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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91569" data-attributes="member: 2506"><p><span style="color: red">Emmosionsnebel:</span></p><p></p><p>Sterne der Spektralklasse O oder B gehören zu den "vollschlanken" Vertretern ihrer Art:es sind die massereichsten und damit auch heißesten Sterne einer Galaxie. Gehen Sie einmal an einem klaren Winterabend spazieren und betrachten das herrliche Sternbild des Orion. Mit einem Fernglas bewaffnet, finden wir unterhalb der drei Gürtelsterne einen verschwommenen Fleck, den berühmten Orion- Nebel (M42), die "Urmutter" aller Gas- und Emissionsnebel.</p><p></p><p>Hätten wir ein etwas größeres Instrument zur Hand wie das Hubble- Teleskop, könnten wir eine Gruppe aus 4 leuchtkräftigen, jungen Sternen sehen</p><p>das Trapez. Einer von ihnen, ´1 Orionis, ist deutlich heller als die anderen, es ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse O6 mit einer Oberflächentemperatur von 40 000 [K]. Er strahlt mehr als</p><p>250 000 Mal so hell wie die Sonne, überwiegend im Ultraviolettbereich und ist damit in der Lage, umgebende Gas- und Staubwolken von einigen hundert Sonnenmassen zu ionisieren (= Atome verlieren ihre Elektronen). Seine Ionisationswirkung reicht weit über 10 Lichtjahre in den umgebenden Gasnebel. Auch die anderen 3 Sterne des Trapezes ionisieren ihre Umgebung, andere helle Flecken sind Sternentstehungsgebiete mit protoplanetaren (protoplanetar = Vorläufer eines Planeten) Staubscheiben.</p><p></p><p>Man erahnt beim Vergleich mit dem nächsten Bild, welche ungeheuren Materiemengen sich in solchen Gebieten befinden.</p><p></p><p>n dieser phantastischen Aufnahme ist der gesamte, riesige Molekülwolkenkomplex des Orions zu sehen. Oben im Bild sehen wir den berühmten Pferdekopfnebel IC 434 (rot), den man nicht in kleinen Teleskopen erkennen kann, sondern nur auf lang belichteten Aufnahmen. Der helle Stern direkt darüber ist der erste der Gürtelsterne, ¶ Orionis oder Alnitak genannt. Links darüber erkennt man den Flammennebel, einen großen Emissionsnebel mit dramatischen Dunkelwolken. Ganz unten der bekannte Orionnebel M 42 und etwas darüber sehen wir zunächst einen blauen Emissionsnebel und daran anschließend schwache rote Nebelschleier, die sich bis zum Pferdekopfnebel erstrecken. In 1500 Lichtjahren Entfernung gelegen, erstreckt sich das ganze Gebiet über hunderte von Lichtjahren und enthält Material für über 100 000 Sonnen.</p><p></p><p>Emissionsnebel sind sicherlich die schönsten Objekte des Firmaments. Die Sterne entstehen, wie wir gesehen haben, in den großen interstellaren Gas- und Staubwolken. Dabei haben massearme Sterne wie unsere Sonne kaum einen Einfluss auf die umgebenden Materiewolken. Dafür haben sie allerdings eine hohe Lebenserwartung und können sich in aller Ruhe von ihrem Geburtsort entfernen. Ihre massereichen Verwandten, Sterne der Spektralklassen O oder B, haben diese Zeit aber nicht. Sie verbrennen recht schnell ihre Vorräte und schaffen es erst gar nicht, weit von ihren Entstehungsorten zu entfliehen. Diese Sterne findet man daher nur in der Umgebung großer Gas- und Staubwolken.</p><p></p><p>Carina- NebelDer Carina- Nebel, bekannt auch als Schlüssellochnebel oder NGC 3372. Er verdankt sein prächtiges Aussehen dem wohl massivsten Stern in der Milchstraße, · Carinae. Mit über 100 Sonnenmassen produziert er dermaßen hohe Strahlungsintensitäten, dass er zusammen mit einigen anderen sehr massereichen Sternen das ganze riesige Gebiet ionisiert und zum Leuchten anregt.</p><p></p><p>Die massereichen Sterne mit Oberflächentemperaturen zwischen 20 000 und 50 000 [K] emittieren ihr Licht überwiegend im energiereichen UV- Bereich. Diese Strahlung ionisiert die umgebenden Gase, d.h. die Gasatome werden mehr oder weniger ihrer Elektronen beraubt. Dermaßen angeregt, emittieren die Elektronen während der Rekombination die aufgenommene Strahlung wieder in Form sichtbaren Lichts, so dass wir die volle Pracht der riesigen Materieansammlungen betrachten können. Viel "Ruhe" wird den Elektronen jedoch nicht gegönnt, wenn sie ihren Platz im Atom wieder eingenommen haben, denn schon bald wird das nächste UV- Photon sie wiederum anregen.</p><p></p><p>Tarantel- Nebel Die riesigen Gasblasen, die vorwiegend aus ionisiertem Wasserstoff bestehen (HII- Gebiete), nennt man auch nach dem schwedisch- amerikanischem Astrophysiker Bengt Strömgren (1908- 1987) Strömgren- Blasen. Die von den Sternen ausgehende UV- Strahlung reicht soweit, bis sie irgendwann ihre "Kraft verlieren". Nach außen hin wird die Wolke deshalb sehr schnell neutral und dunkel. Nebenstehend der Tarantel- Nebel (30 Doradus), ein extrem heller Emissionsnebel von mehr als 1000 Lichtjahren Ausdehnung, er befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke. Es handelt sich um eine riesige HII- Region die, wenn sie sich in gleicher Entfernung befände, das gesamte Sternbild Orion einnähme!