Im 18. Jahrhundert bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier bei der Beobachtung des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer "nebliger Objekte". Ursprünglich hielt er diese Objekte für Kometen und begann, sie zu katalogisieren, damit andere nicht denselben Fehler machen würden. Heute umfasst die daraus resultierende Liste (bekannt als Messier-Katalog) über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep-Sky-Objects. Eines dieser Objekte ist Messier 76 (auch bekannt als Little Dumbbell Nebula, Barbell Nebula oder Cork Nebula), ein Planetarischer Nebel, der sich in einer Entfernung von etwa 2500 Lichtjahren im Sternbild Perseus befindet. Obwohl er aufgrund seiner Nähe zum Sternbild Kassiopeia (das sich direkt südlich davon befindet) leicht zu finden ist, gehört er wegen seiner geringen Helligkeit zu den schwieriger zu beobachtenden Messierobjekten. Die Hülle dieses sterbenden Sterns dehnt sich über eine Entfernung von etwa 1,23 Lichtjahren aus - der Halo um ihn herum reicht jedoch noch fast 12 Lichtjahre weiter. Im Inneren befindet sich ein Zentralstern der Größe 16,6, der bei einer Temperatur von etwa 60000 Kelvin verglüht! Eines Tages, vielleicht in weiteren 30 Milliarden Jahren, wird er sich ein wenig abkühlen und zu einem weißen Zwergstern werden. Aber was genau macht die Form von M 76 aus? Eine Analyse von Bildern aufgenommen mit dem Multiband Imaging Photometer for Spitzer (MIPS) an Bord des Spitzer-Weltraumteleskops ergab eine in allen MIPS-Bändern sichtbare Zwei-Peak-Emissionsstruktur, die auf das Vorhandensein eines nahezu randständigen staubigen Torus hindeutet. Aus der räumlichen Korrelation dieser beiden Fern-IR-Emissionskomponenten mit der Emission verschiedener optischer Linien schließen man, dass die Emission größtenteils auf die [O IV]-Linie zurückzuführen ist, die aus hoch ionisierten Regionen hinter der Ionisationsfront stammt, während die anderen Emissionen auf das Staubkontinuum zurückzuführen sind, das von Niedertemperaturstaub in der Windhülle des verbliebenen asymptotischen Riesenastes (AGB) stammt. Die Struktur des Fern-IR-Nebels deutet auch darauf hin, dass der verstärkte Massenverlust am Ende der AGB-Phase isotrop erfolgte, aber nur in den äquatorialen Richtungen, während er in den polaren Richtungen aufhörte. Die vorliegenden Daten zeigen auch Beweise für die prolate sphäroidale Verteilung der Materie in diesem bipolaren PN. Die in diesem PN rekonstruierte Geschichte des AGB-Massenverlusts stimmt somit mit den früheren Vorschlägen überein, die auf den optischen und mittleren IR-Untersuchungen der Post-AGB-Schalen basieren." Mit dem Isaac-Newton-Teleskop und dem William-Herschel-Teleskop wurden mit dem Manchester-Echelle-Spektrometer räumlich und spektral hoch aufgelöste Beobachtungen der Emissionslinienprofile von HA, [N II]6584A und [O III]5007A von M76 durchgeführt. Diese Beobachtungen und zusätzliche Schmalbandbilder, die mit dem San Pedro Martir-Teleskop gewonnen wurden, wurden mit synthetischen Bildern und Spektren verglichen, die auf den Modellen der verallgemeinerten interagierenden Sternwinde (GISW) basieren (die einen langsamen, stark auf die Äquatorebene konzentrierten Wind beinhalten). Es wurde eine gute Übereinstimmung festgestellt, die bestätigt, dass es sich bei NGC 650-1 um eine bipolare, windgetriebene Blase handelt, die bei einer Neigung von ~75 Grad ausgerichtet ist, wobei der NW-Lappen zum Beobachter zeigt. Es gibt einen hellen zentralen Ring mit zwei angehängten (inneren) Lappen, die typische Expansionsgeschwindigkeiten von ~43km/s bzw. ~60km/s aufweisen. Außerhalb der inneren Lappen befinden sich die schwächeren äußeren Lappen, die eine sehr niedrige Expansionsgeschwindigkeit (~5km/s) aufweisen und auf einer Seite (SE) eine Polkappe haben, die wiederum höhere Geschwindigkeiten (~20km/s) zeigt. Die Natur dieser äußeren Lappen bleibt bis dato unklar.

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