Nebel (Astronomie)

Herkunft

Ein Nebel besteht in der Regel aus Wasserstoffgas und Plasma. Er kann die erste Stufe des Zyklus eines Sterns sein, aber auch eine der letzten Phasen.

Viele Nebel oder Sterne entstehen durch den gravitativen Kollaps von Gas im interstellaren Medium oder ISM. Wenn sich das Material zusammenzieht, können sich im Zentrum massereiche Sterne bilden, und ihre ultraviolette Strahlung ionisiert das umgebende Gas und macht es bei optischen Wellenlängen sichtbar.

Die Größe dieser Nebel, die als H II-Regionen bezeichnet werden, variiert je nach der Größe der ursprünglichen Gaswolke. Dies sind Orte, an denen Sternentstehung stattfindet. Die entstandenen Sterne werden manchmal als junge, lockere Sternhaufen bezeichnet.

Einige Nebel entstehen als Ergebnis von Supernova-Explosionen, dem Todeskampf massereicher, kurzlebiger Sterne. Die von der Supernova-Explosion abgeworfenen Materialien werden durch die Energie und das kompakte Objekt, das sie erzeugen kann, ionisiert. Eines der besten Beispiele dafür ist der Krebsnebel in Taurus. Das Supernova-Ereignis wurde im Jahr 1054 aufgezeichnet und trägt die Bezeichnung SN 1054. Das kompakte Objekt, das nach der Explosion entstand, liegt im Zentrum des Krebsnebels und ist ein Neutronenstern.

Andere Nebel können sich als planetarische Nebel bilden. Dies ist das Endstadium des Lebens eines massearmen Sterns, wie die Sonne der Erde. Sterne mit einer Masse von bis zu 8-10 Sonnenmassen entwickeln sich zu Roten Riesen und verlieren während der Pulsationen in ihrer Atmosphäre langsam ihre äußeren Schichten. Wenn ein Stern genug Material verloren hat, steigt seine Temperatur, und die von ihm ausgesandte ultraviolette Strahlung kann den umgebenden Nebel, den er abgeschleudert hat, ionisieren. Der Nebel besteht zu 97% aus Wasserstoff und 3% aus Helium mit Spurenstoffen.

In der Vergangenheit wurden Galaxien und Sternhaufen auch 'Nebel' genannt, aber heute nicht mehr. Nebel lassen sich danach sortieren, wie sie aussehen und warum wir sie sehen können.

Sternentstehungsgebiete und diffuse Nebel

Große Regionen von ionisiertem Wasserstoffgas werden von Sternentstehungsgebieten erzeugt. Nebel sind oft Sternentstehungsgebiete, wie zum Beispiel im Orion-Komplex. In diesen Regionen zieht die Gravitation Gas und Staub zusammen. Material verklumpt zu größeren Massen, die weitere Materie anziehen. Schließlich wird diese massereich genug, um Sterne zu bilden. Das übrig gebliebene Material kann Planeten und andere Objekte des Planetensystems bilden.

Emissionsnebel / H II-Regionen

Emissionsnebel machen ihr eigenes Licht. Sie werden oft H II-Regionen genannt, weil es der ionisierte Wasserstoff ist, der sie zum Leuchten bringt. Normalerweise sind die Gase in einem Emissionsnebel ionisiert. Dadurch geben sie Licht und Infrarotstrahlung ab.

Reflexionsnebel

Reflexionsnebel reflektieren Licht von nahen Sternen.

Dunkle Nebel

Dunkle Nebel senden kein Licht aus und reflektieren kein Licht. Sie blockieren das Licht von Sternen, die weit entfernt sind.

Der dunkle Nebel Rho Ophiuchi Wolkenkomplex


Vier planetarische Nebel

Planetarische Nebel

Planetarische Nebel sind recht häufig, da sie von Roten Riesensternen spät in ihrem Leben erzeugt werden. Diese Sterne werden gewöhnlich zu Weißen Zwergen und hinterlassen eine sich ausdehnende Kugel aus ionisiertem Gas, die wir als einen ungefähr kreisförmigen hellen Nebel sehen.

Supernova-Überreste

Eine Supernova entsteht, wenn ein massereicher Stern das Ende seiner Lebensdauer erreicht. Wenn die Kernfusion im Kern des Sterns aufhört, kollabiert und explodiert der Stern. Die sich ausdehnende Gashülle bildet einen Supernova-Überrest. Der Krebsnebel ist ein Supernova-Überrest, der wahrscheinlich 1054 n. Chr. explodiert ist. Die Licht- und Röntgenemission der Supernova-Überreste stammt aus ionisiertem Gas. Es gibt eine riesige Menge an Radioemission, die als Synchrotronemission bezeichnet wird. Diese Emission stammt von Hochgeschwindigkeitselektronen, die in Magnetfeldern oszillieren.