</p><p></p><p>Ein weiteres Beispiel eines Emissionsnebels stellt der Lagunen- Nebel im Sternbild Sagittarius (Schütze) dar.</p><p></p><p>Lagunen- Nebel In 5000 Lichtjahren Entfernung gelegen überdeckt der Lagunen- Nebel M 8 die dreifache Fläche des Mondes am Himmel. Als eines der schönsten Objekte der nördlichen Himmels enthält er viele Sternentstehungsgebiete. Man kann ihn bereits mit bloßem Auge erkennen (Helligkeit 5m9), seine ganze Pracht entfaltet er aber erst in größeren Instrumenten in roter Farbe, die vom Wasserstoff als Hauptbestandteil des Nebels stammt. </p><p></p><p>Im Sternbild Monoceros (Einhorn) finden wir den nächsten Emissionsnebel, wegen seiner Form Rosetten- Nebel genannt.</p><p></p><p>Im New General Catalog einfach als NGC 2237 bezeichnet, verdient dieser schöne Nebel zu Recht seinen Namen. Im Zentrum des Nebels liegt ein offener Sternhaufen ( NGC 2244) aus hellen, jungen Sternen, die vor 4 Millionen Jahren entstanden. Durch ihre enormen stellaren Winde haben sie gleich nach ihrer Geburt begonnen, die umgebenden Wolken fortzublasen und so das Loch im Zentrum geschaffen. Jetzt regen sie mit ihrer intensiven Strahlung das Gas des Nebels an, der einen Durchmesser von 100 Lichtjahren hat und 5000 Lichtjahre entfernt ist.</p><p></p><p>Der Pelikan- Nebel in 2000 Lichtjahren Entfernung liegt im Sternbild Schwan. Ein weiteres Sternentstehungsgebiet, gekennzeichnet durch dunkle Staubwolken, die in das ionisierte Gas eingebettet sind. Wir sehen eine Materieansammlung von 30 Lichtjahren Ausdehnung. Der Pelikan- Nebel liegt quasi an der "Ostküste" des Nordamerika- Nebels, der sich ebenfalls im Schwan befindet. In Wirklichkeit handelt es sich um ein riesiges, zusammenhängendes Gebiet ähnlich dem Orion- Komplex.</p><p></p><p>Reflexionsnebel</p><p></p><p>Ihre aktivste Lebensphase haben die massereichen Sterne, wenn sie verschwenderisch ihren Wasserstoffvorrat verbrennen und Oberflächentemperaturen von bis zu 50 000 [K] aufweisen. Im HR- Diagramm erscheinen sie daher in den Spektralklassen O und B, ihre Hauptenergie strahlen sie im UV- Bereich ab. Diese Strahlung kann umgebende Gas- und Staubwolken ionisieren und so als Emissionsnebel erscheinen lassen. Wenn aber der Brennstoff der massereichen Sterne zur Neige geht, sinkt ihre Effektivtemperatur und sie wandern durch das ganze HR- Diagramm bis hin zur Klasse M. Der Emissionsnebel verlöscht und wird jetzt zu einem Reflexionsnebel, weil das Licht der Sterne an den Teilchen der Materiewolken gestreut wird.</p><p></p><p>Im Sternbild Orion finden wir in der Nähe des Sterns Rigel, einem Blauen Überriesen, einen Reflexionsnebel von außergewöhnlicher Gestalt.</p><p></p><p>Hexenkopfnebel Spinnenbein und Krötenblut - fast könnte man glauben, das Antlitz einer Hexe zu erblicken! Nicht umsonst bekam dieser Reflexionsnebel den Namen Hexenkopfnebel, der etwa 1000 Lichtjahre von uns entfernt ist. Er wird von Rigel angestrahlt, der sich eine Bildweite rechts vom Nebel befindet. Feine Staubpartikel in IC 2118, wie der Nebel offiziell bezeichnet wird, reflektieren das Licht Rigels. Die blaue Farbe entsteht auf dieselbe Art, wie unser Blau des Himmels: die Staubpartikelchen reflektieren die blauen Anteile des Lichts viel effektiver als die roten. Auf der Erde übernehmen Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle diese Funktion.</p><p></p><p>benfalls im Orion, etwa 2° südlich des großen Orionnebels, finden wir einen weiteren Reflexionsnebel, genannt NGC 1999. In Form von Jets ausgestoßenes Gas ist meist das erste Anzeichen für Sterngeburten. Diese Jets reißen Löcher in die Materiewolken, aus denen die Sterne entstanden, und ihr Licht kann nun die Umgebung als Reflexionsnebel erleuchten lassen.</p><p></p><p>Hier sieht man den Nebel NGC 1999, welcher den jungen Stern V380 Orionis enthält. Weiterhin ist eine dreieckförmige Säule aus Staub zu erkennen, die in den Reflexionsnebel ragt. Unterhalb dieser Region liegt ein weiteres Sternentstehungsgebiet, L1641N, bei dem das Licht von rund 50 neuen Sternen einen weiteren Reflexionsnebel erstrahlen lässt. Im Infrarotlicht hat man hier mehr als 6 Jets und Gaseruptionen erkannt. Die von den Sternen ausgehenden Jets können auf die umgebenden Materiewolken stoßen und dort mit hoher Geschwindigkeit aufprallen. In der Stoßfront wird Bewegungsenergie in thermische Energie umgewandelt und abgestrahlt, solche Objekte nennt man nach ihren Entdeckern Herbig-Haro-Objekte. Allein in diesem Nebel hat man Dutzende dieser Objekte gefunden. </p><p></p><p>Der wohl bekannteste Reflexionsnebel ist der in den Plejaden, dem Siebengestirn.