Erläuterungen

ngc6888-final2 - KopieEmissionsnebel wie der hier abgebildete Mondsichel- oder Cresent-Nebel sind Wolken interstellaren Gases, die selbst Licht in verschiedensten Farben emittieren. Damit unterscheiden sie sich von Reflexionsnebeln, die lediglich eingestrahltes Licht reflektieren. Die Energiequelle, die den Nebel zum Leuchten anregt, sind üblicherweise hochenergetische Photonen eines oder mehrerer benachbarter heißer Sterne. Im Falle des Cresentnebels ist der Verursacher der harten UV-Strahlung ein sogenannter Wolf-Rayet-Stern. Als Wolf-Rayet-Sterne werden die freigelegten Kerne massereicher Sterne, also von Sternen, die zwischen 10 — 265 Sonnenmassen haben, bezeichnet. Ihre enorme Oberflächentemperatur von 30.000 bis 120.000 K bedingt einen gewaltigen Strahlungsdruck auf seine äußeren Hüllen, die infolge dieser heftigen Sternwinde mit Geschwindigkeiten von bis zu 4000 km/s vom Kern weggetrieben werden. Infolge der enormen Masse solcher Sterne kollabieren ihre Kern sobald die Fusionsprozesse im Inneren zum Erliegen kommen zu schwarzen Löchern.

M45-63min-Iso800Reflexionsnebel wie im hier Bild der Plejaden zu sehen sind Wolken interstellaren Staubs, die das Licht benachbarter Sterne „reflektieren“.

Im Falle der Plejaden sind dies Reste der Molekülwolke aus der die Sterne dieses, nach astronomischen Maßstäben sehr jungen offenen Sternhaufens sich vor ca. 100 Millionen Jahren gebildet haben.

flammen+pferdekopfnebelAls Dunkelwolken werden große Ansammlungen von Gasen und Staubpartikeln bezeichnet, die nicht vom Licht naher Sterne zum Leuchten angeregt werden oder dieses reflektieren. Ein bekanntes Beispiel ist der hier abgebildete Pferdekopfnebel B3, der das Licht des sich hinter ihm befindenden Emmisionsnebel IC 434 verschluckt. Die größten Dunkelwolken sind mit bloßem Auge als dunkle Flecken gegen den helleren Hintergrund der Milchstraße wahrnehmbar. Man vermutet, dass im Inneren von Dunkelwolken hoher Dichte, den sogenannten Globulen, neue Sterne entstehen. Ein Beispiel hierfür wären die Säulen der Schöpfung im Adlernebel.

Planetarische Nebel wie der hier M-27-finalabgebildete Hantelnebel bestehen aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird. Der Name ist historisch bedingt und irreführend. Die Bezeichnung stammt daher, dass ihr Anblick in den frühen Teleskopen an ferne Gasplaneten erinnerten. Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr kurz. Planetarische Nebel spielen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxis, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Calcium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert.

NGC_6995_Hexenhand - KopieSupernovaüberrest, ein Emissionsnebel, der durch die Explosion eines Riesensterns entsteht (Gas- und Plasmareste).

Im Falle der nebenstehend abgebildeten Hexenhand liegt die Sache ein wenig anders. Die Emisionen des Gases werden dadurch erzeugt, dass die Schockwelle der SN das interstellare Gas komprimieren.

Sternentstehungsgebiet (H-II-Gebiet), NGC 2239 Rosettennebeleine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas mit einem Durchmesser von manchmal mehreren hundert Lichtjahren, in der die Sternentstehung stattfindet. Junge, heiße, blaue Sterne, die durch lokale Verdichtungen in dieser Gaswolke entstanden sind, senden große Mengen ultraviolettes Licht aus, das den Nebel um sie ionisiert. In H-II-Gebieten entstehen tausende neuer Sterne in einer Zeitperiode von einigen Millionen Jahren. Am Ende führen jedoch Sternwinde der massereichsten Sterne oder vereinzelte Supernova-Explosionen dazu, dass das Gas des H-II-Gebietes zerstreut wird. Zurück bleibt ein Offener Sternhaufen wie die am Winterhimmel sichtbaren Plejaden oder der Sternhaufen NGC 2244 im Zentrum des Rosettennebel (nebenstehend abgebildet). H-II-Gebiete können im Universum noch in sehr großen Entfernungen wahrgenommen werden. Deshalb ist die Untersuchung von extragalaktischen H-II-Gebieten hilfreich, um die Entfernung und chemische Zusammensetzung der anderen Galaxien zu ermitteln.

Ein Kugelsternhaufen ist eine enge, M13+NGC6207kugelförmige Ansammlung sehr vieler Sterne, die untereinander gravitativ gebunden sind. Typische Größen sind einige 100.000 bis zu mehr als einer Million Sterne. Die nebenstehende Abbildung zeigt M 13, den hellsten Kugelsternhaufen am Nordhimmel, die Anzahl seiner Mitgliedssterne beläuft sich zur Zeit auf über eine Million. Gegenseitige Bahnveränderungen sind im dicht bevölkerten Zentrum häufig, was die sphärische Gestalt zur Folge hat. Kugelsternhaufen sind ihrerseits gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich weiträumig bewegen. Sie bestehen vorwiegend aus alten, roten Sternen, die nur wenige schwere Elemente enthalten („Metallarmut“). Dies unterscheidet sie deutlich von offenen Sternhaufen, die zu den jüngsten Bildungen in Galaxien gehören.

Kugelsternhaufen kommen häufig vor. Im Halo der Milchstraße wurden bereits rund 150 von ihnen gefunden und man schätzt, dass noch 10–20 weitere unentdeckt sind. Die Sterne solcher Haufen – sogenannte extreme Population-II-Sterne – sind alle ungefähr gleich alt und zeigen keine Spektrallinien von schwereren Elementen, die Astronomen sprechen von geringer Metallizität. Diese Spektren bedeuten ein hohes Sternalter, da sich die schweren Elemente erst im Laufe der Jahrmilliarden z. B. durch Supernovae bilden. Alte Sterne, die im frühen Universum entstanden sind, können in ihren Hüllen kaum solche Elemente enthalten. Junge Sterne, insbesondere Population-I-Sterne, sind hingegen „recycelt“: sie wurden aus Material geformt, das z. T. bereits in älteren Sternen zu schweren Elementen geschmolzen wurde.

Obwohl die Sterne in Kugelsternhaufen zu den ersten gehörten, die sich in Galaxien bildeten, sind ihre Ursprünge und ihre Rolle in der galaktischen Evolution immer noch unklar. Inzwischen geht man davon aus, dass sich Kugelsternhaufen signifikant von elliptischen Zwerggalaxien unterscheiden und sich eher als Teil einer Galaxie gebildet haben denn als einzelne separate Galaxie.

Als offene Sternhaufen werdenDoppelcluster Ansammlungen von etwa zwanzig bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, die sich aus derselben Riesen-Molekülwolke gebildet haben. Nebenstehend ist der Doppelcluster h+x-Persei zu sehen. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch die geringere Sterndichte. Offene Sternhaufen findet man nur in Spiral- oder irregulären Galaxien, in denen noch Sternbildung stattfindet (wofür z.B. elliptische Galaxien zu alt sind). Die Haufen sind selten älter als ein paar hundert Millionen Jahre. Junge offene Sternhaufen können sich immer noch in jener Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt, und es entsteht ein ionisiertes H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der jungen Sterne dazu, dass die Molekülwolke allmählich zerstreut wird.

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