Nebel - Nebula

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Die " Säulen der Schöpfung " aus dem Adlernebel . Hinweise aus dem 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 eine interstellare Wolke aus Staub , Wasserstoff , Helium und anderen ionisierten Gasen . Ursprünglich wurde der Begriff verwendet, um jedes diffuse astronomische Objekt zu beschreiben , einschließlich Galaxien jenseits der Milchstraße . Die Andromeda-Galaxie wurde zum Beispiel 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.

Die meisten Nebel sind sehr groß; Einige haben einen Durchmesser von Hunderten von Lichtjahren . Ein Nebel, der für das menschliche Auge von der Erde aus sichtbar ist, würde aus der Nähe größer, aber nicht heller erscheinen. Der Orionnebel , der hellste Nebel am Himmel, der eine Fläche einnimmt, die doppelt so groß ist wie der Winkeldurchmesser des Vollmonds, kann mit bloßem Auge betrachtet werden, wurde aber von frühen Astronomen übersehen. Obwohl die meisten Nebel dichter als der sie umgebende Raum sind, sind sie weitaus weniger dicht als jedes auf der Erde erzeugte Vakuum - eine Nebelwolke von der Größe der Erde hätte eine Gesamtmasse von nur wenigen Kilogramm . Viele Nebel sind aufgrund der durch eingebettete heiße Sterne verursachten Fluoreszenz sichtbar, während andere so diffus sind, dass sie nur mit Langzeitbelichtungen und speziellen Filtern nachgewiesen werden können. Einige Nebel werden variabel von variablen T Tauri- Sternen beleuchtet . Nebel sind oft sternbildende Regionen, wie in den " Säulen der Schöpfung " im Adlernebel . In diesen Regionen "klumpen" die Formationen von Gas, Staub und anderen Materialien zusammen, um dichtere Regionen zu bilden, die weitere Materie anziehen und schließlich dicht genug werden, um Sterne zu bilden . Es wird angenommen, dass das verbleibende Material Planeten und andere Objekte des Planetensystems bildet .

Beobachtungsgeschichte

Um 150 n. Chr. Schrieb Ptolemaios in den Büchern VII - VIII seines Almagest fünf Sterne auf, die nebulös erschienen. Er bemerkte auch eine Region des Nebels zwischen den Sternbildern Ursa Major und Leo , die keinem Stern zugeordnet war . Der erste echte Nebel, der sich von einem Sternhaufen unterscheidet , wurde vom 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 Omicron Velorum- Sternhaufen als "nebulösen Stern" und andere nebulöse Objekte wie Brocchis Sternhaufen . Die Supernova , aus der der Krebsnebel entstand , der SN 1054 , wurde 1054 von arabischen und chinesischen Astronomen beobachtet .

Im Jahr 1610 entdeckte Nicolas-Claude Fabri de Peiresc den Orionnebel mit einem Teleskop. Dieser Nebel wurde auch von Johann Baptist Cysat im Jahre 1618 beobachtet. Die erste detaillierte Untersuchung des Orionnebels wurde jedoch erst 1659 von Christiaan Huygens durchgeführt , der auch glaubte, er sei der erste, der diesen Nebel entdeckte.

Im Jahr 1715 veröffentlichte Edmond Halley eine Liste von sechs Nebeln. Diese Zahl nahm im Laufe des Jahrhunderts stetig zu, und Jean-Philippe de Cheseaux stellte 1746 eine Liste von 20 (davon acht bisher nicht bekannten) zusammen. Von 1751 bis 1753 katalogisierte Nicolas-Louis de Lacaille 42 Nebel vom Kap der Guten Hoffnung , die meisten davon waren bisher unbekannt. Charles Messier stellte 1781 einen Katalog mit 103 "Nebeln" zusammen (jetzt Messier-Objekte genannt , zu denen auch sogenannte Galaxien gehörten). Sein Interesse galt der Entdeckung von Kometen , und dies waren Objekte, die für sie gehalten werden könnten.

Die Anzahl 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 nur ungelöste Sternhaufen. 1790 entdeckte er jedoch einen Stern, der von Nebel umgeben war, und kam zu dem Schluss, dass dies eher ein wahrer Nebel als ein weiter entfernter Cluster war.

Ab 1864 untersuchte William Huggins die Spektren von etwa 70 Nebeln. Er fand heraus, dass ungefähr ein Drittel von ihnen das Emissionsspektrum eines Gases hatte . Der Rest zeigte ein kontinuierliches Spektrum und bestand daher vermutlich aus einer Masse von Sternen. 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 Plejadenclusters übereinstimmte . Somit strahlt der Nebel durch reflektiertes Sternlicht.

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 die kontinuierlichen Spektren von Sternlicht hatten. Im Jahr 1922 gab Hubble bekannt, dass fast alle Nebel mit Sternen assoziiert sind und ihre Beleuchtung vom Sternenlicht ausgeht. Er entdeckte auch, dass die Emissionsspektrumnebel fast immer mit Sternen mit spektralen Klassifikationen von B oder heißer assoziiert sind (einschließlich aller Hauptreihensterne vom O-Typ ), während Nebel mit kontinuierlichen Spektren mit kühleren Sternen auftreten. Sowohl Hubble als auch Henry Norris Russell kamen zu dem Schluss, dass die die heißeren Sterne umgebenden Nebel auf irgendeine Weise transformiert werden.

