Nebel - Nebula

Die " Säulen der Schöpfung " aus dem Adlernebel . Beweise vom Spitzer-Teleskop deuten darauf hin, dass die Säulen möglicherweise bereits durch eine Supernova- Explosion zerstört wurden , aber das Licht, das uns die Zerstörung zeigt, wird die Erde erst in einem weiteren Jahrtausend erreichen.

Ein Nebel ( lateinisch für 'Wolke' oder 'Nebel'; Pl. Nebel , Nebel oder Nebel ) ist ein getrennter Körper interstellarer Wolken (der aus kosmischem Staub , Wasserstoff , Helium , Molekülwolken bestehen kann ; möglicherweise als ionisierte Gase ). Ursprünglich wurde der Begriff verwendet, um alle diffusen astronomischen Objekte zu beschreiben , einschließlich Galaxien jenseits der Milchstraße . Die Andromeda-Galaxie zum Beispiel wurde einst als Andromeda-Nebel (und Spiralgalaxien im Allgemeinen als "Spiralnebel") bezeichnet, bevor die wahre Natur der Galaxien im frühen 20. Jahrhundert von Vesto Slipher , Edwin Hubble und anderen bestätigt wurde. Edwin Hubble entdeckte, dass die meisten Nebel mit Sternen verbunden sind und von Sternenlicht beleuchtet werden. Er half auch dabei, Nebel nach der Art der von ihnen erzeugten Lichtspektren zu kategorisieren.

Die meisten Nebel sind von enormer Größe; einige haben einen Durchmesser von Hunderten von Lichtjahren . Ein von der Erde aus für das menschliche Auge sichtbarer Nebel würde aus der Nähe zwar größer, aber nicht heller erscheinen. Der Orion-Nebel , der hellste Nebel am Himmel und ein Gebiet, das doppelt so groß ist wie der Winkeldurchmesser des Vollmonds, kann mit bloßem Auge gesehen werden, wurde aber von frühen Astronomen übersehen. Obwohl dichter als der sie umgebende Raum, sind die meisten Nebel weit weniger dicht als jedes Vakuum, das auf der Erde erzeugt wird – eine Nebelwolke von der Größe der Erde hätte eine Gesamtmasse von nur wenigen Kilogramm . Viele Nebel sind durch Fluoreszenz durch eingebettete heiße Sterne sichtbar, andere sind so diffus, dass sie nur mit Langzeitbelichtungen und speziellen Filtern entdeckt werden können. Einige Nebel werden von variablen Sternen von T Tauri variabel beleuchtet . Nebel sind oft Sternentstehungsgebiete, wie etwa in den „ Säulen der Schöpfung “ im Adlernebel . In diesen Regionen „klumpen“ die Formationen von Gas, Staub und anderen Materialien zu dichteren Regionen zusammen, die weitere Materie anziehen und schließlich dicht genug werden, um Sterne zu bilden . Es wird angenommen, dass das verbleibende Material Planeten und andere Planetensystemobjekte bildet .

Beobachtungsgeschichte

Teil des Carina-Nebels

Um 150 n. Chr. verzeichnete Ptolemäus in den Büchern VII–VIII seines Almagest fünf Sterne, die nebulös erschienen. Er bemerkte auch eine Nebelregion zwischen den Sternbildern Ursa Major und Löwe , die keinem Stern zugeordnet war . Der erste echte Nebel, der sich von einem Sternhaufen unterscheidet , wurde von dem persischen Astronomen Abd al-Rahman al-Sufi in seinem Buch der Fixsterne (964) erwähnt. Er bemerkte "eine kleine Wolke", in der sich die Andromeda-Galaxie befindet. Er katalogisierte auch den Sternhaufen Omicron Velorum als "Nebelstern" und andere nebulöse Objekte wie den Brocchi-Cluster . Die Supernova , die den Krebsnebel schuf , die SN 1054 , wurde 1054 von arabischen und chinesischen Astronomen beobachtet .

