Ein planetarischer Nebel ist eine Art Emissionsnebel, der aus einer sich ausdehnenden, glühenden Hülle aus ionisiertem Gas besteht, das von roten Riesensternen in der Spätphase ihres Lebens ausgestoßen wird. Der Begriff "planetarischer Nebel" stammt von der planetenähnlichen runden Form dieser Nebel.

Alle planetarischen Nebel bilden sich am Ende des Lebens eines Sterns mittlerer Masse, etwa 1-8 Sonnenmassen. Man geht davon aus, dass auch die Sonne am Ende ihres Lebenszyklus einen planetarischen Nebel bilden wird. Es handelt sich um relativ kurzlebige Phänomene, die vielleicht einige zehn Jahrtausende dauern, verglichen mit den wesentlich längeren Phasen der Sternentwicklung. Sobald die gesamte Atmosphäre des Roten Riesen verschwunden ist, ionisiert energiereiche ultraviolette Strahlung aus dem freiliegenden heißen, leuchtenden Kern, der als planetarischer Nebelkern (P.N.N.) bezeichnet wird, das ausgeworfene Material. Das absorbierte ultraviolette Licht regt dann die Hülle aus nebligem Gas um den Zentralstern an, so dass dieser als heller planetarischer Nebel erscheint.

Planetarische Nebel spielen wahrscheinlich eine entscheidende Rolle bei der chemischen Entwicklung der Milchstraße, indem sie Elemente von Sternen, in denen diese Elemente entstanden sind, in das interstellare Medium ausstoßen. Planetarische Nebel werden in weiter entfernten Galaxien beobachtet und liefern nützliche Informationen über ihre chemische Häufigkeit.

Ein Supernova-Überrest (SNR) ist die Struktur, die bei der Explosion eines Sterns in einer Supernova entsteht. Der Supernova-Überrest wird von einer sich ausdehnenden Schockwelle begrenzt und besteht aus ausgeworfenem Material, das sich durch die Explosion ausdehnt, sowie aus dem interstellaren Material, das auf dem Weg dorthin mitgerissen und erschüttert wird.

Es gibt zwei übliche Wege zu einer Supernova: Entweder geht einem massereichen Stern der Brennstoff aus, so dass er in seinem Kern keine Fusionsenergie mehr erzeugen kann und unter der Kraft seiner eigenen Schwerkraft nach innen kollabiert und einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch bildet, oder ein Weißer Zwergstern akkretiert Material von einem Begleitstern, bis er eine kritische Masse erreicht und eine thermonukleare Explosion auslöst.

Cirrusnebel (auch Schleiernebel) im Sternbild Schwan | Aufnahmeoptik:  5" Newton Astrograph Takahashi Epsilon 130d mit 430 mm Brennweite - F/3,3 mit Nikon D810a,   Belichtungszeit: 4,5 Stunden

Cirrusnebel (auch Schleiernebel) im Sternbild Schwan | Aufnahmeoptik:  4,5" Newton Astrograph mit 327 mm Brennweite - F/2,9 mit Canon EOS M50a

Belichtungszeit: ca. 8 Stunden

Der Cirrusnebel ist eine Wolke aus erhitztem und ionisiertem Gas und Staub im Sternbild Schwan.
Er bildet die sichtbaren Teile der Cygnus-Schleife, einem Supernova-Überrest, von dem viele Teile ihre eigenen Namen und Katalogbezeichnungen erhalten haben. Die ursprüngliche Supernova war ein Stern, der 20-mal massereicher als die Sonne war und vor 10 000 bis 20 000 Jahren explodierte. Zum Zeitpunkt der Explosion erschien die Supernova heller als die Venus am Himmel und war tagsüber sichtbar. Die Entfernung beträgt etwa 2400 Lichtjahre.
Das linke, helle Filament wird mit NGC 6992, 6995 und IC 1340 (zusammen umgangssprachlich auch Knochenhand oder Hexenhand) bezeichnet. Das rechte helle Filament ist NGC 6960 (auch Sturmvogel genannt) und der danebenliegende Stern mit 52 Cygni. Die dazwischenliegenden Filamente tragen die Bezeichnung NGC 6974, NGC 6979 und "Pickerings Triangle".

Quallennebel IC 443 | Aufnahmeoptik: Skywatcher Quattro 10" Newton mit 1000 mm Brennweite und F/4 -Aufnahmekamera: ZWO ASI 294MC PRO

Belichtungszeit: ca. 9 Stunden

IC 443 (auch bekannt als Quallennebel und Sharpless 248 (Sh2-248)) ist ein galaktischer Supernova-Überrest im Sternbild Zwillinge in der Nähe des Sterns Eta Geminorum. Er ist etwa 5.000 Lichtjahre von der Erde entfernt.
IC 443 ist möglicherweise der Überrest einer Supernova, die vor 3.000 bis 30.000 Jahren stattfand. Der Nebel hat eine Ausdehnung von 50 Bogenminuten (der Vollmond hat einen Durchmesser von 30 Bogenminuten), was bei der geschätzten Entfernung von 5.000 Lichtjahren einer physikalischen Größe von etwa 70 Lichtjahren entspricht.

Hantelnebel M27 | Aufnahmeoptik: Skywatcher Quattro 10" Newton mit 1500 mm Brennweite -  Kamera: ZWO ASI 294MC PRO

Der Hantelnebel (auch bekannt als Apfelkernnebel, Messier 27 und NGC 6853) ist ein planetarischer Nebel (Nebel, der einen Weißen Zwerg umgibt) im Sternbild Vulpecula in einer Entfernung von etwa 1360 Lichtjahren. Er war der erste Nebel dieser Art, der 1764 von Charles Messier entdeckt wurde.
Der Hantelnebel hat die Form eines länglichen Sphäroids und wird aus unserer Perspektive entlang der Äquatorebene betrachtet. Das Alter des Nebels beträgt ca. 9.800 Jahre.
Der Zentralstern, ein Vorläufer des Weißen Zwerges, wird auf einen Radius von 0,055±0,02 Sonnenradien geschätzt, womit er größer ist als die meisten anderen bekannten Weißen Zwerge.
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Eulennebel M97 | Aufnahmeoptik: Skywatcher Quattro 10" and ZWO ASI 178MC

Crab Nebula M1 | Aufnahmeoptik: Skywatcher Quattro 10" Newton mit 1500 mm Brennweite und F/6 durch APM Barlowlinse 1,5x - Kamera: ZWO ASI 294MC PRO