Nebel

 

Beim Aufbau einer Galaxie spielen im wesentlichen Sterne und Nebel eine Rolle. Bei den Nebeln unterscheidet man drei Typen, die Reflexionsnebel, die lediglich das Licht naher, heller Sterne reflektieren (Farbe auf Fotos oft blau), die Emissionsnebel, deren Gase durch Strahlung selbst zum Leuchten angeregt werden (Farbe auf Fotos oft rot), und Dunkelnebel, die nur gegen einen hellen Hintergrund gesehen werden können. Alle diese Nebel sind Geburtsstätte neuer Sonnen und Planeten.

Es gibt dann noch die Planetaren Nebel, deren Name davon herrührt, dass sie nicht sehr groß sind. Diese Nebel entstehen bei der Explosion (also dem Tod) von Sternen, und sind oft besonders schön geformt, sowie mit herrlichen Farben gesegnet. Auf dieser Seite sollen einige Nebel vorgestellt werden, der letzte Link unten führt zu einer Seite mit besonders schönen planetaren Nebeln!

 

Der Ringnebel in der Leier M 57

 

Der Ringnebel in der Leier ist der bekannteste planetarische Nebel, obwohl er wegen seiner geringen Winkelausdehnung wenig auffällig ist. Mann findet ihn zwischen den Sternen Beta und Gamma im Sternbild der Leier, etwa 2000 Lj entfernt, als einen bleichen Ring ohne Details.

Was wir durch das Fernrohr als Ring sehen, ist in Wahrheit die Projektion einer nahezu kugelförmigen Gashülle um den Zentralstern, die mit 40 km/s in den Raum expandiert und durch die UV-Strahlung des heißen Zentralsterns zum Leuchten angeregt wird. Das Spektrum der farbigen Gashülle zeigt typische Linien des ionisierten Sauerstoffs (grün), Stickstoffs (rot), Heliums (blau), und Wasserstoffs. Die Gasschale wurde vor ca. 20000 Jahren abgestoßen. Der Stern hat jetzt eine Oberflächentemperatur von 70000 K und strebt seinem Endstadium zu. Die Erscheinung dokumentiert ein normales Stadium in der Entwicklung eines nicht zu massereichen Sterns beim Übergang vom Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg. Dieser kühlt dann innerhalb von 1 Mio. Jahren aus. So ist auch der Nebel selbst nur eine vorübergehende Erscheinung von einigen 10000 Jahren, bei weiterer Verdünnung in den interstellaren Raum wird er unsichtbar. Bild: NASA.

 


 

Der Crab-Nebel M 1

 

Der Crab-Nebel im Sternbild des Stier ist der Überrest einer Supernova, die sich im Jahre 1054 ereignet hat. Weil dieses Objekt jedoch ca. 6000 Lj von uns entfernt steht, hat sich die kosmische Katastrophe in Wirklichkeit schon vor etwa 7000 Jahren ereignet. Das Überbleibsel der Crab-SN  dehnt sich auch heute noch mit einer Geschwindigkeit von ca. 1000 km/s aus, und hat einen Durchmesser von etwa 8 Lj. (Bild: NASA).

Eine SN ist eine apokalyptische Erscheinung im Leben eines massereichen Sterns. Sie makiert den endgültigen Zusammenbruch nach einer Reihe von Fusionsphasen, bei denen der Riesenstern im Zustand des „Schalenbrennens“ immer höhere Elemente bis zum Eisen hinauf aufbaut. Am Ende kann der nachlassende Gasdruck gegenüber dem Gravitationsdruck nicht mehr das Gleichgewicht halten und der Stern kollabiert. Die innerhalb von Sekunden freiwerdenden gigantischen Energiemengen führen zu einer gewaltigen Explosion. Die Leuchtkraft einer SN kann die von Milliarden normaler Sterne übertreffen. Dabei wird soviel Materie in den Raum hinausgeschleudert wie zur Bildung einiger Sonnensysteme notwendig wäre. Übrig bleibt schließlich ein kleiner, ultra­kompakter Neutronenstern, der in jedem cm³ die Masse des Zugspitzmassivs enthält.

 


Der Orionnebel M42

Der 1700 Lj entfernte Orionnebel kann in einer extrem klaren Nacht schon mit bloßem Auge im Schwert des Orion gesehen werden. Er setzt sich zu 60% aus Wasserstoff, zu 38% aus Helium und zu 2% aus staubförmigen Bestandteilen zusammen, wobei er einen Durchmesser von 30-50 Lichtjahren im Kernbereich besitzt. Obwohl der Kernbereich Gas und Staub von fast 300 Sonnenmassen enthält, ist das Material dünner, als ein Laborvakuum auf der Erde! Dieser ca. 1,5  Grad messende Bereich ist es auch, den normale Bilder des Nebels zeigen. (In schwächerer Form bedeckt der Nebel das ganze Sternbild des Orion)!