</p><p></p><p>Die Plejaden Dieser sehr auffällige Sternhaufen ist bereits mit bloßem Auge ein schöner Anblick. Den dünnen Reflexionsnebel kann man aber nur auf lang belichteten Aufnahmen sehen, der vom Licht der vielen jungen Sterne angestrahlt wird. Kann man mit bloßem Auge je nach Sicht 5 oder 7 Sterne erkennen, bestehen die Plejaden doch aus über 3000 Sternen, darunter viele Braune Zwerge. Der Haufen hat nur einen Durchmesser von 13 Lichtjahren und ist 400 Lichtjahre entfernt.</p><p></p><p>Als letztes Beispiel eines Reflexionsnebels soll uns der Nebel um den Dreifachstern Á (rho) Ophiuchi (Schlangenträger) dienen.</p><p></p><p>Den Dreifachstern Rho Ophiuchi, umgeben vom blauen Reflexionsnebel IC 4604. Auch sieht man im oberen Bildbereich ausgedehnte Dunkelwolken, die das Licht dahinter liegender Sterne verschlucken. Die roten Nebel sind Emissionsnebel, das heiße Gas leuchtet dort selbst. Der sehr helle Stern auf der linken Seite der Bildmitte ist Antares, ein Roter Riese. Er ist umgeben von gelblichen Nebelschwaden, die ebenfalls Reflexionsnebel sind, erleuchtet von seinem Licht. Rechts davon sieht man den Kugelsternhaufen M 4, der allerdings schon zum Sternbild des Skorpions gehört.</p><p></p><p><span style="color: red">Sterbende Sterne:</span></p><p></p><p>Die Geburt eines Sterns dauert etwa 1 Million Jahre. Nach dem Durchleben einer unruhigen Anfangsphase kann ein Stern, wenn seine Masse nicht größer als 1,4 Sonnenmassen ist, für einen Zeitraum von rund 8 Milliarden Jahren als Hauptreihenstern ohne nennenswerte Störungen existieren. Danach ist der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht und es beginnt nun die Kernverschmelzung des im vorangehenden Leben erzeugten Heliums.</p><p></p><p>Zuvor wird sich der Kern aber verdichten, weil durch den nachlassenden Strahlungs- und Gasdruck nun die Gravitation überwiegt. Sie ist stets nach innen gerichtet und presst die Materie im Zentrum immer weiter zusammen, wodurch die Temperatur stetig ansteigt, bis schließlich das Helium fusioniert wird. Ist dieses verbraucht, beginnt das Kohlenstoffbrennen, der "Asche" aus der Heliumfusion. Nach und nach werden so immer schwerere Elemente ausgebrütet, bis der Kern bei sehr massiven Sternen zum Schluss nur noch aus Eisen besteht. Diese Prozesse sind abhängig von der Sternmasse, bei einem Zwergstern wie unserer Sonne ist das Ende erreicht, wenn der Kern nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Weitere Fusionen sind dann nicht mehr möglich, denn die Gravitation des Sterns reicht nicht mehr aus, um den Kern durch das Zusammenpressen entsprechend aufzuheizen.</p><p></p><p>Mit dem Ende des Wasserstoffbrennens im Kern (es wird nur noch Wasserstoff in einer den Kern umgebenden dünnen Schale fusioniert) wird auch weniger Energie freigesetzt. Das führt dazu, dass jetzt die Gravitation den Kern immer weiter kontrahieren lässt, wodurch dieser sich enorm aufheizt. Daraus resultiert letzten Endes ein Aufblähen des Sterns auf riesige Abmessungen, was wiederum eine Abkühlung der äußeren Hülle zur Folge hat. Der Stern wird zu einem Roten Riesen. Unserer Sonne ist dieses Schicksal natürlich auch beschieden und sie wird eines fernen Tages die inneren Planeten, vielleicht auch die Erde, verdampfen.</p><p></p><p>Planetarischer Nebel BD+30 3639Diese Aufnahme des Chandra- Röntgensatelliten zeigt den Planetarischen Nebel BD+30 3639 in 5000 Lichtjahren Entfernung. Man sieht eine sich ausdehnende, 3 Millionen [K] heiße Gasblase mit 100-fachem Durchmesser des Sonnensystems. Sie entstand durch einen Roten Riesen, der an seinem Lebensende seine gesamte äußere Hülle abgestoßen hat. Die dabei entstandene Schockwelle führte zur Aufheizung der Gasblase. In ihr verborgen ist der Rest des ehemals sonnenähnlichen Sterns, ein Weißer Zwerg.</p><p></p><p>Ist das Helium im Kern verbraucht, zieht sich der Stern etwas zusammen, bis das Kohlenstoffbrennen einsetzt. Danach dehnt er sich erneut aus, weil ja im Kern wieder mehr Energie freigesetzt wird. Über ein paar Jahrtausende wird der Stern so pulsieren und noch die im Kernbereich freigesetzte Energie abstrahlen. Können keine Kernreaktionen mehr ablaufen, wird der innere Stern durch die nun ungehindert einwirkende Gravitation kollabieren, was recht schnell erfolgt. Im Zentrum des Sterns wird keine Energie mehr freigesetzt, die bislang den notwendigen Strahlungs- und Gasdruck zur Erhaltung des Gleichgewichtes gegenüber der Gravitation lieferte.