NGC – 6826 Blinkender Planetarischer Nebel

NGC 6826, auch Blinkender Planetarischer Nebel oder Blinking Planetary Nebula genannt, befindet sich im Sternbild Schwan. Er gehört zu den bekanntesten planetarischen Nebeln und ist rund 4.100 Lichtjahre von der Erde entfernt. Entdeckt wurde er am 6. September 1793 von William Herschel.

Auf meiner Aufnahme erscheint NGC 6826 als vergleichsweise kleines, intensiv blaugrün leuchtendes Objekt inmitten eines ausgedehnten Sternfeldes. Gerade dieser Größenvergleich vermittelt einen guten Eindruck davon, wie kompakt der eigentliche helle Nebel am Himmel erscheint. Erst bei genauerer Betrachtung werden die zahlreichen Strukturen innerhalb seiner Gashülle sichtbar.

Aufbau des Nebels

NGC 6826 besitzt einen komplexen, aus mehreren Schalen bestehenden Aufbau. Die helle Hauptschale hat am Himmel eine Ausdehnung von ungefähr 31 × 27 Bogensekunden. Bei einer Entfernung von rund 4.100 Lichtjahren entspricht dies einer Größe von etwa 0,6 Lichtjahren.

In meiner Aufnahme lässt sich die annähernd runde äußere Schale deutlich erkennen. Sie ist keineswegs gleichmäßig aufgebaut, sondern zeigt zahlreiche Verdichtungen, dunklere Zwischenräume und filamentartige Strukturen. Innerhalb dieser äußeren Hülle liegt eine deutlich hellere und kompaktere innere Region, in deren Zentrum der Zentralstern, ein weißer Zwerg, sichtbar ist.

Im Inneren des Nebels befindet sich eine weitere elliptische Struktur von ungefähr 19 × 10 Bogensekunden. Diese elliptische Struktur ist mit seinem zentralen weißen Zwerg so hell, dass ich für diesen Bereich separate RGB Aufnahmen von nur 60s je Aufnahme gemacht habe. Über den PixInsight Prozess HDRComposition habe ich die HOO und RGB Aufnahmen zusammengeführt.

Weit außerhalb der auf meiner Aufnahme deutlich sichtbaren Hauptschale existiert zudem ein extrem lichtschwacher Halo aus Material, das der Stern bereits in einer früheren Entwicklungsphase abgestoßen hat. Einschließlich dieses Halos erreicht NGC 6826 eine Gesamtausdehnung von mehreren Lichtjahren.

Dieser äußere Halo ist wesentlich lichtschwächer als die auf der Aufnahme dominante blaugrüne Hauptschale und deshalb nur mit sehr tiefen, speziell darauf ausgerichteten Aufnahmen nachweisbar.

Feine Strukturen und schnelle Gasknoten

Besonders interessant sind die kleinen Verdichtungen und unregelmäßigen Strukturen innerhalb der Nebelschale. Einige davon gehören zu den sogenannten FLIERs (Fast Low-Ionization Emission Regions). Dabei handelt es sich um kompakte Gebiete relativ geringer Ionisation, die sich mit hohen Geschwindigkeiten durch den Nebel bewegen.

Auch auf meiner Aufnahme fällt auf, dass die äußere Hülle nicht aus einem gleichmäßig leuchtenden Ring besteht. Entlang ihres Randes wechseln sich hellere Knoten, feinere Strukturen und dunklere Bereiche ab. Diese Unregelmäßigkeiten geben einen Eindruck von den komplexen Vorgängen, die während des Masseverlustes des Zentralsterns stattgefunden haben.

Die FLIERs unterscheiden sich sowohl in ihrer Bewegung als auch in ihrer Anregung vom übrigen Nebel. Besonders deutlich treten sie in der Emissionslinie des ionisierten Stickstoffs [N II] hervor. Sie zeigen, dass das Material nicht vollkommen gleichmäßig vom Zentralstern in den Weltraum abgestoßen wurde.

Der Zentralstern

Im Zentrum von NGC 6826 befindet sich der Stern HD 186924 (weißer Zwerg) mit einer scheinbaren Helligkeit von ungefähr 10,5 Magnituden. Seine Oberflächentemperatur wird – abhängig vom zugrunde gelegten Modell – auf etwa 50.000 bis 65.000 Kelvin geschätzt.