Man erkennt einen scharfbegrenzten, dunklen Keil nahe dem Helligkeitszentrum. An der Spitze dieses Keils befindet sich das berühmte Trapez, das von dem Vierfachstern J1 gebildet wird. (Auf der Abbildung wegen Überbelichtung des Zentralbereichs nicht zu sehen). Die Trapezsterne sind junge, extrem heiße Sterne, der größte leuchtet bei 20 Sonnenmassen 100 000 mal heller als die Sonne, seine Oberflächen­temperatur beträgt 25 000°C. Man vermutet eine Sterndichte im Zentrum vom M42 von rund 70 Sternen pro Kubiklichtjahr, das ist 20 000 mal höher als in der Sonnenumgebung. Innerhalb eines Bereichs von nur 5 Bogen­minuten stehen im Nebelzentrum 300 junge, helle Sterne, deren intensive UV-Strahlung das Wasserstoffgas in der Wolke auf über 10 000°C aufheizt, und es zum Leuchten anregt. Die verschiedenen Farben des Nebels werden durch die unterschiedlichen Elemente erzeugt, das rote Licht z.B. durch die Hα- Linie des Wasserstoffs.

Für die Wissenschaft ist der Orionnebel als sehr junges Gebilde (viele der eingebetteten Sterne sind jünger als 1 Mio. Jahre) höchst interessant, um Theorien über die Sternentstehung zu prüfen. Nachdem vom Hubble-Weltraumteleskop Bilder des Orionnebels von fantastischem Detailreichtum geliefert wurden, konnte man tatsächlich kleine, dunkle Scheiben mit rotglühenden Zentren erkennen, eindeutig Staubwolken, in deren Innerem bereits eine junge Sonne zu glühen anfängt!

Mit Radioteleskopen konnte man im Orionnebel komplizierte organische Moleküle nachweisen (Ameisensäure, Vinylcyanid, Methylalkohl). Das bedeutet zwar noch kein Leben, jedoch sind im Orionnebel offensichtlich alle Zutaten für eine biologische Evolution vorhanden. Vielleicht entsteht in den nächsten Jahrmilliarden sogar intelligentes Leben auf einem der zahlreichen Planetensysteme, die sich heute aus den dunklen Staubscheiben bilden. Diese Planeten werden dann aber in weite Entfernung gedriftet sein, und den Orionnebel wird es auch nicht mehr geben. Sein Material ist dann längst zu Sternen verarbeitet, und der Rest wird durch den Druck des Sternenwindes in alle Richtungen zerstoben sein!


Die Plejaden

Die Plejaden im Sternbild Stier (Taurus) sind wohl der eindrucksvollste Sternhaufen des nördlichen Himmels. Im Gegensatz zu den Kugelsternhaufen im Halo handelt es sich hier um einen "offenen" Sternhaufen in der Scheibe der Milchstraße. Der Betrachter erkennt mit bloßem Auge etwa 6 oder 7 Sterne, wobei der Haufen insgesamt ca. 300 Sterne umfasst. Die Zugehörigkeit zu einem Haufen wird festgestellt, indem man die Eigenbewegung der einzelnen Sterne vermisst. Stimmen sie in etwa überein, so ist damit gezeigt, dass diese Sterne zur selben physikalischen Assoziation gehören.

In der Milchstraße gibt es mehrere hundert Sternhaufen, die sich in verschieden fortgeschrittenen Stadien ihrer Entwicklung befinden. Innerhalb der Haufen haben die Sterne jeweils etwa das gleiche Alter, da sie miteinander in einem sukzessiven Fraktionierungsprozess entstanden sind. So bilden Sternhaufen ein ideales Laboratorium, um die Entwicklung der Sterne zu untersuchen.

