Emissionsnebel

Als Emissionsnebel (lat. emittere »aussenden«) werden in der Astronomie Wolken Gases ( Nebel ) bezeichnet die selbst Licht in verschiedensten Farben emittieren. Damit unterscheiden sich von Reflexionsnebeln die lediglich eingestrahltes Licht reflektieren.

Die Energiequelle die den Nebel zum anregt sind üblicherweise hochenergetische Photonen eines oder mehrerer benachbarter heißer Sterne . Zur Lichtaussendung durch die Atome des kommt es auf zweierlei Arten:

1. Ionisation und Rekombination : Atomen werden zunächst durch Photonen deren Energie höher als die notwendige Ionisationsenergie ist Elektronen entrissen; es entstehen Ionen und freie Elektronen. Dieser Vorgang wird Photoionisation genannt. Die freien Elektronen können anschließend ionisierten Atomen eingefangen werden (Rekombination) wobei die ihre kinetische Energie in Form eines Photons wieder abgeben.
   Dabei wird sich ein eingefangenes Elektron zunächst auf einer höheren als der energetisch niedrigsten vollbesetzten Elektronenschale aufhalten wodurch sich das Atom in angeregten Zustand befindet. Nach kurzer Zeit wird es auf eine niedrigere Schale springen und den zwischen beiden Schalen in Form eines Photons Wellenlänge und Energie abgeben. Dies wird solange bis der Grundzustand erreicht ist in dem zu keiner Schale mehr gesprungen werden kann.
2. Anregungszustände : Ein an ein Atom gebundenes Elektron durch ein Photon bestimmter Energie nur auf eine höhere Elektronenschale einen energetisch höheren Zustand angehoben. Die Photonenenergie dabei genau dem Energieunterschied zwischen ursprünglicher und Schale entsprechen und kann auch durch das von mehreren Photonen aufgebracht werden. Das Zurückspringen in mehreren Schritten erfolgt wie bei der

Diese Mechanismen bewirken dass die Spektralanalyse von Emissionsnebeln keine reine Kontinuumstrahlung zeigt diskrete stärkere Emissionslinien auftreten.

Die Sterne die für das Leuchten Emissionsnebel verantwortlich sind sind meist heiße junge der Spektralklassen O B oder A da nur die notwendige Energie abstrahlen können. Meist handelt sich bei den Nebeln um die Überreste Gaswolken aus denen diese Sterne entstanden sind. Art von Emissionsnebeln sind häufig H-II-Gebiete d. h. Gebiete in denen Wasserstoff ionisiert vorkommt.

Ebenfalls zu den Emissionsnebeln gehören prinzipbedingt planetarischen Nebel bei denen allerdings ein heißer weißer Zwerg also der Überrest eines Sterns für Erleuchtung sorgt. Hier besteht der Nebel aus abgestoßenen äußeren Gashüllen des früheren Sterns.

Die Farbe des Nebels hängt von chemischen Zusammensetzung und von der Energie des Lichts ab. Wegen der Häufigkeit von Wasserstoff interstellaren Gas und seiner relativ niedrigen Ionisationsenergie viele Nebel mit dem für ihn charakteristischen bei einer Wellenlänge von 656 2  nm . Steht noch mehr Energie zur Verfügung es auch möglich dass andere Elemente ionisiert und Nebel mit grüner und blauer Farbe Aus dem Spektrum eines Nebels können Astronomen die enthaltenen Elemente bestimmen. Die meisten Emissionsnebel bestehen zu aus Wasserstoff desweiteren aus Helium Sauerstoff Stickstoff und anderen Elementen.

Schöne Beispiele für Emissionsnebel sind der M 8 und der Orionnebel M 42.

Emissionsnebel enthalten oftmals dunklere Regionen wo Staubwolken sog. Dunkelwolken kein Licht hindurchlassen. Solche Kombination von und Dunkelwolken ergeben interessant aussehende Objekte deren häufig bei der Namensgebung herangezogen wurde so Konusnebel NGC 2264.

Emissions- und Reflexionsnebel können häufig zusammen beobachtet werden und manchmal zusammengefasst als diffuse Nebel bezeichnet. Beispiele dafür sind der Omeganebel und der Trifidnebel M 20.

Siehe auch: Astronomische Objekte Energieniveau

Bücher zum Thema Emissionsnebel

Dieser Artikel von Wikipedia unterliegt der GNU FDL.