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Galaktische Nebel

An vielen Stellen des Himmels sind leuchtende Flecken zu sehen, die wie Nebel öder Wolken schimmern. Am besten kann man diese Gebilde auf lang belichteten fotografischen Aufnahmen erkennen. Für die Astronomie haben sie eine außerordentliche Bedeutung erlangt. Der französische Astronom Charles Messier (1730-1817) hat bereits 1781 einen berühmt gewordenen Katalog von mehr als 100 nebligen Objekten aufgestellt. Sein eigentliches Interesse galt allerdings nicht den Nebeln, sondern den Kometen, der Katalog sollte verhindern, dass er irgendwelche Nebel am Himmel fälschlich für neue Kometen hielt. Noch heute werden Messiers Objekte als »M« mit nachfolgender Zahl angegeben. Andere Nebel zitiert man mit »NGC« und Zahl: nach dem New General Catalogue, den der dänische Astronom Johan Dreyer Ende des 19. Jh.s hauptsächlich aufgrund der Beobachtungen von Wilhelm Herscher (1738-1822) und seines Sohnes John Herschel (1792-1871) zusammenstellte. Zwei Arten von Nebeln
Messier hat in seinen Katalog alle nebligen Objekte aufgenommen, von Sternhaufen bis zu Gasnebeln und Systemen wie der Andromeda-Spirale, die wir inzwischen als Galaxien erkannt haben. Heute sind sich die Astronomen darüber einig, dass man nur noch bei Wolken aus Gas oder Staub von »Nebeln« spricht, um kein Missverständnis aufkommen zu lassen. Es gibt zwei Arten von galaktischen Nebeln: emittierende (selbstleuchtende) und reflektierende. Sie kommen auch in anderen Galaxien vor. Der sogenannte Tarantel-Nebel liegt in der Großen Magellanschen Wolke als 30 Doradus oder NGC 2070 und ist viel größer als der Orion-Nebel M 42, der berühmteste Nebel in unserem Milchstraßensystem. Alle Nebel bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff, der häufigsten Substanz im Weltall überhaupt, sie enthalten aber auch eine Menge Staub, der das Licht der Sterne absorbiert. Im Innern mancher Nebel gibt es Objekte, die nur durch Infrarotfotografie sichtbar gemacht werden können. Ein vorzügliches Beispiel ist Becklins Objekt im Orion-Nebel, das vielleicht ein überaus heller Stern ist, aber nie mit dem Auge wahrgenommen werden kann. Obwohl die Nebel sehr ausgedehnt sind, bestehen sie aus extrem dünnem Material. Ihr Gas ist millionenfach weniger dicht als unsere Atemluft, Würde man durch den ganzen Orion-Nebel einen Zylinder von 2,5 cm Durchmesser legen, so enthielte er insgesamt nicht mehr Substanz als eine kleine Münze. Die Leuchtkraft der Nebel
Damit ein Nebel leuchten kann, braucht er in seiner unmittelbaren Nähe oder in seinem Inneren Sterne. Wenn ein solcher Stern sehr heiß ist, wird der Wasserstoff des Nebels ionisiert und zur Aussendung von Eigenlicht angeregt. Übrigens hat man früher manche in Nebeln vorkommende Spektrallinien unbekannten Elementen zugeordnet, bis sich herausstellte, dass es sich um Linien bekannter Elemente wie z. B. Sauerstoff, nur unter ungewöhnlichen Bedingungen, handelte. Wenn die Sterne weniger heiß sind, strahlt der Nebel nur in reflektiertem Licht. Fehlen passende Sterne, dann leuchtet er überhaupt nicht und kann bloß dadurch entdeckt werden, dass er das Licht dahinterstehender Sterne schwächt oder auslöscht. Man kann mit kleinen Fernrohren eine ganze Anzahl galaktischer Nebel sehen, aber die lebhaften Farben vermag das Auge nicht direkt wahrzunehmen. Sie sind zwar echt, doch für unser Sehorgan zu schwach. Nach einer von Walter Baade (1893-1960) eingeführten Klassifikation gibt es in unserer Galaxie (wie auch in anderen) zwei Bereiche, die nach dem Auftreten der sogenannten Populationen I und II unterschieden werden. Im Bereich der Population I gibt es viel interstellares Material, und die hellsten Sterne sind heiß und weiß. Im Bereich der Population II ist das interstellare Material großenteils für die Bildung von Sternen aufgebraucht, die hellsten Sterne sind Rote Riesen, die in ihrer Entwicklung weit fortgeschritten sind. Daher gelten die Gebiete der Population II als vergleichsweise alt. Gasnebel kommen in Gebieten der Population I vor. Ihre Sterne sind für kosmische Maßstäbe also wohl recht jung. Wie Sterne entstehen
Der interessanteste Umstand der Population I liegt – vom theoretischen Standpunkt aus gesehen – darin, dass in ihren Gebieten offenbar noch ständig Sterne entstehen. Wie man heute annimmt, bildet sich ein Stern durch Kondensation aus interstellarem Material. In Nebeln ist das wohl möglich, während anderswo die Materiedichte zwischen den Sternen viel zu gering ist. Im allgemeinen enthält der interstellare Raum nur 1 Atom je cm3, die Nebel besitzen mehr Atome in einem Kubikzentimeter. Objekte wie der Orion-Nebel, der Lagunen-Nebel und der Trifid-(Dreizack-)Nebel sind wirklich Geburtsplätze von Sternen. Dasselbe gilt für galaktische Nebel in anderen Sternsystemen wie der Großen Magellanschen Wolke und der Andromeda-Spirale. Dunkle Flecke in Nebeln, sogenannte Globulen, könnten durchaus Sternembryos sein. In den Nebeln finden sich darüber hinaus viele instabile und veränderliche Sterne. Solche T Tauri-Veränderliche gelten als Sterne in einem sehr frühen Entwicklungsstadium, die sich noch unter Kontraktion auf die Hauptreihe zu bewegen. Es kommt wohl auch zum Abstoßen von Staubhüllen, wie 1936 bei dem sehr jungen Stern FU Orionis im Orion-Nebel. Man kann eine Wechselwirkung zwischen interstellarer Materie und Sternen annehmen. Die von einem Stern ausgestoßene Substanz kann den Stoff für neue Sterne abgeben. Lagunen-Nebel M 8 (NGC 6523)
NGC 6523
Der Lagunen-Nebel M 8 oder NGC 6523 ist der bedeutendste Nebel im Schützen. John Flamsteed (1646-1719) hat ihn schon 1680 beschrieben. Seine Gesamthelligkeit von Größe 6 macht ihn zu einem leichten Objekt für das Fernrohr. M8 ist ein dichter Nebel mit 1000 bis 10 000 Atomen je cm3 im Zentralbereich. Seine Entfernung von der Erde beträgt 4850 Lichtjahre. Zu ihm gehört der galaktische Sternhaufen NGC 6530. Der Nebel enthält etliche T Tauri-Veränderliche und auch dunkle Globulen, die vielleicht später zu leuchten beginnen. Ihr Durchmesser beträgt je etwa 1 Lichtjahr. Auch eruptive Sterne gibt es in M 8. Er ist außerdem eine Quelle von Radiostrahlung.

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