</p><p></p><p>Sirius A und BSirius, der hellste Stern am Himmel (-1m5) hat einen Begleiter (Sirius B), welcher 10 Größenklassen schwächer ist. Dieser Weiße Zwerg hat eine Temperatur von 25 000 [K], seine Größe beträgt aber nur ¾ des Erddurchmessers und umkreist Sirius A in engem Abstand. Würde man auf Sirius B spazieren gehen, so wäre man 400 000 Mal schwerer als auf der Erde.</p><p></p><p>Der Kernbereich stürzt nun innerhalb einer Sekunde in sich zusammen, bis seine Materie soweit zusammen gepresst ist, dass sie entartet. Der Kollaps kommt zu diesem Zeitpunkt schlagartig zum Stillstand, denn der Entartungsdruck der Elektronen lässt keine weitere Kompression des Kerns mehr zu. Bis jetzt hat die Hülle des Sterns noch gar nichts von den Vorgängen im Innern "bemerkt". Doch nun stürzt sie im freien Fall auf den Kern herab, aber dieser ist absolut hart und unnachgiebig.</p><p></p><p>Weißer Zwerg in M2-9Manchmal scheint es so, als ob Sterne nach ihrem "Tod" einen schöneren Anblick bieten als zu Lebzeiten. Hier ist das Ende eines sonnenähnlichen Sterns zu sehen (obwohl im Zentrum des Gebildes sich zwei Sterne umkreisen). Dieser Stern hat den so genannten Schmetterlingsnebel (ein Planetarischer Nebel) mit der Bezeichnung M2-9 gebildet, die abgestoßene Hülle bietet einen imposanten Anblick.</p><p></p><p>Der Impuls der einstürzenden Gasmassen wird beim Aufprall auf den kollabierten Kern umgedreht und durch eine Art Überschallknall bläst der Stern dabei einen großen Teil seiner Hülle in den Raum. Dieser Masseverlust wird ergänzt durch den mit ansteigender Leuchtkraft stetig zunehmenden Sternenwind, einem stetigen Partikelstrom, der z.B. unser ganzes Planetensystem als Sonnenwind durchzieht. Zum Ende dieser Prozesse ist fast die gesamte Hülle abgeblasen, welche uns fortan als bereits erwähnter Planetarischer Nebel erfreut. Dabei hat der Stern einen großen Teil seiner ursprünglichen Masse in Form von Wasserstoff, Helium, Stickstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und anderen Elementen an den interstellaren Raum zurückgegeben.</p><p></p><p>Der nun freigelegte Kern ist soweit verdichtet, dass ein Kubikzentimeter seiner Materie eine Tonne wiegt! Wollte man auf seiner Oberfläche spazieren gehen, müssten unsere Beine ein Gewicht von rund 600 Tonnen tragen! Durch die starke Gravitation sinken die restlichen schwereren Gase wie Helium nach unten auf die Oberfläche des Weißen Zwergs, während der leichtere Wasserstoff aufsteigt.</p><p></p><p>Das ist der Grund, warum viele Weiße Zwerge ein reines Wasserstoffspektrum zeigen, wir haben es mit so genannten DA- Sternen zu tun, (D kommt vom englischen dwarf = Zwerg). Andere, die keinen Wasserstoff mehr besitzen, weisen dagegen im Spektrum nur noch Helium auf (DB- Stern), weil dieses nun die obere Sternatmosphäre bildet. </p><p></p><p>Warum stürzt der übriggebliebene Kern nicht weiter in sich zusammen, da er doch keinen Strahlungsdruck und damit keine Wärme mehr erzeugen kann, sondern nur noch der Gasdruck der Gravitation entgegenwirkt? Nun, der Kern ist im Laufe des Sternenlebens ja immer weiter verdichtet worden, vor allem in den letzten Stadien. Dabei kann seine Innentemperatur bis auf 1 Milliarde (!) [K] ansteigen, was wiederum bedeutet, dass alle Atome ionisiert, das heißt von ihren Elektronen vollständig befreit sind. Wir haben es also mit einem so genannten Plasma zu tun, welches aus den "nackten" Atomkernen und den nun frei beweglichen Elektronen besteht.</p><p></p><p>In der Quantenphysik gilt, dass sich zwei Elektronen (oder andere Teilchen [Fermionen]) nicht beliebig nahe kommen können (Pauli- Verbot). Sie haben unter den Bedingungen im hochverdichteten und ultraheißen Sterninnern nur noch eine Ausweichmöglichkeit, die darin besteht, dass sie sich immer schneller bewegen. Und zwar bis in den Bereich der Lichtgeschwindigkeit! Diese irrsinnig beschleunigten freien Elektronen üben den Druck aus, der eine weitere Kontraktion verhindert. Materie in diesem Zustand nennt man entartet; die Elektronen setzen nun der Gravitation ihren Entartungsdruck entgegen und der weitere Kollaps kommt zum Stillstand. </p><p></p><p>Allerdings ist auch hier wie allem in der Natur eine Grenze gesetzt: überschreitet die Masse des Restkerns etwa das 1,4- fache der Sonnenmasse - die so genannte Chandrasekhar- Grenze - kann auch der Druck der entarteten Elektronen einem noch weitergehenden Kollaps nicht mehr standhalten und je nach Restmasse wird sich ein Neutronenstern oder gar ein Schwarzes Loch bilden.</p><p></p><p>Der Reststern, nun zu einem Weißen Zwerg in Erdgröße mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 200 000 [K] geworden, strahlt fortan über einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren seine gesamte ihm noch innewohnende Energie ab (wohlgemerkt: Wärmeenergie, keine Fusionen mehr!), bis er völlig ausgekühlt ist. Er wird dann für alle Zukunft als Schwarzer Zwerg durch den Kosmos irren. Die Abkühlphase dauert jedoch sehr lange - seit Bestehen unserer Galaxis ist noch kein einziger Weißer Zwerg unter 4000 [K] abgekühlt!