Geschichte

Messiers Nummer 57 ist wohl der bekannteste planetarische Nebel. Er wurde 1779 vom französischen Astronomen Antoine Darquier von Toulouse und kurze Zeit später am 31. Januar 1779 von Charles Messier entdeckt. Er schrieb dazu: «Lichthaufen zwischen γ und β Lyrae, entdeckt während der Beobachtung des Kometen von 1779, der sehr nahe vorbei zog: es scheint, dass diese runder Lichthaufen aus sehr kleinen Sternen besteht: Mit dem besten Fernrohr ist es nicht möglich, sie zu sehen, es bleibt nur der Verdacht, dass es sie gibt. M. Messier berichtete über diesen Lichthaufen auf der Karte des Kometen von 1779. M. Darquier aus Toulouse entdeckte diesen Nebel während er denselben Kometen beobachtete und berichtet: Nebel zwischen γ und β Lyrae. Er ist sehr gleichförmig aber scharf begrenzt und so groß wie Jupiter und sieht aus wie ein Planet, der sich ausgebreitet hat» ^[281]

Physikalische Eigenschaften

Der helle Ring von M 57, den einige als Donut (Krapfen) oder Rauchring bezeichnen, hat die Abmessungen 80"x60". Auf lang belichteten Fotografien ist zu erkennen, dass dieser Ring noch von einer schwachen äußeren Hülle von 170" Durchmesser umgeben ist, die einem Blumenkranz ähnelt (Abb. 2). Schwache, parallele Streifen durchqueren den Ring.

Die Ringform von M 57 ist eigentlich weder ein Ring noch ein Torus noch eine halbdurchsichtige hohle Blase, sondern aufgrund unserer Blickrichtung eine Projektion einer komplizierteren bipolaren Struktur. Mittels eines Spektrometers des 2.5 m Isaac Newton Teleskop auf den Kanarischen Inseln konnten zwei deutlich getrennte expandierende Gaslappen von M 57 unterschieden werden. Der eine zeigt dabei genau in unsere Richtung, der andere von uns weg.

Diese Struktur entstand vermutlich dadurch, dass ein sonnenähnlicher Stern all seinen Wasserstoff aufgebraucht hatte und so zu einem Roten Riesen expandierte. Die äußeren Schichten drifteten allmählich infolge des Stellarwinds ab. Der Stellarwind ist dabei in der Äquatorgegend konzentrierter und verursachte so die Bildung einer Gasscheibe, die wir als schwachen Halo um M 57 sehen. Später erfuhr der Stern Böen von Stellarwind, welche die übrige äußere Atmosphäre fortblies. Da aber schon Material in der Äquatorebene des Sterns vorhanden war, entwich dieses Gas vorwiegend entlang der Rotationsachse und formte so die beiden polaren Gaslappen (Abb. 4). Wir sehen von dieser bipolaren Form jedoch nichts, da wir genau senkrecht auf die Äquatorebene des Zentralsterns blicken. ^[108]

Es wird vermutet, dass der Zentralstern von M 57 ein Veränderlicher ist, denn verschiedene Messungen und Beobachtungen zu unterschiedlichen Zeiten ergaben widersprüchliche Werte von 14.2 bis über 16 Magnituden - doch dies mag daran liegen, dass der Stern von einer dünnen Gasschicht verdeckt ist und somit seine Sichtbarkeit ähnlich wie von den atmosphärischen Bedingungen auf der Erde abhängen. Der Zentralstern ist ein bläulicher Zwerg- oder Subzwerg-Stern mit einem scheinbar kontinuierlichen Spektrum. Die geschützte Oberflächentemperatur ist 120'000 K und die berechnete Dichte soll tausendmal höher als die der Sonne sein. Sterne dieses Typs produzieren eine starke ultraviolette Strahlung, welche die helle Fluoreszenz der dünnen Gase des Nebels hervorrufen. Die typische bläulich-grünliche Färbung dieses Nebels wird hauptsächlich durch die beiden starken Emissionslinien (500.7 und 495.9 nm) von doppelt ionisiertem Sauerstoff hervorgerufen. Die Farbe des Ringnebels durchläuft quasi von innen nach außen alle Regenbogenfarben von Blau bis Rot. Die Zentralregion erscheint nur durch den Kontrast des hellen Rings so dunkel. Die Farben in Abb. 3 entsprechen weitgehend den Natürlichen. Die Emissionen von sehr heißem Helium nahe des Zentralsterns sind blau codiert, das Licht von etwas weiter entferntem ionisiertem Sauerstoff erscheint grün und das kühlste Gas zeigt rot leuchtenden ionisierten Stickstoff. Die Farbveränderungen zeigen, wie das Gas glüht, das von starker UV-Strahlung des Zentralsterns angeregt wird. ^{[4, 176]}

Die Entfernung von M 57 wird auf etwa 2000 Lichtjahre geschätzt. ^[176] Diesen Angaben zufolge dürfte der hellste Teil des Nebels einen Durchmesser von etwa 50'000 AE haben. Spektroskopische Untersuchungen haben ergeben, dass der Nebel mit einer Geschwindigkeit von etwa 19 km/s expandiert. ^[4]