Formation

Es gibt eine Vielzahl von Bildungsmechanismen für die verschiedenen Arten von Nebeln. Einige Nebel bilden sich aus Gas, das sich bereits im interstellaren Medium befindet, während andere von Sternen erzeugt werden. Beispiele für den ersteren Fall sind riesige Molekülwolken , die kälteste und dichteste Phase interstellaren Gases, die sich durch Abkühlen und Kondensation von diffuserem Gas bilden kann. Beispiele für den letzteren Fall sind planetarische Nebel, die aus Material gebildet werden, das ein Stern in späten Stadien seiner Sternentwicklung vergossen hat .

Sternentstehungsgebiete sind eine Klasse von Emissionsnebeln, die mit riesigen Molekülwolken assoziiert sind. Diese bilden sich, wenn eine Molekülwolke unter ihrem eigenen Gewicht zusammenbricht und Sterne erzeugt. Im Zentrum können sich massive Sterne bilden, deren ultraviolette Strahlung das umgebende Gas ionisiert und es bei optischen Wellenlängen sichtbar macht . Die Region von ionisiertem Wasserstoff, die die massiven Sterne umgibt, ist als H II -Region bekannt, während die Schalen von neutralem Wasserstoff, die die H II -Region umgeben, als Photodissoziationsregion bekannt sind . Beispiele für sternbildende Regionen sind der Orionnebel , der Rosettennebel und der Omega-Nebel . Rückkopplungen von der Sternentstehung in Form von Supernova-Explosionen massereicher Sterne, Sternwinden oder ultravioletter Strahlung massereicher Sterne oder Abflüssen massearmer Sterne können die Wolke stören und den Nebel nach mehreren Millionen Jahren zerstören.

Andere Nebel bilden sich infolge von Supernova- Explosionen; die Todeskämpfe massiver, kurzlebiger Sterne. Die von der Supernova-Explosion abgeworfenen Materialien werden dann durch die Energie und das kompakte Objekt, das sein Kern erzeugt, 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 entstanden ist, 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 Sonne der Erde. Sterne mit einer Masse von bis zu 8–10 Sonnenmassen entwickeln sich zu roten Riesen und verlieren langsam ihre äußeren Schichten während Pulsationen in ihrer Atmosphäre. Wenn ein Stern genug Material verloren hat, steigt seine Temperatur und die von ihm emittierte ultraviolette Strahlung kann den umgebenden Nebel, den er abgeworfen hat, ionisieren . Unsere Sonne wird einen planetarischen Nebel produzieren und sein Kern wird in Form eines weißen Zwergs zurückbleiben .

Arten von Nebeln

Klassische Typen

Objekte mit dem Namen 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 als Nebel bezeichnet. Herbig-Haro-Objekte sind ein Beispiel.

Diffuse Nebel

Der Carina-Nebel ist ein Beispiel für einen diffusen Nebel

Die meisten Nebel können als diffuse Nebel beschrieben werden, was bedeutet, dass sie ausgedehnt sind und keine genau definierten Grenzen enthalten. Diffuse Nebel können in Emissionsnebel , Reflexionsnebel und dunkle Nebel unterteilt werden .

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

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

Obwohl diese Nebel bei optischen Wellenlängen unterschiedliche Sichtbarkeit haben, sind sie alle helle Quellen für Infrarotemission , hauptsächlich von 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 aus und bilden so gasförmige Schalen, während der Kern des Sterns in Form eines weißen Zwergs zurückbleibt . Die Strahlung des heißen weißen Zwergs regt die ausgestoßenen Gase an und erzeugt Emissionsnebel mit Spektren, die denen von Emissionsnebeln in Sternentstehungsgebieten ähneln . Es handelt sich um H II -Regionen , da hauptsächlich Wasserstoff ionisiert ist, die Planeten jedoch dichter und kompakter sind als die in Sternentstehungsregionen vorkommenden Nebel.

Planetarische Nebel erhielten ihren Namen von den ersten astronomischen Beobachtern, die sie anfangs nicht von Planeten unterscheiden konnten und dazu neigten, sie mit Planeten zu verwechseln, 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 Phase des späten asymptotischen Riesenastes (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 ist, 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 schockten die Schale in eine axialsymmetrische Form, während sie einen sich schnell bewegenden molekularen Wind erzeugten. Der genaue Punkt, an dem ein PPN zu einem planetarischen Nebel (PN) wird, wird durch die Temperatur des Zentralsterns definiert. Die PPN-Phase setzt sich fort, bis der Zentralstern eine Temperatur von 30.000 K erreicht. 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 stoppt, kollabiert der Stern. Das nach innen fallende Gas prallt entweder zurück oder wird so stark erhitzt, dass es sich vom Kern nach außen ausdehnt und den Stern explodieren lässt. Die expandierende Gasschale 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 benannte Nebel

Nebelkataloge

Siehe auch

Verweise

Externe Links