Die Plejaden stellen den uns nächstliegenden Sternhaufen dar, nur ca. 400 Lj. entfernt. Die extrem jungen Sterne in diesem Haufen haben sich erst vor etwa 70 Mio. Jahren gebildet. Hauptstern der Plejaden ist der 4-fache Stern Alcyone. Zwei seiner Begleiter sieht man direkt an seinem Leuchtkranz; der dritte liegt innerhalb und wird überstrahlt. Auf lang belichteten Aufnahmen werden eigenartige, zarte Nebelschleier sichtbar; Farbaufnahmen zeigen die schwachen Nebel in einem kräftigen Blau als Folge von Streuungen des Sternlichts an zahllosen kleinen Staubpartikeln zwischen den Sternen. Viele dieser Partikel müssen kleiner als 500 nm sein, weil sie dann nach den Gesetzen der Rayleigh-Streuung die kurzen Wellenlängen so dominant streuen; daher die intensiv blaue Farbe. Derselbe Mechanismus erzeugt das uns allen bekannte Himmelsblau bei der Streuung des Sonnenlichts in unserer irdischen Atmosphäre. Die Reflexionsnebel hat man ursprünglich für Überbleibsel der Sternent­stehung gehalten. Heute ist man der Meinung, dass der Sternenhaufen in die Außenregionen einer größeren Molekül­wolke abgedriftet ist, wo die Strahlung seiner hellen Sterne entsprechend mit den Staubwolken wechselwirkt. Zudem gibt es die Hypothese, dass die Reflexionsnebel aufgrund der hohen Rotations­geschwindigkeit der Plejadensterne (über 200 km/s), durch fortgesetzte Abstoßung von Gashüllen entstanden sind. Die Sternhaufen in der Galaxis besitzen nicht immer die nötige Gesamtmasse, um ihre Mitglieder durch die Gravitation zusammen­zuhalten. Bewegt sich ein Stern zufällig schneller als der Durchschnitt, so kann er dem Haufen entweichen. Nach ein paar Milliarden Jahren sind die einzelnen Sterne dann so weit voneinander getrennt, dass sich der Sternhaufen als solcher aufgelöst hat.


 

Der Pferdekopfnebel

 

Eine der schönsten Erscheinungen am nördlichen Sternhimmel ist zweifellos der Pferdekopfnebel B33. Im Fernrohr sieht man dieses Gebilde nur in sehr klaren Nächten, wenn sich das Auge voll an die Dunkelheit adaptiert hat. Zudem sollte das Fernrohr recht lichtstark sein. Auch wenn man das Glück hat, dass alle diese Bedingungen erfüllt sind, muss man auf die wunderschöne rote und blaue Farbe verzichten: bei derart lichtschwachen Objekten sieht das Auge nur hell-dunkel, und keine Farben. Ganz anders aber, wenn mit einem guten Farbfilm eine mehrstündig belichtete Aufnahme erstellt wird. War hier der Himmel genügend dunkel, so summiert sich das Licht auf dem Film zu einem überwältigenden Kunstwerk der Schöpfung.

Der "Pferdekopf" ist ein ca. 3 Lj durchmessender Auswuchs eines riesigen Dunkelnebels, der etwa 1000 Lj von der Erde entfernt ist. Diese Wolke aus Staub und Gasmolekülen wird von oben von dem extrem heißen Stern Sigma Orionis beleuchtet, dessen Strahlung die Molekülwolke "verdampft", und zum Leuchten anregt. Der Stern Sigma Orionis, dessen Oberflächentemperatur mit 15 000°C die Temperatur der Sonne um das dreifache übersteigt, befindet sich nicht im gezeigten Bildausschnitt. Infolge seiner starken UV-Strahlung werden die Wasserstoffatome in der Gaswolke zur Emission der roten Hα-Linie des Wasserstoffs angeregt, was dem Nebel das typische Erscheinungsbild eines Emissionsnebels verleiht, und den schönen roten Hintergrund ergibt, vor dem sich der schwarze Pferdekopf abzeichnet. Der Pferdekopf ist ein Auswuchs des Dunkelnebels, der den unteren Bildteil einnimmt. Den im Bild sichtbaren rot emittierenden Teil bezeichnet man als IC 434.

Unterhalb des Pferdekopfs setzt sich die große Dunkelwolke fort, bei der es sich um ein Sternentstehungsgebiet handelt. Im Inneren der Wolke bilden sich durch Zusammenballung von Staub und Gas neue Sterne. Links unten befindet sich ein heller Stern nicht sehr tief in der Wolke, so dass sein blaues Licht gerade noch nach draußen dringen kann, und zu dem blauen "Reflexionsnebel" IC 435 bzw. NGC 2023 führt. Das Material, aus dem die Dunkelwolke besteht, befand sich milliarden Jahre zuvor im Inneren von großen Sternen, viele Elemente höherer Ordnung sind erst dort durch Kernfusion entstanden. Beim Tod dieser Sterne wurde das Material durch unvorstellbare Explosionen freigesetzt.

Obwohl den einzelnen sichtbaren Strukturen des Objekts verschiedene Katalognummern zugeordnet wurden, handelt es sich doch um Erscheinungen derselben großen Dunkelwolke, deren Ausdehnung weit über den Ausschnitt des Bildes hinausgeht. Der kleine pferdekopfförmige Auswuchs dieser Wolke dreht sich übrigens mit ca. 22km/s, und wird daher sein typisches Aussehen mit der Zeit verlieren, auch wenn es dann keine Menschen mehr gibt, die ihn beobachten!

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