</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91569, member: 2506"] [COLOR=red]Emmosionsnebel:[/COLOR] Sterne der Spektralklasse O oder B gehören zu den "vollschlanken" Vertretern ihrer Art:es sind die massereichsten und damit auch heißesten Sterne einer Galaxie. Gehen Sie einmal an einem klaren Winterabend spazieren und betrachten das herrliche Sternbild des Orion. Mit einem Fernglas bewaffnet, finden wir unterhalb der drei Gürtelsterne einen verschwommenen Fleck, den berühmten Orion- Nebel (M42), die "Urmutter" aller Gas- und Emissionsnebel. Hätten wir ein etwas größeres Instrument zur Hand wie das Hubble- Teleskop, könnten wir eine Gruppe aus 4 leuchtkräftigen, jungen Sternen sehen das Trapez. Einer von ihnen, ´1 Orionis, ist deutlich heller als die anderen, es ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse O6 mit einer Oberflächentemperatur von 40 000 [K]. Er strahlt mehr als 250 000 Mal so hell wie die Sonne, überwiegend im Ultraviolettbereich und ist damit in der Lage, umgebende Gas- und Staubwolken von einigen hundert Sonnenmassen zu ionisieren (= Atome verlieren ihre Elektronen). Seine Ionisationswirkung reicht weit über 10 Lichtjahre in den umgebenden Gasnebel. Auch die anderen 3 Sterne des Trapezes ionisieren ihre Umgebung, andere helle Flecken sind Sternentstehungsgebiete mit protoplanetaren (protoplanetar = Vorläufer eines Planeten) Staubscheiben. Man erahnt beim Vergleich mit dem nächsten Bild, welche ungeheuren Materiemengen sich in solchen Gebieten befinden. n dieser phantastischen Aufnahme ist der gesamte, riesige Molekülwolkenkomplex des Orions zu sehen. Oben im Bild sehen wir den berühmten Pferdekopfnebel IC 434 (rot), den man nicht in kleinen Teleskopen erkennen kann, sondern nur auf lang belichteten Aufnahmen. Der helle Stern direkt darüber ist der erste der Gürtelsterne, ¶ Orionis oder Alnitak genannt. Links darüber erkennt man den Flammennebel, einen großen Emissionsnebel mit dramatischen Dunkelwolken. Ganz unten der bekannte Orionnebel M 42 und etwas darüber sehen wir zunächst einen blauen Emissionsnebel und daran anschließend schwache rote Nebelschleier, die sich bis zum Pferdekopfnebel erstrecken. In 1500 Lichtjahren Entfernung gelegen, erstreckt sich das ganze Gebiet über hunderte von Lichtjahren und enthält Material für über 100 000 Sonnen. Emissionsnebel sind sicherlich die schönsten Objekte des Firmaments. Die Sterne entstehen, wie wir gesehen haben, in den großen interstellaren Gas- und Staubwolken. Dabei haben massearme Sterne wie unsere Sonne kaum einen Einfluss auf die umgebenden Materiewolken. Dafür haben sie allerdings eine hohe Lebenserwartung und können sich in aller Ruhe von ihrem Geburtsort entfernen. Ihre massereichen Verwandten, Sterne der Spektralklassen O oder B, haben diese Zeit aber nicht. Sie verbrennen recht schnell ihre Vorräte und schaffen es erst gar nicht, weit von ihren Entstehungsorten zu entfliehen. Diese Sterne findet man daher nur in der Umgebung großer Gas- und Staubwolken. Carina- NebelDer Carina- Nebel, bekannt auch als Schlüssellochnebel oder NGC 3372. Er verdankt sein prächtiges Aussehen dem wohl massivsten Stern in der Milchstraße, · Carinae. Mit über 100 Sonnenmassen produziert er dermaßen hohe Strahlungsintensitäten, dass er zusammen mit einigen anderen sehr massereichen Sternen das ganze riesige Gebiet ionisiert und zum Leuchten anregt. Die massereichen Sterne mit Oberflächentemperaturen zwischen 20 000 und 50 000 [K] emittieren ihr Licht überwiegend im energiereichen UV- Bereich. Diese Strahlung ionisiert die umgebenden Gase, d.h. die Gasatome werden mehr oder weniger ihrer Elektronen beraubt. Dermaßen angeregt, emittieren die Elektronen während der Rekombination die aufgenommene Strahlung wieder in Form sichtbaren Lichts, so dass wir die volle Pracht der riesigen Materieansammlungen betrachten können. Viel "Ruhe" wird den Elektronen jedoch nicht gegönnt, wenn sie ihren Platz im Atom wieder eingenommen haben, denn schon bald wird das nächste UV- Photon sie wiederum anregen. Tarantel- Nebel Die riesigen Gasblasen, die vorwiegend aus ionisiertem Wasserstoff bestehen (HII- Gebiete), nennt man auch nach dem schwedisch- amerikanischem Astrophysiker Bengt Strömgren (1908- 1987) Strömgren- Blasen. Die von den Sternen ausgehende UV- Strahlung reicht soweit, bis sie irgendwann ihre "Kraft verlieren". Nach außen hin wird die Wolke deshalb sehr schnell neutral