Schlagwort: Emissionsnebel

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Deep Field: Der Herznebel

In dem bildfüllenden Nebelfeld, das organgefarben leuchtet und stark strukturiert ist, befinden sich der Herznebel, der Fischkopfnebel und Melotte 15.

Bildcredit und Bildrechte: William Ostling, Telescope Live

Was erregt den Herznebel? Zunächst einmal sieht der große Emissionsnebel auf der linken Seite, der als IC 1805 katalogisiert ist, ein wenig wie ein menschliches Herz aus. Der Nebel leuchtet hell in rotem Licht, das von seinem wichtigsten Element, dem Wasserstoff, ausgestrahlt wird. Dieses lang belichtete Bild („Deep Field“) wurde aber auch mit Licht überlagert, das von Silizium (gelb) und Sauerstoff (blau) ausgestrahlt wird.

Im Zentrum des Herznebels befinden sich junge Sterne aus dem offenen Sternhaufen Melotte 15. Diese Sterne fressen mit ihrem atomar anregenden, energiereichen Licht und ihren Winden mehrere malerische Staubsäulen weg.

Der Herznebel befindet sich in etwa 7500 Lichtjahren Entfernung in Richtung des Sternbilds Kassiopeia. Unten rechts vom Herznebel befindet sich der begleitende Fischkopfnebel. Dieses breite und tiefe Bild zeigt jedoch deutlich, dass glühendes Gas den Herznebel in alle Richtungen umgibt.

Ein Deep Field ist eine lang belichtete Aufnahme eines Himmelsareals bei dem dunkle und weitentfernte Objekte sichtbar werden.

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In der Taurus-Molekülwolke

Im Bild sind wenige hell leuchtende Sterne und viele schwache Sterne verteilt. Dazwischen sind braune Nebel mit rötlich leuchtenden Einschlüssen.

Bildcredit und Bildrechte: Yuexiao Shen, Joe Hua

Der kosmische Pinsel der Sternbildung gestaltete diese interstellare Leinwand aus Emissionen, Staub und dunklen Nebeln. Das Teleskop-Mosaik ist 5 Grad breit. Es umrahmt eine Region, die am Himmel nördlich vom hellen Stern Aldebaran liegt, und zwar am inneren Rand der lokalen Blase in der Taurus-Molekülwolke.

Die Emission links unten ist als Sh2-239 katalogisiert. Sie besitzt Anzeichen von eingebetteten jungen stellaren Objekten. In der Region sind Herbig-Haro-Objekte verteilt. Diese Objekte gehen mit neu entstandenen Sternen einher. Sie sind von verräterischen rötlichen Strahlen aus verdichtetem Wasserstoff gekennzeichnet.

T Tauri ist der Prototyp der Klasse veränderlicher T-Tauri-Sterne. Er leuchtet neben einem gelblichen Nebel, der historisch als Hinds Veränderlicher Nebel (NGC 1555) bekannt ist. T-Tauri-Sterne gelten heute als junge Sterne, weniger als ein paar Millionen Jahre alte, sonnenähnliche Sterne in einem frühen Stadium der Entstehung.

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Flemings dreieckiges Büschel

Vor dem Hintergrund, der mit Sternen gesprenkelt ist, breiten sich rot-blau-weiße Fasern aus, die eine entfernt dreieckige Form haben.

Bildcredit und Bildrechte: Cristiano Gualco

Diese verworrenen und miteinander verwobenen Fasern aus verdichtetem, leuchtendem Gas breiten sich als Teil des Cirrusnebels in Richtung des Sternbilds Schwan am Nachthimmel über dem Planeten Erde aus.

Der Cirrusnebel selbst ist ein großer Supernovaüberrest: eine sich ausdehnende Wolke, die bei der Explosion eines massereichen Sterns entstanden ist. Das Licht der eigentlichen Supernovaexplosion hat die Erde vermutlich schon vor mehr als 5000 erreicht. Die leuchtenden Filamente sind in tatsächlich langgezogene Rippel in einer dünnen Schicht, auf die wir von der Seite schauen. Sie sind auffallend gut durch das blaue Leuchten von ionisiertem Sauerstoff und durch Rottöne, die von Sauerstoff stammen, voneinander getrennt.

