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Ein tiefer Blick ins Universum mit dem Hubble-Telekop
Bild (c) NASA

Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer. Er enthält an sehr vielen Stellen Wolken mit den verschiedensten Dichten. Diese Wolken bestehen aus interstellarer Materie. Diese besteht nun wiederum hauptsächlich aus Wasserstoff und zu einen sehr kleinen Teil aus den verschiedensten Molekülverbindungen anderer Elemente. Man kann diese Wolken nur indirekt wahrnehmen. Sie zeigen sich entweder weil sie das Licht entfernterer Sternfelder verschlucken oder weil sie von nahestehenden Sternen zum Leuchten gebracht werden. Daher unterscheiden Astronomen Dunkelnebel und leuchtende Nebel. Die leuchtenden Nebel sind klassifiziert in Emissionsnebel und Reflexionsnebel. Daneben gibt es noch Planetarische Nebel und Supernova-Überreste.

Emissionsnebel leuchten, weil der Wasserstoff ihrer Wolken von energiereichen und nahen Sternen ionisiert werden. Die energiereichen Photonen prallen dabei auf die Elektronen in den Atomhüllen des Wasserstoff und sprengen dabei die atomaren Ketten. Sie lösen sie aus ihrem Atomverbund heraus und ionisieren den Wasserstoff. Dieses Gemisch aus Wasserstoffatomkernen und freien Elektronen wird in der Astronomie als HII-Region bezeichnet. Die römische II bedeutet, daß der Wasserstoff ionisiert ist. Ionisierter Wasserstoff leuchtet rot.


Reflexionsnebel leuchten sehr viel schwächer als Emissionsnebel. Dies liegt daran, daß sich in ihrer unmittelbaren Nähe keine ernergiereichen Sterne befinden deren Ultraviolettstrahlung stark genug ist, den Wasserstoff zu ionisieren. Sie leuchten einfach nur deshalb, weil sehr helle Sterne in ihrer Nähe sind und die wenigen und sehr kleinen Staubteilchen in der interstellaren Materie der Wolke das Licht dieser Sterne reflektieren. Reflexionsnebel leuchten immer in der Farbe des sie beleuchtenden Sterns. Mögliche Farben sind gelb, orange, rot, blau und grün.

Planetarische Nebel bestehen in der Regel aus einer Materie, die in den sehr späten Entwicklungsstadien ihres Muttersterns abgestoßen wurde. Der Begriff Planetarischer Nebel ist dabei eigentlich irreführend. Sie haben nichts mit Planeten zu tun. Diesen Namen tragen sie nur auf Grund ihrer historischen Namensgebung durch Wilhelm Herschel. Er sah mit seinen Instrumenten ein Erscheinungsbild, das dem von ihm entdeckten Planeten Uranus sehr nahe kam. Sie zeigten sich als runde und etwas verwaschene Fleckchen in seinem Teleskop. Mit den heutigen Möglichkeiten können wir aber eine enorme Vielzahl an Formen wahrnehmen. Diese Formen reichen von einfachen Gasringen bis zu hantelartigen Gebilden oder schmetterlingshaften Umrissen. Die Gase der planetarischen Nebel werden durch ihren Mutterstern in ihrem Zentrum zum Leuchten angeregt, weil der heiße Kern des sterbenden Stern freigelegt ist.

Supernova-Überreste entstehen, wenn ein sehr massereicher Stern am Ende seines kurzen Lebens seine äußeren Schichten in einer riesigen Explosion absprengt und so ins All schleudert. Diese Materie wird immer mehr im Raum expandieren und so einen leuchtenden Supernova-Überrest-Nebel bilden. Ein Supernova-Überrest leuchtet, weil der nun sehr schnell rotierende Mutterstern, der auch Pulsar oder Neutronenstern genannt wird, in seinem Zentrum ständig sehr energiereiche Elektronen in diese Region schickt. Dabei entsteht ein diffuses blaues Licht, weil die Elektronen von den vorhandenen Magnetfeldern auf spiralförmige Bahnen gezwungen werden. Die extrem hohe Temperatur des Pulsar im Zentrum des Überrestes ionisiert außerdem den Wasserstoff und damit wird ein rot leuchtendes Licht ausgesendet.

M 16
M 45
M 57
M 1

Emissionsnebel - M 16
Bild (c) NASA

Reflexionsnebel - M 45
Bild (c) NASA

Planetarischer Nebel - M 57
Bild (c) NASA

Supernova-Überrest - M 1
Bild (c) NASA


Sterne entstehen fast immer in großer Zahl und gleichzeitig aus dem Zusammenziehen von interstellaren Gas- und Staubwolken. Wir erkennen daher neu geborene Sterne erst dann, wenn sich der Nebel der Wolke gelichtet hat. Meist stehen diese neuen Sterne mehr oder minder stark gedrängt als Sternhaufen am Himmel. Astronomen nennen diese Art der Haufen Offene Sternhafen im Gegensatz  zu den Kugelsternhaufen, die allesamt aus alten Sternen bestehen. Kugelsternhaufen heißen so, weil sie so dicht stehen, daß man auch in großen Amateurinstrumenten die Sternenkugel nicht in Einzelsterne auflösen kann. Viele Offene Sternhaufen kann man schon mit dem bloßen Auge am Himmel erkennen. Auch die uns am nächsten stehenden Kugelsternhaufen kann man an einem wirklich dunklen Himmel wahrnehmen.