und dunkel. Nebenstehend der Tarantel- Nebel (30 Doradus), ein extrem heller Emissionsnebel von mehr als 1000 Lichtjahren Ausdehnung, er befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke. Es handelt sich um eine riesige HII- Region die, wenn sie sich in gleicher Entfernung befände, das gesamte Sternbild Orion einnähme! Ein weiteres Beispiel eines Emissionsnebels stellt der Lagunen- Nebel im Sternbild Sagittarius (Schütze) dar. Lagunen- Nebel In 5000 Lichtjahren Entfernung gelegen überdeckt der Lagunen- Nebel M 8 die dreifache Fläche des Mondes am Himmel. Als eines der schönsten Objekte der nördlichen Himmels enthält er viele Sternentstehungsgebiete. Man kann ihn bereits mit bloßem Auge erkennen (Helligkeit 5m9), seine ganze Pracht entfaltet er aber erst in größeren Instrumenten in roter Farbe, die vom Wasserstoff als Hauptbestandteil des Nebels stammt. Im Sternbild Monoceros (Einhorn) finden wir den nächsten Emissionsnebel, wegen seiner Form Rosetten- Nebel genannt. Im New General Catalog einfach als NGC 2237 bezeichnet, verdient dieser schöne Nebel zu Recht seinen Namen. Im Zentrum des Nebels liegt ein offener Sternhaufen ( NGC 2244) aus hellen, jungen Sternen, die vor 4 Millionen Jahren entstanden. Durch ihre enormen stellaren Winde haben sie gleich nach ihrer Geburt begonnen, die umgebenden Wolken fortzublasen und so das Loch im Zentrum geschaffen. Jetzt regen sie mit ihrer intensiven Strahlung das Gas des Nebels an, der einen Durchmesser von 100 Lichtjahren hat und 5000 Lichtjahre entfernt ist. Der Pelikan- Nebel in 2000 Lichtjahren Entfernung liegt im Sternbild Schwan. Ein weiteres Sternentstehungsgebiet, gekennzeichnet durch dunkle Staubwolken, die in das ionisierte Gas eingebettet sind. Wir sehen eine Materieansammlung von 30 Lichtjahren Ausdehnung. Der Pelikan- Nebel liegt quasi an der "Ostküste" des Nordamerika- Nebels, der sich ebenfalls im Schwan befindet. In Wirklichkeit handelt es sich um ein riesiges, zusammenhängendes Gebiet ähnlich dem Orion- Komplex. Reflexionsnebel Ihre aktivste Lebensphase haben die massereichen Sterne, wenn sie verschwenderisch ihren Wasserstoffvorrat verbrennen und Oberflächentemperaturen von bis zu 50 000 [K] aufweisen. Im HR- Diagramm erscheinen sie daher in den Spektralklassen O und B, ihre Hauptenergie strahlen sie im UV- Bereich ab. Diese Strahlung kann umgebende Gas- und Staubwolken ionisieren und so als Emissionsnebel erscheinen lassen. Wenn aber der Brennstoff der massereichen Sterne zur Neige geht, sinkt ihre Effektivtemperatur und sie wandern durch das ganze HR- Diagramm bis hin zur Klasse M. Der Emissionsnebel verlöscht und wird jetzt zu einem Reflexionsnebel, weil das Licht der Sterne an den Teilchen der Materiewolken gestreut wird. Im Sternbild Orion finden wir in der Nähe des Sterns Rigel, einem Blauen Überriesen, einen Reflexionsnebel von außergewöhnlicher Gestalt. Hexenkopfnebel Spinnenbein und Krötenblut - fast könnte man glauben, das Antlitz einer Hexe zu erblicken! Nicht umsonst bekam dieser Reflexionsnebel den Namen Hexenkopfnebel, der etwa 1000 Lichtjahre von uns entfernt ist. Er wird von Rigel angestrahlt, der sich eine Bildweite rechts vom Nebel befindet. Feine Staubpartikel in IC 2118, wie der Nebel offiziell bezeichnet wird, reflektieren das Licht Rigels. Die blaue Farbe entsteht auf dieselbe Art, wie unser Blau des Himmels: die Staubpartikelchen reflektieren die blauen Anteile des Lichts viel effektiver als die roten. Auf der Erde übernehmen Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle diese Funktion. benfalls im Orion, etwa 2° südlich des großen Orionnebels, finden wir einen weiteren Reflexionsnebel, genannt NGC 1999. In Form von Jets ausgestoßenes Gas ist meist das erste Anzeichen für Sterngeburten. Diese Jets reißen Löcher in die Materiewolken, aus denen die Sterne entstanden, und ihr Licht kann nun die Umgebung als Reflexionsnebel erleuchten lassen. Hier sieht man den Nebel NGC 1999, welcher den jungen Stern V380 Orionis enthält. Weiterhin ist eine dreieckförmige Säule aus Staub zu erkennen, die in den Reflexionsnebel ragt. Unterhalb dieser Region liegt ein weiteres Sternentstehungsgebiet, L1641N, bei dem das Licht von rund 50 neuen Sternen einen weiteren Reflexionsnebel erstrahlen lässt. Im Infrarotlicht hat man hier mehr als 6 Jets und Gaseruptionen erkannt. Die von den Sternen ausgehenden Jets können auf die umgebenden Materiewolken stoßen und dort mit hoher Geschwindigkeit aufprallen. In der Stoßfront wird Bewegungsenergie in thermische Energie umgewandelt und abgestrahlt, solche Objekte nennt man nach ihren Entdeckern Herbig-Haro-Objekte. Allein in diesem Nebel hat man Dutzende dieser Objekte gefunden. Der wohl