1610 entdeckte Nicolas-Claude Fabri de Peiresc den Orionnebel mit einem Teleskop. Dieser Nebel wurde 1618 auch von Johann Baptist Cysat beobachtet . Die erste detaillierte Studie des Orionnebels wurde jedoch erst 1659 von Christiaan Huygens durchgeführt , der auch glaubte, dieser Nebel als erster entdeckt zu haben.

1715 veröffentlichte Edmond Halley eine Liste von sechs Nebeln. Diese Zahl stieg im Laufe des Jahrhunderts stetig an, wobei Jean-Philippe de Cheseaux 1746 eine Liste von 20 (darunter acht bisher unbekannte) zusammenstellte. Von 1751 bis 1753 katalogisierte Nicolas-Louis de Lacaille 42 Nebel vom Kap der Guten Hoffnung , die meisten davon waren bisher unbekannt. Charles Messier erstellte dann bis 1781 einen Katalog von 103 "Nebeln" (heute Messier-Objekte genannt , zu denen auch Galaxien gehörten), die heute als Galaxien bekannt sind; sein Interesse galt der Entdeckung von Kometen , und das waren Objekte, die man mit ihnen verwechseln konnte.

Die Zahl der Nebel wurde dann durch die Bemühungen von William Herschel und seiner Schwester Caroline Herschel stark erhöht . Ihr Katalog von Tausend neuen Nebeln und Sternhaufen wurde 1786 veröffentlicht. Ein zweiter Katalog von Tausend wurde 1789 veröffentlicht und der dritte und letzte Katalog von 510 erschien 1802. Während eines Großteils ihrer Arbeit glaubte William Herschel, dass diese Nebel waren lediglich unaufgelöste Sternhaufen. Im Jahr 1790 entdeckte er jedoch einen von Nebel umgebenen Stern und kam zu dem Schluss, dass dies ein echter Nebel war und kein weiter entfernter Haufen.

Ab 1864 untersuchte William Huggins die Spektren von etwa 70 Nebeln. Er fand heraus, dass etwa ein Drittel von ihnen das Emissionsspektrum eines Gases aufwies . Der Rest zeigte ein kontinuierliches Spektrum und wurde daher für eine Masse von Sternen gehalten. Eine dritte Kategorie wurde 1912 hinzugefügt, als Vesto Slipher zeigte, dass das Spektrum des Nebels, der den Stern Merope umgab, mit den Spektren des offenen Sternhaufens der Plejaden übereinstimmte . Somit strahlt der Nebel durch reflektiertes Sternenlicht.

Um 1923, nach der Großen Debatte , war klar geworden, dass viele "Nebel" tatsächlich Galaxien waren, die weit von unseren entfernt waren.

Slipher und Edwin Hubble sammelten weiterhin die Spektren von vielen verschiedenen Nebeln und fanden 29, die Emissionsspektren zeigten und 33, die kontinuierliche Spektren von Sternenlicht aufwiesen. 1922 gab Hubble bekannt, dass fast alle Nebel mit Sternen verbunden sind und ihre Beleuchtung vom Sternenlicht stammt. Er entdeckte auch, dass die Emissionsspektrumnebel fast immer mit Sternen mit Spektralklassifikationen von B oder heißer (einschließlich aller O-Typ-Hauptreihensterne ) verbunden sind, während Nebel mit kontinuierlichen Spektren mit kühleren Sternen auftreten. Sowohl Hubble als auch Henry Norris Russell kamen zu dem Schluss, dass die Nebel, die die heißeren Sterne umgeben, in irgendeiner Weise transformiert werden.

Formation

NGC 604 , ein Nebel in der Triangulum-Galaxie

Für die verschiedenen Nebelarten gibt es eine Vielzahl von Entstehungsmechanismen. Einige Nebel entstehen aus Gas, das sich bereits im interstellaren Medium befindet, während andere von Sternen erzeugt werden. Beispiele für ersteren Fall sind riesige Molekülwolken , die kälteste und dichteste Phase interstellaren Gases, die sich durch Abkühlung und Kondensation von diffuseren Gasen bilden kann. Beispiele für den letzteren Fall sind planetarische Nebel, die aus Material gebildet werden, das ein Stern in den späten Stadien seiner Sternentwicklung abgeworfen hat .