Der Cirrusnebel wird manchmal auch als Cygnusbogen bezeichnet und ist unter der Nummer NGC 6979 katalogisiert. Er ersteckt sich über etwa den sechsfachen Durchmesser des Vollmonds am Himmel.

Bei einer Entfernung von schätzungsweise 2400 Lichtjahren entspricht die Länge des hier gezeigten Büschels etwa 30 Lichtjahren. Es wird nach dem früheren Direktor des Harvard College Observatory auch Pickerings Dreieck genannt. Es sollte aber wohl besser den Namen seiner Entdeckerin tragen, der Astronomin Williamina Fleming, also Flemings dreieckiges Büschel.

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Der Pferdekopfnebel

In der Bildmitte befindet sich eine dunkle Wolke, die an ein Seepferdchen erinnert, dahinter leuchtet eine rote Nebelwand, die nach oben hin in Fasern ausläuft. Übers Bild sind Sterne mit Zacken verteilt.

Bildcredit und Bildrechte: Mark Hanson und Martin Pugh, SSRO, PROMPT, CTIO, NSF

Sternwinde und und intensive Strahlung haben dieser wunderschönen interstellaren Staubwolke durch Zufall ihr markantes Aussehen verliehen: Passenderweise wird sie als Pferdekopfnebel bezeichnet.

Der Pferdekopfnebel ist etwa 1500 Lichtjahre von uns entfernt und Teil des ausgedehnten Orion-Molekülwolkenkomplex. Die Dunkelwolke ist etwa fünf Lichtjahre „groß“ und wird auch unter der Katalognummer Barnard 33 geführt.

Der dunkle Pferdekopf wird nur sichtbar, weil der undurchsichtige Staub, aus dem er besteht, sich als dunkle Silhouette gegen den leuchtend roten Emissionsnebel IC 434 abhebt. Im Inneren der Dunkelwolke entstehen neue Sterne. Der blaue Reflexionsnebel NGC 2023, der einen heißen, jungen Stern umgibt und sich unten links auf dem Gesamtbild befindet, bildet dazu das passende Gegenstück.

Das hier gezeigte prachtvolle Farbbild kombiniert Einzelbilder, die sowohl mit schmalbandigen als auch mit breitbandigen Filtern mit einer Reihe verschiedener Teleskope aufgenommen wurden.

Neu: APOD auf Telegram

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Die Geister von Gamma Cas

Rechts oben leuchtet ein blauer Stern mit Zacken, von links oben breitet sich nach unten ein rötlich leuchtender Nebel aus.

Bildcredit und Bildrechte: Guillaume Gruntz, Jean-François Bax

Gamma Cassiopeiae leuchtet im Herbst hoch am nördlichen Abendhimmel. Der helle, gezackte Stern im Teleskopsichtfeld befindet sich im Sternbild Kassiopeia. Gamma Cas teilt sich die spukhafte Szene mit den gespenstischen interstellaren Wolken IC 59 (links oben) und IC 63, die aus Gas und Staub bestehen.

Die Wolken sind etwa 600 Lichtjahre entfernt. Sie sind keine Geister, doch sie verschwinden langsam, weil sie unter dem Einfluss der energiereichen Strahlung des heißen, leuchtstarken Sterns Gamma Cas abgetragen werden. Gamma Cas ist physisch nur 3 bis 4 Lichtjahre vom Nebel entfernt.

IC 63 liegt etwas näher an Gamma Cas. Er strahlt in rotem H-alpha-Licht, das abgestrahlt wird, wenn Wasserstoffatome mit Elektronen rekombinieren, nachdem sie zuvor von der Ultraviolettstrahlung des Sterns ionisiert wurden. IC 59 ist weiter vom Stern entfernt. Er hat einen geringeren Anteil an H-alpha-Emission, aber mehr von dem blauen Farbton, der charakteristisch ist für Staub, der Sternenlicht reflektiert.

Die kosmische Bühne umfasst am Himmel mehr als 1 Grad oder 10 Lichtjahre in der geschätzten Entfernung von Gamma Cas mit Begleitung.

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Encke und die Kaulquappen

Rechts leuchtet ein rötlicher, stark strukturierte, runder Nebel. links die kleine grünliche Koma des Kometen Encke.

