Gasnebel    
 

Gasnebel

 
 
Zunächst bestand das interstellar Gas aus Wasserstoff und  Helium. Nachdem sich die ersten räumlichen Materiestrukturen gebildet haben und sich anschließend zu Galaxien kontrahiert haben, sammelte sich das Gas hauptsächlich in Scheiben um die Galaxien an. Dieser Prozess wurde hauptsächlich durch die Eigenrotation der Galaxien gefördert.
Innerhalb der Galaxienscheibe bilden sich Gravitationspotential-Senken, wo das interstellare Gas komprimiert wird, was die Sternentstehung in den Spiralarmen initiiert.		   Als die ersten Sterne am Ende ihres Lebens ihre Hülle absprengten oder explodierten, gaben sie schwere Elemente frei. Die nächste Generation von Sternen hatte also schon schwere Elemente zur Verfügung, um daraus noch weitere schwere Element durch Kernfusion in ihrem Inner zu erbrüten. Die schweren Elemente auf der Erde sind also in Sternen erbrütet worden.
In der interstellaren Materie herrschen unterschiedliche Dichte- und Temperaturverhältnisse, deshalb gibt es verschieden Erscheinungsformen:
 
 

Interstellare Materie
Der weite Raum zwischen den Sternen in der galaktischen Scheibe einer Galaxie ist nicht leer. Diese Materie bestimmt die Entwicklung einer Galaxie, da sich aus ihr neue Sterne bilden.
Im Laufe der weiteren Entwicklung der Galaxie reichert sich die interstellare Materie immer mehr schwerere Elemente an. Diese wurden in der Sternentwicklung am Ende des Sternlebens wieder in die interstellare Materie freigesetzt.
Das zwischen den Sternen befindliche Gas wird durch intensive blaue und energiereiche Strahlung junger Sterne ionisiert. Das heisst, die Gasatome verlieren durch die Energiezufuhr ihre äußeren Elektronen. Dabei gibt jedes Elektron Energie in Form von Strahlung ab.  

  
 

Molekülwolken
Etwa die Hälfte der interstellaren Materie ist in Molekülwolken konzentriert, die aber nur 0,1% des Raumes einnehmen. Die Dichten liegen in ihnen bei 100 bis 1000 Teilchen je Kubikzentimeter (zum Vergleich: das beste technisch herstellbare Vakuum beinhaltet noch 1 000 000 000 Teilchen pro Kubikzentimeter), die kinetischen Temperaturen liegen bei 10-20 Kelvin und die typischen Abmessungen bei 100 Lichtjahren. Der Wasserstoff liegt bei diesen niedrigen Temperaturen als Molekül H2 vor, die übrigen Atome, sofern sie nicht in den Staubteilchen gebunden sind, in zum Teil recht komplexen Molekülen. Am häufigsten (nach H2) ist Kohlenmonoxid (CO). Molekülwolken sind vor allem im Radiobereich beobachtbar.

Omega-Nebel im Sternbild Schütze (M 17) 6000 Lj entfernt
 

HI-Gebiete
In diesen interstellaren Wolken, die etwa 2% des Raumes einnehmen, liegt der Wasserstoff atomar vor. Die Dichten liegen zwischen 10 und 1000 Atome je Kubikzentimeter, die kinetischen Temperaturen bei rund 80 Kelvin. Das Gas ist meist anhand der 21-cm-Linie des Wasserstoffs zu beobachtet.

 

Trifid-Nebel im Sternbild Schütze (M 20) 6000 Lj entfernt, Emissionsnebel
 

HII-Gebiete
Junge, heiße Sterne ionisieren durch ihre Ultraviolettstrahlung die interstellare Materie in ihrer Umgebung. In diesen HII-Gebieten liegt der Wasserstoff ionisiert vor. Die Dichten liegen bei 10 bis 1000 Teilchen je Kubikzentimeter und die kinetische Temperatur bei 8000 Kelvin.
Sie können als Emissionsnebel  beobachtet werden, sonst anhand von Radiostrahlung.
Weil der Gasdruck in den HII-Gebieten größer ist als in der Umgebung, expandieren sie.

 

Lagunen-Nebel im Sternbild Schütze (M 8) 6000 Lj entfernt, Emissionsnebel
 

Es gibt drei grundlegende Arten von
Gasnebeln:

  
  1. Emissionsnebel
  Sie sind leuchtende galaktische (in unserer Galaxie) Nebel, die im Unterschied zu den Reflexionsnebeln selbst leuchten, angeregt durch die Strahlung eines oder mehrerer benachbarter Sterne. Diese Sterne müssen heiß genug sein (Spektraltyp O und B), um genügend energiereiche Strahlung auszusenden, damit sie den Nebel zum Leuchten anregen können.
Emissionsnebel bestehen aus Gas, vor allem Wasserstoff. Ihr Durchmesser beträgt bis zu 600 Lichtjahre. Die Dichte des Gases liegt bei hundert bis hundert Millionen Atomen in einem Kubikzentimeter. Die Masse des Gases ist so groß, das es sich durch die eigene Schwerkraft zusammen zieht und so neue Sterne entstehen.
Eine besondere Form der Emissionsnebel sind die planetarischen Nebel, die allerdings am Ende eines Sternlebens stehen. 		 
 