bekannteste Reflexionsnebel ist der in den Plejaden, dem Siebengestirn. Die Plejaden Dieser sehr auffällige Sternhaufen ist bereits mit bloßem Auge ein schöner Anblick. Den dünnen Reflexionsnebel kann man aber nur auf lang belichteten Aufnahmen sehen, der vom Licht der vielen jungen Sterne angestrahlt wird. Kann man mit bloßem Auge je nach Sicht 5 oder 7 Sterne erkennen, bestehen die Plejaden doch aus über 3000 Sternen, darunter viele Braune Zwerge. Der Haufen hat nur einen Durchmesser von 13 Lichtjahren und ist 400 Lichtjahre entfernt. Als letztes Beispiel eines Reflexionsnebels soll uns der Nebel um den Dreifachstern Á (rho) Ophiuchi (Schlangenträger) dienen. Den Dreifachstern Rho Ophiuchi, umgeben vom blauen Reflexionsnebel IC 4604. Auch sieht man im oberen Bildbereich ausgedehnte Dunkelwolken, die das Licht dahinter liegender Sterne verschlucken. Die roten Nebel sind Emissionsnebel, das heiße Gas leuchtet dort selbst. Der sehr helle Stern auf der linken Seite der Bildmitte ist Antares, ein Roter Riese. Er ist umgeben von gelblichen Nebelschwaden, die ebenfalls Reflexionsnebel sind, erleuchtet von seinem Licht. Rechts davon sieht man den Kugelsternhaufen M 4, der allerdings schon zum Sternbild des Skorpions gehört. [COLOR=red]Sterbende Sterne:[/COLOR] Die Geburt eines Sterns dauert etwa 1 Million Jahre. Nach dem Durchleben einer unruhigen Anfangsphase kann ein Stern, wenn seine Masse nicht größer als 1,4 Sonnenmassen ist, für einen Zeitraum von rund 8 Milliarden Jahren als Hauptreihenstern ohne nennenswerte Störungen existieren. Danach ist der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht und es beginnt nun die Kernverschmelzung des im vorangehenden Leben erzeugten Heliums. Zuvor wird sich der Kern aber verdichten, weil durch den nachlassenden Strahlungs- und Gasdruck nun die Gravitation überwiegt. Sie ist stets nach innen gerichtet und presst die Materie im Zentrum immer weiter zusammen, wodurch die Temperatur stetig ansteigt, bis schließlich das Helium fusioniert wird. Ist dieses verbraucht, beginnt das Kohlenstoffbrennen, der "Asche" aus der Heliumfusion. Nach und nach werden so immer schwerere Elemente ausgebrütet, bis der Kern bei sehr massiven Sternen zum Schluss nur noch aus Eisen besteht. Diese Prozesse sind abhängig von der Sternmasse, bei einem Zwergstern wie unserer Sonne ist das Ende erreicht, wenn der Kern nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Weitere Fusionen sind dann nicht mehr möglich, denn die Gravitation des Sterns reicht nicht mehr aus, um den Kern durch das Zusammenpressen entsprechend aufzuheizen. Mit dem Ende des Wasserstoffbrennens im Kern (es wird nur noch Wasserstoff in einer den Kern umgebenden dünnen Schale fusioniert) wird auch weniger Energie freigesetzt. Das führt dazu, dass jetzt die Gravitation den Kern immer weiter kontrahieren lässt, wodurch dieser sich enorm aufheizt. Daraus resultiert letzten Endes ein Aufblähen des Sterns auf riesige Abmessungen, was wiederum eine Abkühlung der äußeren Hülle zur Folge hat. Der Stern wird zu einem Roten Riesen. Unserer Sonne ist dieses Schicksal natürlich auch beschieden und sie wird eines fernen Tages die inneren Planeten, vielleicht auch die Erde, verdampfen. Planetarischer Nebel BD+30 3639Diese Aufnahme des Chandra- Röntgensatelliten zeigt den Planetarischen Nebel BD+30 3639 in 5000 Lichtjahren Entfernung. Man sieht eine sich ausdehnende, 3 Millionen [K] heiße Gasblase mit 100-fachem Durchmesser des Sonnensystems. Sie entstand durch einen Roten Riesen, der an seinem Lebensende seine gesamte äußere Hülle abgestoßen hat. Die dabei entstandene Schockwelle führte zur Aufheizung der Gasblase. In ihr verborgen ist der Rest des ehemals sonnenähnlichen Sterns, ein Weißer Zwerg. Ist das Helium im Kern verbraucht, zieht sich der Stern etwas zusammen, bis das Kohlenstoffbrennen einsetzt. Danach dehnt er sich erneut aus, weil ja im Kern wieder mehr Energie freigesetzt wird. Über ein paar Jahrtausende wird der Stern so pulsieren und noch die im Kernbereich freigesetzte Energie abstrahlen. Können keine Kernreaktionen mehr ablaufen, wird der innere Stern durch die nun ungehindert einwirkende Gravitation kollabieren, was recht schnell erfolgt. Im Zentrum des Sterns wird keine Energie mehr freigesetzt, die bislang den notwendigen Strahlungs- und Gasdruck zur Erhaltung des Gleichgewichtes gegenüber der Gravitation lieferte. Sirius A und BSirius, der hellste Stern am Himmel (-1m5) hat einen Begleiter (Sirius B), welcher 10 Größenklassen schwächer ist. Dieser Weiße Zwerg hat eine Temperatur von 25 000 [K], seine Größe beträgt aber nur ¾ des Erddurchmessers und umkreist Sirius A in engem Abstand. Würde man auf Sirius B spazieren