M 57 – Ringnebel

Bei M57 war mein eigentliches Ziel nicht der helle Ring selbst. Den bekommt man vergleichsweise schnell auf den Sensor. Mich interessierten die wesentlich schwächeren Außenbereiche, die bei normalen Belichtungen fast vollständig verschwinden. Deshalb habe ich allein in Hα fast 30 Stunden gesammelt. Insgesamt kamen über 41 Stunden Daten zusammen – ein Aufwand, der vor allem den enormen Helligkeitsunterschied zwischen dem Zentrum und den schwachen Halos beherrschbar machen sollte.

Genau dieser Dynamikumfang machte die Bearbeitung schwierig: Der eigentliche Ring darf nicht ausbrennen oder unnatürlich flach werden, während die schwachen äußeren Strukturen trotzdem sichtbar werden sollen. Meine frühere Aufnahme mit 800 mm Brennweite zeigte M57 nur als kleinen hellen Fleck; erst mit dem C925 bei 2.350 mm und der langen Belichtungsserie hatte ich den Bildmaßstab und die Datentiefe, die ich für dieses Projekt wollte.

Die Ringform ist eine Projektion der dreidimensionalen Hülle

Moderne Hubble-, Webb- und spektroskopische Daten zeigen, dass M57 kein flacher Donut ist. Dichteres torusartiges Material umgibt eine längliche innere Struktur, deren Achse relativ nahe an unserer Sichtlinie liegt. Der helle Ring entsteht dort, wo der Blickweg besonders viel Material durchschneidet. Deshalb bleibt auch die scheinbare Ringöffnung nicht völlig leer: schwächeres Gas liegt auf denselben Sichtlinien innerhalb der Projektion.

Der Zentralstern WD 1851+329 sitzt in dieser Geometrie nahe der Mitte. Für meine Bearbeitung ist vor allem wichtig, dass der helle Ring eben nicht die vollständige Ausdehnung markiert. Wenn ich nur auf den bekannten ovalen Rand stretche, verschwinden genau die äußeren Zonen, für die ich den größten Teil der Belichtungszeit investiert habe.

Webb zeigt Globulen – meine Aufnahme zielt auf die viel größeren Außenstrukturen

JWST löst im Hauptbereich des Ringnebels eine enorme Zahl dichter kleiner Globulen auf; Größenordnungen um 20.000 werden beschrieben. Diese winzigen Strukturen sind mit meinem Bildmaßstab nicht einzeln aufzulösen, tragen aber zur unregelmäßigen, körnigen Erscheinung des hellen Rings bei. In meiner Aufnahme ist dagegen die andere Größenskala entscheidend: konzentrische, sehr schwache Emission außerhalb der bekannten Hauptschale.

Webb hat solche Außenstrukturen besonders klar nachgewiesen. Meine lange Hα-Serie verfolgt sie fotografisch weit über den hellen Ring hinaus. Dabei möchte ich aus der äußersten in meiner Bearbeitung sichtbaren Hülle bewusst keine scheinpräzise physische „Gesamtgröße“ ableiten, weil deren Grenze vom Nachweisniveau und von der Emissionslinie abhängt.

Mehr als 41 Stunden, um das Helle und das Schwache zusammenzubringen

Der Ring selbst verlangt Zurückhaltung, die Halos verlangen Tiefe. Diese gegensätzlichen Anforderungen sind für mich die eigentliche Geschichte der Aufnahme. Die feinen Helligkeitsstufen außerhalb des Rings müssen sichtbar werden, ohne den zentralen Bereich in eine strukturlose helle Fläche zu verwandeln. Deshalb war bei M57 nicht die nominelle Gesamthelligkeit das Problem, sondern der Dynamikumfang innerhalb desselben Objekts.

Unterhalb von M57 ist zusätzlich die Hintergrundgalaxie IC 1296 zu erkennen. Dieser Größen- und Entfernungswechsel gefällt mir besonders: Im Vordergrund steht die detaillierte Hülle eines einzelnen Sternsystems in unserer Galaxis, während wenige Bogenminuten daneben eine ganze weit entfernte Galaxie im selben Bildfeld liegt.

Molekularer Wasserstoff reicht bis in den Halo

Die Webb-Auswertung zeigt außerdem, dass H₂-Emission nicht auf den hellen Hauptring beschränkt ist, sondern sich durch die Schale bis in den Halo verfolgen lässt. Außerhalb des Rings wurden mehrere schwache, annähernd konzentrische Bögen gefunden. Ihre regelmäßigen Abstände könnten auf eine periodisch modulierte Massenabgabe mit einer Zeitskala von ungefähr 280 Jahren hindeuten; als mögliche Ursache wird ein bislang nur indirekt erschlossener massearmer Begleiter diskutiert. Das ist noch keine endgültige Bahnlösung, macht aber deutlich, dass selbst die äußersten schwachen Strukturen Informationen über die Vorgeschichte des Zentralsterns tragen.