Sternentstehungsregionen sind eine Klasse von Emissionsnebeln, die mit riesigen Molekülwolken verbunden sind. Diese bilden sich, wenn eine Molekülwolke unter ihrem eigenen Gewicht kollabiert und Sterne erzeugt. Im Zentrum können sich massereiche Sterne bilden, deren ultraviolette Strahlung das umgebende Gas ionisiert und es bei optischen Wellenlängen sichtbar macht . Die Region aus ionisiertem Wasserstoff, die die massereichen Sterne umgibt, wird als H II-Region bezeichnet, während die Hüllen aus neutralem Wasserstoff, die die H II-Region umgibt, als Photodissoziationsregion bekannt sind . Beispiele für Sternentstehungsgebiete sind der Orionnebel , der Rosettennebel und der Omeganebel . Rückmeldungen von der Sternentstehung in Form von Supernova-Explosionen massereicher Sterne, Sternwinden oder ultravioletter Strahlung massereicher Sterne oder Ausflüsse von massearmen Sternen können die Wolke stören und den Nebel nach mehreren Millionen Jahren zerstören.

Andere Nebel bilden sich als Folge von Supernova- Explosionen; der Todeskampf massereicher, kurzlebiger Sterne. Die von der Supernova-Explosion abgeworfenen Materialien werden dann durch die Energie und das kompakte Objekt, das ihr Kern produziert, ionisiert. Eines der besten Beispiele dafür ist der Krebsnebel im Stier . 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 sein Kern ist jetzt ein Neutronenstern .

Noch andere Nebel bilden sich als planetarische Nebel . Dies ist die letzte Phase des Lebens eines massearmen Sterns, wie der der Sonne der Erde. Sterne mit einer Masse von bis zu 8–10 Sonnenmassen entwickeln sich zu Roten Riesen und verlieren bei Pulsationen in ihrer Atmosphäre langsam ihre äußeren Schichten. Wenn ein Stern genügend Material verloren hat, steigt seine Temperatur und die von ihm ausgehende ultraviolette Strahlung kann den umgebenden Nebel, den er abgeworfen hat, ionisieren . Unsere Sonne wird einen planetarischen Nebel erzeugen und sein Kern wird in Form eines Weißen Zwergs zurückbleiben .

Typen

Klassische Typen

Objekte namens Nebel gehören zu 4 Hauptgruppen. Bevor ihre Natur verstanden wurde, wurden Galaxien ("Spiralnebel") und Sternhaufen, die zu weit entfernt waren, um als Sterne aufgelöst zu werden, ebenfalls als Nebel klassifiziert, sind es aber nicht mehr.

Nicht alle wolkenartigen Strukturen werden Nebel genannt; Herbig-Haro-Objekte sind ein Beispiel.

Flussnebel

Diffuse Nebel

Der Carinanebel ist ein Beispiel für einen diffusen Nebel

Die meisten Nebel können als diffuse Nebel bezeichnet werden, was bedeutet, dass sie ausgedehnt sind und keine klar definierten Grenzen enthalten. Diffuse Nebel können in Emissionsnebel , Reflexionsnebel und Dunkelnebel eingeteilt werden .

Sichtbare Lichtnebel können in Emissionsnebel unterteilt werden, die Spektrallinienstrahlung von angeregtem oder ionisiertem Gas (meist ionisiertem Wasserstoff ) emittieren ; sie werden oft als H II -Regionen bezeichnet , wobei sich H II auf ionisierten Wasserstoff bezieht) und Reflexionsnebel, die hauptsächlich aufgrund des von ihnen reflektierten Lichts sichtbar sind.

Reflexionsnebel selbst emittieren keine signifikanten Mengen an sichtbarem Licht, befinden sich jedoch in der Nähe von Sternen und reflektieren das Licht von ihnen. Ähnliche Nebel, die nicht von Sternen beleuchtet werden, zeigen keine sichtbare Strahlung, können aber als undurchsichtige Wolken erkannt werden, die das Licht von leuchtenden Objekten dahinter blockieren; sie werden dunkle Nebel genannt .