gehen, so wäre man 400 000 Mal schwerer als auf der Erde. Der Kernbereich stürzt nun innerhalb einer Sekunde in sich zusammen, bis seine Materie soweit zusammen gepresst ist, dass sie entartet. Der Kollaps kommt zu diesem Zeitpunkt schlagartig zum Stillstand, denn der Entartungsdruck der Elektronen lässt keine weitere Kompression des Kerns mehr zu. Bis jetzt hat die Hülle des Sterns noch gar nichts von den Vorgängen im Innern "bemerkt". Doch nun stürzt sie im freien Fall auf den Kern herab, aber dieser ist absolut hart und unnachgiebig. Weißer Zwerg in M2-9Manchmal scheint es so, als ob Sterne nach ihrem "Tod" einen schöneren Anblick bieten als zu Lebzeiten. Hier ist das Ende eines sonnenähnlichen Sterns zu sehen (obwohl im Zentrum des Gebildes sich zwei Sterne umkreisen). Dieser Stern hat den so genannten Schmetterlingsnebel (ein Planetarischer Nebel) mit der Bezeichnung M2-9 gebildet, die abgestoßene Hülle bietet einen imposanten Anblick. Der Impuls der einstürzenden Gasmassen wird beim Aufprall auf den kollabierten Kern umgedreht und durch eine Art Überschallknall bläst der Stern dabei einen großen Teil seiner Hülle in den Raum. Dieser Masseverlust wird ergänzt durch den mit ansteigender Leuchtkraft stetig zunehmenden Sternenwind, einem stetigen Partikelstrom, der z.B. unser ganzes Planetensystem als Sonnenwind durchzieht. Zum Ende dieser Prozesse ist fast die gesamte Hülle abgeblasen, welche uns fortan als bereits erwähnter Planetarischer Nebel erfreut. Dabei hat der Stern einen großen Teil seiner ursprünglichen Masse in Form von Wasserstoff, Helium, Stickstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und anderen Elementen an den interstellaren Raum zurückgegeben. Der nun freigelegte Kern ist soweit verdichtet, dass ein Kubikzentimeter seiner Materie eine Tonne wiegt! Wollte man auf seiner Oberfläche spazieren gehen, müssten unsere Beine ein Gewicht von rund 600 Tonnen tragen! Durch die starke Gravitation sinken die restlichen schwereren Gase wie Helium nach unten auf die Oberfläche des Weißen Zwergs, während der leichtere Wasserstoff aufsteigt. Das ist der Grund, warum viele Weiße Zwerge ein reines Wasserstoffspektrum zeigen, wir haben es mit so genannten DA- Sternen zu tun, (D kommt vom englischen dwarf = Zwerg). Andere, die keinen Wasserstoff mehr besitzen, weisen dagegen im Spektrum nur noch Helium auf (DB- Stern), weil dieses nun die obere Sternatmosphäre bildet. Warum stürzt der übriggebliebene Kern nicht weiter in sich zusammen, da er doch keinen Strahlungsdruck und damit keine Wärme mehr erzeugen kann, sondern nur noch der Gasdruck der Gravitation entgegenwirkt? Nun, der Kern ist im Laufe des Sternenlebens ja immer weiter verdichtet worden, vor allem in den letzten Stadien. Dabei kann seine Innentemperatur bis auf 1 Milliarde (!) [K] ansteigen, was wiederum bedeutet, dass alle Atome ionisiert, das heißt von ihren Elektronen vollständig befreit sind. Wir haben es also mit einem so genannten Plasma zu tun, welches aus den "nackten" Atomkernen und den nun frei beweglichen Elektronen besteht. In der Quantenphysik gilt, dass sich zwei Elektronen (oder andere Teilchen [Fermionen]) nicht beliebig nahe kommen können (Pauli- Verbot). Sie haben unter den Bedingungen im hochverdichteten und ultraheißen Sterninnern nur noch eine Ausweichmöglichkeit, die darin besteht, dass sie sich immer schneller bewegen. Und zwar bis in den Bereich der Lichtgeschwindigkeit! Diese irrsinnig beschleunigten freien Elektronen üben den Druck aus, der eine weitere Kontraktion verhindert. Materie in diesem Zustand nennt man entartet; die Elektronen setzen nun der Gravitation ihren Entartungsdruck entgegen und der weitere Kollaps kommt zum Stillstand. Allerdings ist auch hier wie allem in der Natur eine Grenze gesetzt: überschreitet die Masse des Restkerns etwa das 1,4- fache der Sonnenmasse - die so genannte Chandrasekhar- Grenze - kann auch der Druck der entarteten Elektronen einem noch weitergehenden Kollaps nicht mehr standhalten und je nach Restmasse wird sich ein Neutronenstern oder gar ein Schwarzes Loch bilden. Der Reststern, nun zu einem Weißen Zwerg in Erdgröße mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 200 000 [K] geworden, strahlt fortan über einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren seine gesamte ihm noch innewohnende Energie ab (wohlgemerkt: Wärmeenergie, keine Fusionen mehr!), bis er völlig ausgekühlt ist. Er wird dann für alle Zukunft als Schwarzer Zwerg durch den Kosmos irren. Die Abkühlphase dauert jedoch sehr lange - seit Bestehen unserer Galaxis ist noch kein einziger Weißer Zwerg unter 4000 [K] abgekühlt! [/QUOTE]
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