Auf meiner Aufnahme ist dieser Zentralstern sehr deutlich inmitten der hellen inneren Nebelregion zu erkennen. Um ihn herum zeigt sich eine auffällige innere Struktur, die sich von der diffuseren äußeren Schale abhebt.

Der Zentralstern ist um ein Vielfaches heißer als unsere Sonne. Seine energiereiche ultraviolette Strahlung ionisiert das ihn umgebende Gas und sorgt so überhaupt erst dafür, dass wir den abgestoßenen Nebel sehen können.

Das Gas selbst ist deutlich kühler. Für große Bereiche von NGC 6826 wurde eine Elektronentemperatur von ungefähr 9.000 Kelvin bestimmt.

Warum erscheint der Nebel blaugrün?

Besonders auffällig ist auf meiner Aufnahme die intensive blaugrüne bis türkise Farbe von NGC 6826. Sie ist charakteristisch für viele hoch angeregte planetarische Nebel und wird vor allem durch die starke Emission von zweifach ionisiertem Sauerstoff [O III] hervorgerufen.

Eine besonders intensive [O III]-Emissionslinie liegt bei einer Wellenlänge von 500,7 Nanometern. In einer RGB-Darstellung liegt dieses Licht im Übergangsbereich zwischen Grün und Blau. Dadurch entsteht der für NGC 6826 so charakteristische Cyan- beziehungsweise Türkiston, der auf meiner Aufnahme die äußere und innere Nebelschale dominiert.

Andere Bestandteile des Nebels senden ihr Licht unter anderem in den Emissionslinien von Wasserstoff und ionisiertem Stickstoff aus. Mit entsprechenden Schmalbandfiltern lassen sich deshalb unterschiedliche physikalische Bereiche und Strukturen des Nebels gezielt sichtbar machen.

Expansion und Alter

Die Gashüllen von NGC 6826 breiten sich weiterhin vom Zentralstern weg aus. Je nach untersuchtem Bereich wurden Expansionsgeschwindigkeiten von ungefähr 18 bis über 30 Kilometern pro Sekunde gemessen. Die verschiedenen Strukturen des Nebels bewegen sich dabei nicht mit exakt derselben Geschwindigkeit.

Die auf meiner Aufnahme sichtbare Hauptschale ist das Ergebnis eines Prozesses, der astronomisch betrachtet erst vor relativ kurzer Zeit stattgefunden hat. Ihr Alter liegt in der Größenordnung von wenigen tausend Jahren. Das wesentlich weiter außen liegende Halo-Material wurde bereits vorher abgestoßen und ist entsprechend älter.

Die Phase eines sichtbaren planetarischen Nebels ist vergleichsweise kurz. Im Verlauf einiger zehntausend Jahre verteilt sich das ausgestoßene Gas immer weiter im interstellaren Raum. Der Nebel wird dadurch zunehmend lichtschwächer, während der zurückbleibende Zentralstern langsam zu einem Weißen Zwerg abkühlt.

Warum „Blinkender Planetarischer Nebel“?

Seinen ungewöhnlichen Namen verdankt NGC 6826 keinem tatsächlichen Helligkeitswechsel. Der Nebel selbst blinkt nicht. Der Effekt entsteht erst bei der visuellen Beobachtung durch die unterschiedliche Wahrnehmung unseres Auges.

Der Grund dafür wird auf meiner Aufnahme besonders anschaulich: Im Zentrum des Nebels sitzt ein relativ heller Stern, der von einer wesentlich diffuseren Nebelschale umgeben ist.

Blickt man im Teleskop direkt auf das Zentrum, konzentriert sich das Auge stark auf den hellen Zentralstern und der umgebende Nebel erscheint weniger auffällig. Blickt man dagegen leicht am Zentralstern vorbei und nutzt das sogenannte indirekte Sehen, reagiert das Auge wesentlich empfindlicher auf die schwache flächige Nebelstrahlung. Die Gashülle tritt plötzlich deutlicher hervor.

Wechselt man mehrmals zwischen direktem und indirektem Sehen, entsteht dadurch der Eindruck, als würde der Nebel erscheinen und wieder verschwinden – er scheint zu „blinken“. Dieser eindrucksvolle Beobachtungseffekt gab NGC 6826 seinen bekannten Namen.