Orionnebel (M 42) mit M 43
siehe oben		 der Stern links ist zeta Ori, darunter der Fächernebel der Nebel NGC 2023 erstreckt sich rechts von zeta Ori, vor ihm die Dunkelwolke des Pferdekopfnebels nur mit H-beta Filter bei ganz klaren Nächten beobachtet werden kann.
 
  2. Reflexionsnebel
 
Sie bestehen, wie die Emissionsnebel, aus Gas, nur ist der benachbarte Stern nicht heiß genug, um das Gas zum Leuchten anzuregen. Es reflektiert also nur das Licht des Sterns.
Als Beispiel hier dienen die Plejaden. Aus dem Gasnebel sind gerade erst Sterne entstanden (Spektraltyp K oder M). Sie sind nicht heiß genug, um das sie umgebende Gas zum Leuchten anzuregen.		   Beispiel: Plejaden
Die Plejaden sind mit bloßem Auge im Sternbild Stier sichtbar. Sie umfassen mindestens 300 Sterne und sind 420 Lichtjahre entfernt. Der Durchmesser beträgt etwa 30 Lichtjahre.
Der Name „Siebengestirn“ ist irreführend, weil mit bloßem Auge nur sechs Sterne heller als 5m, aber neun Sterne heller als 6m gesehen werden.
 
  Plejaden (M 45) im Sternbild Stier  
  3. Dunkelnebel
  Gas und Staub, die das Licht, der dahinter stehenden Objekte nicht durch lässt (absorbiert). Hier sind die nächsten Sterne zu weit entfernt, um das Gas zu beleuchten oder es gar zum Leuchten anzuregen.  
 

 
Pferdekopfnebel im Sternbild Orion Aufnahme mit dem Hubble-Weltraumteleskop im nahen Infrarot
 
  Es gibt eine interessante Klasse von Gasnebeln, die Herbig-Haro-Objekte. Sie stehen in Verbindung mit Protosternen und befinden sich am Anfang eines Sternlebens und können den Grundstein für Planetenbildung legen.
Sie entstehen, wenn Gas, das durch junge Sterne ausgestoßen wird, mit ein paar hundert Kilometern pro Sekunde mit Wolken aus Gas und Staub im interstellaren Raum kollidiert. Dabei wird die Bewegungsenergie der Stoßfront in thermische Energie umgewandelt und abgestrahlt.
Die Sterne, die für die Entstehung von Herbig-Haro Objekten verantwortlich sind, sind immer sehr jung. Die jüngsten sind immer noch Protosterne, die sich aus dem umliegenden Gas bilden. (T-Tauri Sterne)
Junge Sterne sind in ihren ersten hunderttausend Jahren oft von einer Akkretionsscheibe umgeben. Die schnelle Rotation der inneren Teile dieser Scheibe führt zur Emission von schmalen, sich senkrecht von der Scheibe wegbewegenden Polarjets aus teilweise ionisiertem Plasma. Wenn diese Jets mit der interstellaren Materie kollidieren, führt dies zu Gebilden aus hell strahlender Materie, die die Herbig-Haro-Objekte beinhalten.
Herbig-Haro-Objekte sind mit einer Lebensdauer von bestenfalls ein paar tausend Jahren sehr kurzlebig. Sie können in sehr kurzer Zeit sichtbar werden, wenn sie sich schnell von ihrem Ursprungsstern weg in die Gaswolke im interstellaren Raum hineinbewegen.
 

Das Hubble-Weltraumteleskop wies eine komplexe Entstehung der Herbig-Haro-Objekte in nur wenigen Jahren nach. In dieser kurzen Zeit konnten sich einige verdunkeln, während andere aufgehellt wurden, als sie mit dem Material im interstellaren Medium kollidierten.
Bis heute wurden etwa 300 Herbig-Haro Objekte entdeckt, die sich alle in einer Entfernung von 500 bis 3000 Lichtjahren befinden. Die Gesamtmasse, die vom Stern abgestoßen wird, um ein Herbig-Haro-Objekt zu formen, beträgt 1 bis 20 Erdmassen.
Die gemessene Temperatur in den Objekten liegt bei meist 8000–12.000K und ist damit in etwa genauso groß wie in anderen ionisierten Nebeln, in H-II-Gebieten oder planetarischen Nebeln. Sie haben jedoch eine sehr große Dichte von ein paar tausend bis ein paar zehntausend Teilchen pro Kubikzentimeter, während H-II-Gebiete oder planetarische Nebel meist weniger als 1000 Teilchen/cm³ enthalten. Herbig-Haro-Objekte bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium mit einem Masseanteil von 75% und 25%.
Spektroskopische Beobachtungen von Herbig-Haro-Objekten zeigen, dass sie sich mit einer Geschwindigkeit von 100–1000 km/s von ihrem Ursprungsstern wegbewegen, dabei entwickeln sie sich entscheidend. So variieren sie in ihrer Helligkeit innerhalb einiger Jahre. Einzelne Knoten in dem Objekt können aufhellen, verblassen oder ganz verschwinden, während neue entstehen. Weiterhin sind Wechselwirkungen mit dem intergalaktischen Medium ein Grund für Veränderungen ihrer Helligkeit.
 
  HH47  
     
  Quellen  
  Wikipedia
https://www.physik.uni-hamburg.de/en/hs/group-banerjee/_documents/teaching/ws-13-14-Proseminar-Astrophysik/julia-gerecke-interstellare-medium.pdf
https://astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm/pdmismtxt.html#hiigebiet
https://www.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Interstellare_Materie		  
  letztes Update 28.2.2023