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Gas und Staub


Innerhalb der Scheibe des Milchstraßensystems gibt es umfangreiche Gas- und Staubmassen. Man spricht auch von intergalaktischen Gas und Staub. Besonders im Bereich der Spiralarme wird dieses Gas an vielen Stellen durch die Ultraviolettstrahlung heißer junger Sterne zum Leuchten angeregt (ionisiert).

  • HI-Region: Interstellare Wolken aus nicht ionisiertem Wasserstoffgas. Dieser sendet bei einer Wellenlänge von 21 cm Strahlung aus.
  • HII-Region: Interstellare Wolken aus ionisiertem Wasserstoffgas, die meist im Licht des angeregten Wasserstoffes leuchten.

Emissionsnebel (Leuchtende Gasnebel)

Leuchtende Gas- und Staubnebel bestehen überwiegend aus Wasserstoff und Helium und leuchten im Licht des angeregten Wasserstoffs. Das Gas wird durch die Ultraviolettstrahlung junger, heißer und massiver Sterne (Spektralklassen O und B) ionisiert. Durch die energiereiche Ultraviolettstrahlung werden Elektronen aus den Atomen des Gases herausgeschlagen. Da Wasserstoffatome nur ein Elektron besitzen, bleibt der Atomkern zurück, der nur aus einem Proton besteht. Später verbinden sich die Elektronen wieder mit den Atomkernen. Dabei wird Energie in Form von Strahlung bei einer ganz bestimmten Wellenlänge abgegeben. Da diese Wolken zum größten Teil aus Wasserstoff bestehen, leuchten sie am hellsten im Licht des angeregten Wasserstoffes bei einer Wellenlänge von 656 Nanometern. Man spricht hier auch von Emissionsnebeln. Auf langbelichteten Fotos zeigen diese Nebel ihre charakteristische tiefrote Farbe.

Bei den Emissionsnebeln handelt es sich daher um HII-Regionen. Bekannte Emissionsnebel sind der große Orionnebel M 42, den man schon in einem Feldstecher sehen kann, oder der Lagunennebel M 8 im Sternbild Schütze.


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Der Orionnebel M 42
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey


In vielen dieser Emissionsnebel finden sich die Geburtsstätten neuer Sterne. Gelangen große Gaswolken in den Bereich eines Spiralarmes, so kommt es zu einer Verdichtung des Gases, wodurch die Sternentstehung angeregt wird. Die Spiralarme des Milchstraßensystems sind also Orte, wo das Gas dichter ist. Ein entstehender Stern selbst ist aber nicht sichtbar, weil entstehende Sterne in dichte Teile aus Gas und Staub eingehüllt sind. Diese erscheinen in den Emissionsnebeln als dunkle Flecken und werden auch Globulen genannt.


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Der Lagunennebel M 8 im Sternbild Schütze
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey



Reflexionsnebel

Diese Gasnebel werden nicht wie die Emissionsnebel durch die Ultraviolettstrahlung heißer Sterne zum Leuchten angeregt (ionisiert), sondern sie reflektieren nur das Licht naher Sterne. Da blaues Licht stärker gestreut wird als rotes Licht, erscheinen diese Nebel auf Farbfotos meist bläulich.

Oft treten Emissionsnebel und Reflexionsnebel auch zusammen auf. Ein Beispiel für einen Reflexionsnebel sind die Plejaden M 45 im Sternbild Stier.


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Die Plejaden M 45 im Sternbild Stier
sind ein Beispiel eines Reflexionsnebels
Ausschnitt aus dem POSS (180 x 180′)
Quelle: Digitized Sky Survey



Dunkelnebel

Es gibt auch Gaswolken, die nicht zum Leuchten angeregt werden und daher dunkel erscheinen. Solche Dunkelwolken sind z. B. für die Zweiteilung des Milchstraßenbandes am Himmel verantwortlich, da sie das Licht der dahinter liegenden Sterne verschlucken.


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Eine typische Dunkelwolke (hier bei NGC 2264)
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Eine weitere bekannte Dunkelwolke befindet sich im Sternbild Orion nahe der drei Gürtelsterne und ist als Pferdekopfnebel bekannt, da sie die Umrisse eines Pferdekopfes zeigt. Auch der Kohlensacknebel am südlichen Sternenhimmel ist eine bekannte Dunkelwolke.


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Der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Diese Dunkelnebel wurden erstmals von dem Astronom Edward Emerson Barnard Anfang des 20. Jahrhunderts beschrieben und katalogisiert. Daraus entstand der berühmte Barnard-Katalog der Dunkelnebel, der über 300 Objekte beinhaltet.



Planetarische Nebel

Sterbende Sterne blasen kurz vor ihrem Tod einen Teil ihrer äußeren Gashülle in das Weltall ab, die sich wie eine Seifenblase um den alten Stern herum ausbreitet. Wir kennen solche Gebilde als Planetarische Nebel oder Ringnebel, obwohl sie mit den Planeten nichts zu tun haben. Ihren Namen haben sie daher, weil sie in kleinen Teleskopen wie Planetenscheiben aussehen. Der bekannteste ist wohl der Ringnebel M 57 im Sternbild Leier.


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Links: Ringnebel M 57 im Sternbild Leier
Rechts: NGC 7293 im Sternbild Wassermann
Ausschnitte aus dem POSS (15 x 15′ und 45 x 45′)
Quelle: Digitized Sky Survey



Supernovaüberreste

Sterne die achtmal mehr Masse als die Sonne enthalten sprengen sich am Ende ihres Lebens mit einer unvorstellbar gewaltigen Explosion in die Luft - genannt Supernova. Bei einer solchen Supernovaexplosion werden nur die äußeren Teile des Sternes abgesprengt. Zurück bleibt der sehr massive Kern des Sterns als Neutronenstern.

Die abgesprengten Gasmassen des ehemaligen Sternes driften mit hohen Geschwindigkeiten vom Zentrum der Explosion als Supernovaüberreste weg. Der bekannteste ist der Krebsnebel M 1 im Sternbild Stier. Hier sahen die Chinesen im Jahre 1054 einen sehr hellen Stern aufleuchten, der sogar am Taghimmel sichtbar war!


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Der Krebsnebel M 1 im Sternbild Stier
Ausschnitt aus dem POSS (20 x 20′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Ein weiterer bekannter Supernovaüberrest ist der Cirrusnebel im Sternbild Schwan, auch bekannt als Cygnus-Loop. Er hat am Himmel eine scheinbare Ausdehnung von 3 mal 4 Grad. Seine große Ausdehnung ist ein Zeichen, daß dieser Supernovaüberrest schon deutlich älter sein muß als der Krebsnebel M 1. Das Alter des Cirrusnebels wird heute mit etwa 18.000 Jahren angegeben.


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Der Cirrusnebel im Sternbild Schwan
Mehrere zusammengesetzte Ausschnitte aus dem POSS (ca. 200 x 200′)
Quelle: Digitized Sky Survey

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