Das Sternbild Fuchs als Unauffällig zu bezeichnen, ist in meinen Augen noch untertrieben. Unter unserem mitteleuropäischen Nachthimmel ist das Sternbild mit bloßem Auge kaum bis gar nicht zu erkennen. Ich hab in meinen Kleinen Sternenkarten die beiden hellsten Sterne des Sternbildes genommen und sie durch eine Linie verbunden. Gerade einmal viereinhalb Magnituden hell sind diese hellsten Sterne.

So unscheinbar dieses südlich des Sternbildes Schwan gelegene Sternbild auch ist, so interessant ist ein Objekt, das dort seine Heimat gefunden hat. Ich spreche von M27, auch als Hantelnebel bekannt.

M27 ist ein planetarischer Nebel, gerade einmal 1300 Lichtjahre von uns entfernt.

Der Hantelnebel ist 7,5 Magnituden hell und somit durch Fernglas und Teleskop erreichbar. Je größer das verwendete Instrument ist, umso mehr Details bietet er uns. Mitten drin befindet sich ein extrem heißer Weißer Zwerg. Dieser Zwergstern hat eine Temperatur von 100.000 Grad.

Ich empfinde es immer wieder faszinierend, darüber nachzudenken, wie so ein planetarischer Nebel entstanden ist.

Am Anfang stand ein Stern wie unsere Sonne, nicht sehr viel größer, vielleicht sogar etwas kleiner. So ein Stern ist deshalb ein Stern, weil in seinem Inneren eine Kernfusion gezündet hat. Und zwar fusioniert Wasserstoff zu Helium, wobei Energie frei wird, die den Stern zum Leuchten bringt.

So ein Stern hat auch eine ganz gehörige Masse, was eine ganz gehörige Gravitationskraft zur Folge hat. Der Stern will unter diesem gewaltigen Druck kollabieren, kann es aber nicht, da sich der durch die Kernfusion entstandene Strahlungsdruck dem Kollaps entgegenstemmt. Es stellt sich ein Gleichgewicht ein oder anders ausgedrückt, wir haben einen stabilen Stern.

Solange die Kernfusion weiter läuft und sich die Sternenmasse nicht massiv verändert, bleibt dieses Gleichgewicht erhalten.

Irgendwann einmal ist der Brennstoff im Innern des Sterns aufgebraucht. Die Kernfusion im Innern, also das Wasserstoffbrennen, stoppt. Der Kern, der nun aus Helium besteht, zieht sich zusammen und wird heißer. Außen auf der Hülle ist noch genügend Wasserstoff vorhanden, der nun genügend Wärme bekommt, um selbst zu fusionieren zu können. Man spricht vom Wasserstoff-Schalenbrennen.

Nun dauert es nicht mehr lange und der Stern dehnt sich gewaltig aus. Seine Oberfläche kühlt sich dadurch ab, das Sternenlicht wird röter. Es ist ein Roter Riese entstanden. Der Rote Riese ist so gewaltig, das es die Gravitation nicht mehr vermag, die Oberfläche festzuhalten. Der Stern verliert gewaltig an Material, das in den Weltraum hinausgeblasen wird.

In der Zwischenzeit kollabiert der Heliumkern des Sternes immer weiter, wodurch die Temperatur dort ansteigt, hoch genug, um die nächste Stufe der Kernfusion einzuläuten, das Heliumbrennen. Helium fusioniert zu Kohlenstoff. Der dabei entstehende Strahlungsdruck drückt die Wasserstoffschale weiter nach außen.

Mit dem Heliumbrennen wird es etwas chaotisch. Der Stern muß kämpfen, um wieder ins Gleichgewicht zu kommen, was sich in Oszillationen zeigt. Egal, irgendwann ist auch das Helium im Kern zu Ende und das Heliumbrennen hört auf. Wie schon beim Wasserstoff-Schalenbrennen setzt nun das Helium-Schalenbrennen ein, so lange, bis auch dieser Treibstoff verbraucht ist.

Übrig bleibt ein sehr kompakter, hauptsächlich aus Kohlenstoff bestehender Kern, der über 100.000 Grad heiß ist. Und übrig bleibt das weggeblasene Hüllenmaterial

Der Stern ist gestorben.

Unser Weißer Zwerg im Hantelnebel ist 100.000 Grad heiß und strahlt deshalb hauptsächlich im Ultraviolett- und im Röntgenbereich. Das ist energiereiche Strahlung, die dazu in der Lage ist, Elektronen aus einem Atom herauszuschlagen. Man spricht von Ionisation.

So ein Atom hat es nun aber gar nicht gern, sein Dasein als Ion fristen zu müssen. Sobald sich die Gelegenheit bietet, fängt es die fehlenden Elektronen wieder ein. Bei dieser Rekombination wird elektromagnetische Strahlung frei, deren Wellenlänge und damit Farbe abhängig davon ist, um was für ein Atom es sich gehandelt hat.

Der Weiße Zwerg in Zentrum von M27 ionisiert also durch seine Strahlung die weggeblasene Hülle des gestorbenen Sternes. Durch die Rekombination fängt das Ganze dann zum Leuchten an. Das ist es, was wir als planetarischer Nebel sehen.

Diese leuchtende Hülle dehnt sich immer mehr aus, und irgendwann reicht die Energie des Weißen Zwerges nicht mehr aus, die Atome weiter zu ionisieren. Das Leuchten verblasst und erlischt schließlich. Vorbei ist es mit dem schönen planetarischen Nebel.

Dieses Szenario, das ich geschildert habe, gilt für normale Sterne, etwa so groß wie unsere Sonne. Und damit gilt es auch für unsere Sonne selbst.