M 44
M 50

M 13

M 80

Offener Sternhaufen - M 44
Bild (c) NASA

Offener Sternhaufen - M 50
Bild (c) NASA

Kugelsternhaufen - M 13
Bild (c) NASA

Kugelsternhaufen - M 80
Bild (c) NASA


Unser Sonnensystem ist zusammen mit allen Sternen nur ein Teil eines viel größeren Systems, der Galaxis. Die Galaxis wird im Allgemeinen auch als Milchstraße bezeichnet. Sie hat diesen Namen schon seit Alters her, als man sie noch am wirklich dunklen Himmel als hell leuchtendes, nebelartiges Band am Himmel sehen konnte. Die Galaxis ist ein riesiges System. So steht unsere Sonne in einer nicht mehr vorstellbaren Entfernung von etwa 27.000 Lichtjahren vom Zentrum unserer Milchstraße entfernt. Dabei steht sie nahe am Innenrand eines Spiralbandes der Galaxis. Die Milchstraße mißt etwa 100.000 Lichtjahre im Durchmesser und ist zwischen 1.000 und 2.000 Lichtjahre dick. In der Mitte der Scheibe liegt eine dünne Schicht von Staub und Gas. In ihrem Zentrum liegt eine abgeflachte Verdickung mit einem Ausmaß von etwa 20.000 Lichtjahren Durchmesser. Jenseits des galaktischen Zentrums verschmilzt eine irreguläre Zwerggalaxie mit der Milchstraße. Ein sphärischer Halo von Kugelsternhaufen und einzelnen Sternen umgibt das Zentrum der Milchstraße bis zu einer Entfernung von 130.000 Lichtjahren. Beim Blick von oben auf die Galaxis erkennt man vier Spiralarme, die vom Zentrum ausgehen. Die Milchstraße spannt sich über den gesamten Himmel. Dabei weist sie unterschiedliche Breiten und Helligkeiten auf. In den Sommermonaten kann man sie wesentlich deutlicher erkennen als in den Wintermonaten. Im Sternbild Schütze ist sie am hellsten konzentriert. Dies weist auf das galaktische Zentrum hin, das an der Grenze zum Schlangenträger und Skorpion liegt. Man kann das Zentrum leider nicht sehen, weil viele Dunkelwolken uns den Blick dorthin versperren. Im Zentrum unserer Galaxis vermuten die Astronomen ein großes Schwarzes Loch. Es hat  immerhin eine Masse von 2.500.000 Sonnenmassen und ist zur Zeit inaktiv.

Milchstrasße
Milchstraße2
Milchstraße3
Milchstrasße

Milchstraße am Himmel
Bild (c) USM / Redshift Planetarium

Milchstraße Größenordnung
Bild (c) USM / Redshift Planetarium

Milchstraße Halo
Bild (c) USM / Redshift Planetarium

Milchstraße Spiralstruktur
Bild (c) USM / Redshift Planetarium


Unsere Milchstraße ist nicht einzigartig, sie ist nur eine von vielen Galaxien, die das All bevölkern. Alle Sterne, die wir mit dem Auge, dem Fernglas oder auch großen Amateur-Teleskopen sehen, gehören zu unserer Milchstraße oder den sie umgebenden Kugelsternhaufen. Am Südhimmel kann man zwei uns begleitende Galaxien sehen, die Große (LMC) und die Kleine Magellansche Wolke (SMC). Auch der Andromeda-Nebel ist eine relativ nahe an unserer Milchstraße stehende Galaxie. Sie hat, wie unsere Galaxis, zwei Begleitgalaxien, nämlich M 32 und NGC 205. M 13, der Andromeda-Nebel, ist aber nicht die einzige Galaxie unserer kosmischen Umgebung. Weitere Objekte dieser Art sind z.B. M 33, M 51, M 63, M 64, M 81, M 82, M 83, M 94, M 101, NGC 55, NGC 253, NGC 300, NGC 1291, NGC 1313, NGC 1316, NGC 2403, NGC 4945, NGC 5128 und NGC 6744.

M 51
M 104
LMC
SMC

Galaxie - M 51
Bild (c) NASA

Galaxie - M 104
Bild (c) NASA

Galaxie - LMC
Bild (c) NASA

Galaxie - SMC
Bild (c) NASA

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