machen, ich habe das versucht, dennoch widerstand ich dem Drang, das blau dargestellte [OIII] in der Nachbearbeitung zu pushen, um es noch deutlicher zu machen. Teleskop: Lacerta Carbon Photonewton 150/600 Kamera: Atik 414Ex Mono Filter: Astronomik H-alpha und [OIII] Nachführung: Skywatcher EQ6 Belichtung: [OIII]: 23 h 21 min H-alpha: 5 h 4 min Bildverarbeitung: Astropixelprocessor, Pixinsight, LuminarNEO](PK%20158%2017_1.jpg)
Planetarischer Nebel PuWe 1 (PK 158+17.1) In Anbetracht des Wetters habe ich garnicht erst versucht, die extrem lichtschwache, große Außenhülle dieses Nebels zu belichten, sogesehen reicht das kleine Gesichtsfeld der verwendeten Kamera hier aus. Der Zentralstern von PuWe 1 ist ein sehr heißer Weißer Zwerg (DAO-Typ mit einer Temperatur von ungefähr 100 000 K). Das bedeutet, dass er die späte Riesenphase (AGB-Phase) bereits verlassen hat und die planetarische Nebelhülle schon vor langer Zeit abgestoßen wurde. Der Stern zieht sich weiter zusammen und kühlt langsam ab. Er befindet sich wahrscheinlich nicht mehr im frühen Stadium eines planetarischen Nebel-Zentralsterns, sondern bereits in einer Übergangsphase hin zu einem stabilen Weißen Zwerg. PuWe 1 besitzt typische Eigenschaften eines alten planetarischen Nebels: - sehr große Ausdehnung - extrem geringe Flächenhelligkeit - diffuse, ungleichmäßige Struktur - relativ schwacher Zentralstern Das deutet darauf hin, dass die Nebelhülle schon sehr lange expandiert und inzwischen stark ausgedünnt ist. Der Zentralstern liefert zwar noch ionisierende UV-Strahlung, aber deutlich weniger als in früheren Phasen. Während der Entwicklung vom Zentralstern zum Weißen Zwerg verändert sich die Oberflächenchemie stark. Frühere Phase: - starke Sternwinde - turbulente Atmosphärenmischung - viele schwere Elemente in der Atmosphäre sichtbar Spätere Phase: - Sternwinde werden schwächer - Gravitation dominiert zunehmend - schwere Elemente sinken nach unten (gravitational settling) - Strahlungsdruck kann einzelne Elemente zeitweise oben halten (radiative levitation) Diese Konkurrenz von Gravitation und Strahlungsdruck führt dazu, dass sich das Spektrum des Sterns langsam verändert. Was man davon am Nebel selbst erkennen kann: Die Entwicklung des Zentralsterns beeinflusst das Aussehen des Nebels: Die Ionisation nimmt langsam ab, weil der Stern weniger harte UV-Strahlung liefert. Hochionisierte Emissionen werden schwächer. Die Nebelränder wirken diffuser, weil der Sternwind keine starke strukturierende Rolle mehr spielt. Wechselwirkungen mit dem interstellaren Medium werden sichtbarer. Das Ergebnis ist ein großer, schwacher, eher strukturarmer Nebel — genau wie PuWe 1. Der zweifach ionisierte Sauerstoff ist hier sehr schwach vorhanden und nur mit sehr langen Belichtungszeiten sichtbar zu machen, ich habe das versucht, dennoch widerstand ich dem Drang, das blau dargestellte [OIII] in der Nachbearbeitung zu pushen, um es noch deutlicher zu machen. Teleskop: Lacerta Carbon Photonewton 150/600 Kamera: Atik 414Ex Mono Filter: Astronomik H-alpha und [OIII] Nachführung: Skywatcher EQ6 Belichtung: [OIII]: 23 h 21 min H-alpha: 5 h 4 min Bildverarbeitung: Astropixelprocessor, Pixinsight, LuminarNEO
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![PK 158 17_1 Planetarischer Nebel PuWe 1 (PK 158+17.1) In Anbetracht des Wetters habe ich garnicht erst versucht, die extrem lichtschwache, große Außenhülle dieses Nebels zu belichten, sogesehen reicht das kleine Gesichtsfeld der verwendeten Kamera hier aus. Der Zentralstern von PuWe 1 ist ein sehr heißer Weißer Zwerg (DAO-Typ mit einer Temperatur von ungefähr 100 000 K). Das bedeutet, dass er die späte Riesenphase (AGB-Phase) bereits verlassen hat und die planetarische Nebelhülle schon vor langer Zeit abgestoßen wurde. Der Stern zieht sich weiter zusammen und kühlt langsam ab. Er befindet sich wahrscheinlich nicht mehr im frühen Stadium eines planetarischen Nebel-Zentralsterns, sondern bereits in einer Übergangsphase hin zu einem stabilen Weißen Zwerg. PuWe 1 besitzt typische Eigenschaften eines alten planetarischen Nebels: - sehr große Ausdehnung - extrem geringe Flächenhelligkeit - diffuse, ungleichmäßige Struktur - relativ schwacher Zentralstern Das deutet darauf hin, dass die Nebelhülle schon sehr lange expandiert und inzwischen stark ausgedünnt ist. Der Zentralstern liefert zwar noch ionisierende UV-Strahlung, aber deutlich weniger als in früheren Phasen. Während der Entwicklung vom Zentralstern zum Weißen Zwerg verändert sich die Oberflächenchemie stark. Frühere Phase: - starke Sternwinde - turbulente Atmosphärenmischung - viele schwere Elemente in der Atmosphäre sichtbar Spätere Phase: - Sternwinde werden schwächer - Gravitation dominiert zunehmend - schwere Elemente sinken nach unten (gravitational settling) - Strahlungsdruck kann einzelne Elemente zeitweise oben halten (radiative levitation) Diese Konkurrenz von Gravitation und Strahlungsdruck führt dazu, dass sich das Spektrum des Sterns langsam verändert. Was man davon am Nebel selbst erkennen kann: Die Entwicklung des Zentralsterns beeinflusst das Aussehen des Nebels: Die Ionisation nimmt langsam ab, weil der Stern weniger harte UV-Strahlung liefert. Hochionisierte Emissionen werden schwächer. Die Nebelränder wirken diffuser, weil der Sternwind keine starke strukturierende Rolle mehr spielt. Wechselwirkungen mit dem interstellaren Medium werden sichtbarer. Das Ergebnis ist ein großer, schwacher, eher strukturarmer Nebel — genau wie PuWe 1. Der zweifach ionisierte Sauerstoff ist hier sehr schwach vorhanden und nur mit sehr langen Belichtungszeiten sichtbar zu machen, ich habe das versucht, dennoch widerstand ich dem Drang, das blau dargestellte [OIII] in der Nachbearbeitung zu pushen, um es noch deutlicher zu machen. Teleskop: Lacerta Carbon Photonewton 150/600 Kamera: Atik 414Ex Mono Filter: Astronomik H-alpha und [OIII] Nachführung: Skywatcher EQ6 Belichtung: [OIII]: 23 h 21 min H-alpha: 5 h 4 min Bildverarbeitung: Astropixelprocessor, Pixinsight, LuminarNEO](../index.html#img=PK%20158%2017_1.jpg)