Obwohl diese Nebel bei optischen Wellenlängen unterschiedliche Sichtbarkeit haben, sind sie alle helle Quellen von Infrarotstrahlung , hauptsächlich vom Staub in den Nebeln.

Planetarische Nebel

Der Austernnebel ist ein planetarischer Nebel im Sternbild Camelopardalis

Planetarische Nebel sind die Überreste der letzten Stadien der Sternentwicklung für Sterne mit geringerer Masse. Entwickelte asymptotische Riesenaststerne stoßen ihre äußeren Schichten aufgrund starker Sternwinde nach außen und bilden so gasförmige Hüllen, während sie den Kern des Sterns in Form eines Weißen Zwergs zurücklassen . Die Strahlung des heißen Weißen Zwergs regt die ausgestoßenen Gase an und erzeugt Emissionsnebel mit Spektren, die denen von Emissionsnebeln in Sternentstehungsregionen ähnlich sind. Sie sind H II-Regionen , weil hauptsächlich Wasserstoff ionisiert ist, aber planetarische sind dichter und kompakter als Nebel in Sternentstehungsregionen.

Planetarische Nebel erhielten ihren Namen von den ersten astronomischen Beobachtern, die sie zunächst nicht von Planeten unterscheiden konnten und sie mit Planeten verwechselten, die für sie von größerem Interesse waren. Es wird erwartet, dass unsere Sonne etwa 12 Milliarden Jahre nach ihrer Entstehung einen planetarischen Nebel hervorbringt.

Protoplanetarer Nebel

Der Westbrook-Nebel ist ein Beispiel für einen protoplanetaren Nebel im Sternbild Auriga

Ein protoplanetarer Nebel (PPN) ist ein astronomisches Objekt in der kurzlebigen Episode während der schnellen Sternentwicklung eines Sterns zwischen der späten asymptotischen Riesenzweigphase (LAGB) und der folgenden Phase des planetarischen Nebels (PN). Während der AGB-Phase erleidet der Stern einen Massenverlust und emittiert eine zirkumstellare Hülle aus Wasserstoffgas. Wenn diese Phase zu Ende geht, tritt der Stern in die PPN-Phase ein.

Das PPN wird vom Zentralstern mit Energie versorgt, wodurch es starke Infrarotstrahlung emittiert und zu einem Reflexionsnebel wird. Kollimierte Sternwinde von der zentralen Sternform und schocken die Hülle in eine axialsymmetrische Form, während ein sich schnell bewegender molekularer Wind erzeugt wird. Der genaue Punkt, an dem ein PPN zu einem planetarischen Nebel (PN) wird, wird durch die Temperatur des Zentralsterns definiert. Die PPN-Phase dauert an, bis der Zentralstern eine Temperatur von 30.000 K erreicht hat, danach ist er heiß genug, um das umgebende Gas zu ionisieren.

Supernova-Überreste

Der Krebsnebel , ein Beispiel für einen Supernova-Überrest

Eine Supernova entsteht, wenn ein massereicher Stern das Ende seines Lebens erreicht. Wenn die Kernfusion im Kern des Sterns aufhört, kollabiert der Stern. Das nach innen fallende Gas prallt entweder zurück oder wird so stark erhitzt, dass es sich vom Kern aus nach außen ausdehnt und den Stern explodieren lässt. Die expandierende Gashülle bildet einen Supernova-Überrest , einen speziellen diffusen Nebel . Obwohl ein Großteil der optischen und Röntgenemission von Supernova Resten stammen aus ionisiertem Gas, eine große Menge der Radioemission ist eine Form der nicht-thermischer Emission genannt Synchrotronemissions . Diese Emission stammt von Hochgeschwindigkeitselektronen innerhalb oszillierenden Magnetfelder .

Bemerkenswerte Beispiele

Nahaufnahme des Orion-Arms , mit großen Sternverbänden (gelb), Nebeln (rot) und dunklen Nebeln ( grau ) um die lokale Blase .

Kataloge

Siehe auch

Verweise

Externe Links