Bildcredit und Bildrechte: Dan Bartlett

Komet Encke (2P/Encke) ist der zweite periodische Komet der Geschichte. Enckes Bahn führt ihn auf seinem Weg durchs innere Sonnensystem vom Aphel zum Perihel, dem sonnennächsten Punkt seiner Bahn, der knapp innerhalb der Merkurbahn liegt. Das Aphel ist die größte Entfernung zur Sonne, Enckes Aphel liegt innerhalb der Jupiterbahn. Encke kehrt alle 3,3 Jahre zu seinem Perihel zurück, somit hat er von allen großen Kometen im Sonnensystem die kürzeste Periode.

Man bringt den Kometen Encke auch mit (mindestens) zwei jährlichen Meteorschauern auf dem Planeten Erde in Verbindung: den nördlichen und den südlichen Tauriden. Die beiden Meteorströme sind Ende Oktober und Anfang November aktiv. Ihre beiden Radianten liegen nahe beim hellen Stern Aldebaran im kopflastigen Sternbild Stier.

Der blasse Komet Encke wurde am Morgen des 24. August auf diesem Teleskopsichtfeld fotografiert. Damals befand sich Enckes hübsche grünliche Koma am Himmel in der Nähe des Emissionsnebels IC 410, in dem sich ein junger, eingebetteter Sternhaufen und zwei kaulquappenförmige, je ein Lichtjahr lange Sternbildungswolken befinden.

Derzeit bewegt sich Komet Encke in der Nähe des hellen Sterns Spica in der Jungfrau. Er passierte sein Perihel vor fünf Tagen, und zwar am 22. Oktober 2023.

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My Cephei

In der Mitte leuchtet ein orange-rötlicher Stern, er ist der hellste Stern im Bild. Nach rechts unten breiten sich rote Nebelwolken aus.

Bildcredit und Bildrechte: David Cruz

My Cephei ist ein sehr großer Stern. Der Überriese der Klasse M ist etwa 1500-mal so groß wie die Sonne. Er ist einer der größten Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind, ja sogar einer der größten Sterne in der gesamten Galaxis. Wenn er in unserem Sonnensystem die Sonne ersetzen würde, würde My Cephei Mars und Jupiter leicht einnehmen.

Historisch gesehen ist My Cephei als Herschels Granatstern bekannt, weil er extrem rot leuchtet. Der Überriese ist an die 2800 Lichtjahre entfernt und liegt auf dieser Teleskopansicht am Rand des rötlichen Emissionsnebels IC 1396 im königlichen Sternbild Kepheus. Er ist viel kühler und somit röter als die Sonne, und sein Licht wird durch Absorption und Streuung durch den Staub in der Milchstraße zusätzlich gerötet.

Der gut untersuchte veränderliche Stern My Cephei ist nach unserer Einschätzung in einer späten Phase der Sternentwicklung. Er ist außerdem ein massereicher Stern, der als Supernova explodieren wird, bei der sein Kern kollabiert.

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Die tiefe Lagune

Das Bild zeigt die turbulenten Staubwolken im Inneren des Lagunennebels in Violett. In der Mitte ist ein heller Fleck in Form einer Sanduhr.

Bildcredit und Bildrechte: Josep Drudis, Christian Sasse

Die turbulenten kosmischen Tiefen des Lagunennebels sind voller dunkler Staubwolken und Grate aus leuchtendem interstellarem Gas. Die helle Sternbildungsregion ist auch als M8 bekannt. Sie ist etwa 5000 Lichtjahre entfernt und immer noch ein beliebter Halt bei Teleskopreisen im Sternbild Schütze, wo das Zentrum unserer Milchstraße liegt.

Die Ansicht ist geprägt von der verräterischen roten Emission, die entsteht, wenn sich abgestreifte Elektronen mit ionisierten Wasserstoffatomen vereinen. Die detailreiche Teleskopansicht vom Zentrum der Lagune ist etwa 40 Lichtjahre breit. Die helle Sanduhrform nahe der Bildmitte ist Gas, das von der energiereichen Strahlung und extremen Sternwinden eines massereichen jungen Sterns ionisiert und geformt wurde.

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