Gasnebel

Der Krebs-Nebel oder M1 ist der gasförmige Rest einer Supernova, die im Jahr 1054 n.Chr. explodierte. Messier 1 gehört zu den auffallendsten und historisch als auch physikalisch am besten dokumentiertesten bekannten Supernova-Überresten. Er wird oft auch als der Rosette-Stein der Astronomie bezeichnet. Der aus dieser mittelalterlichen Supernova entstandene, visuell etwa 8.2 mag helle Nebel wurde erstmals vom englischen Physiker und Amateurastronomen John Bevis im Jahre 1731 entdeckt. 27 Jahre später, als Charles Messier die Rückkehr des Halleyschen Kometen im Jahre 1758 beobachtete, stiess er unabhängig von Bevis auf diesen Nebel. Beim Anblick des diffusen Nebelfleckes, der beinahe wie ein Komet aussah, kam Messier die Idee, einen Katalog zu verfassen, damit künftige Astronomen diese nicht mit Kometen verwechseln sollten. Lord Rosse bemerkte im Jahre 1844 erstmals die äussere Filamentstruktur des Nebels und verglich diese mit den Beinen eines Krebses, worauf er M 1 mit Krebsnebel bezeichnete. Freilich hatte noch keiner dieser Astronomen eine Ahnung, dass es sich hier um den Überrest der Supernova von 1054 handelte. Diese SN wurde damals von chinesischen und arabischen Astronomen als extrem heller Stern sogar 23 Tage lang am Taghimmel beobachtet.

Übrig blieb im Kernbereich eines Sternes mit ehemals 10 Sonnenmassen ein Neutronenstern mit einer Sonnenmasse und einem Durchmesser von nur etwa 20km. Dieser Pulsar bewegt sich mit 100km pro Sekunde vom Explosionsort weg und rotiert in einer Sekunde 33x um seine eigene Achse. Das ganze Szenario ist etwa 6300 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Durchmesser der Explosionswolke beträgt heute ca. 10 Lichtjahre und dehnt sich heute noch mit einer Geschwindigkeit von 1600km pro Sekunde aus. Man kann auf Aufnahmen, die einige Jahrzehnte auseinanderliegen, die Expansion erkennen.

Der berühmte Ringnebel im Sternbild Leier. Er wurde 1779 vom französischen Astronomen Antoine Darquier von Toulouse und kurze Zeit später von Charles Messier entdeckt. Zu Anfang glaubte man, dass M 57 aus unzähligen, schwach leuchtenden Sternen bestehe, die mit den damaligen Teleskopen nicht aufzulösen wären.Die Ringform von M 57 ist eigentlich weder ein Ring, noch eine halbdurchsichtige hohle Blase, sondern aufgrund unserer Blickrichtung eine Projektion einer komplizierteren bipolaren Struktur. Der Zentralstern ist ein bläulicher Zwergstern mit einer geschätzten Oberflächentemperatur von 120 000° K und die berechnete Dichte soll tausendmal höher als die der Sonne sein. Die typische bläulich-grünliche Färbung dieses Nebels wird hauptsächlich durch die beiden starken Emissionslinien (500.7 und 495.9 nm) von doppelt ionisiertem Sauerstoff hervorgerufen. Die Farbe des Ringnebels durchläuft von innen nach aussen alle Regenbogenfarben von blau bis rot. Die Emissionen von sehr heissem Helium nahe des Zentralsterns sind blau, das Licht von etwas weiter entferntem ionisiertem Sauerstoff erscheint grün und das kühlste Gas zeigt rot leuchtenden ionisierten Stickstoff. Die Entfernung von M 57 wird auf etwa 2000 Lichtjahre geschätzt. Durchmesser etwa 50'000 AE . Spektroskopische Untersuchungen ergeben eine Expansiongeschwindigkeit von etwa 19 km/sec. Ein Standardobjekt bei Sternführungen, obwohl sein Zentralstern nur bei ganz optimalen Bedingungen mit Teleskopen ab etwa 16" Spiegeldurchmesser zu erkennen ist. Am oberen Bildrand ist der Kernbereich der Galaxie IC 1296 mit einer visuellen Helligkeit von 14.83 mag und den Abmessungen 66"x48" zu erkennen.

Messier 27 oder der Hantelnebel wurde im Juli 1764 von Charles Messier entdeckt. T. W. Webb verglich den Nebel mit einer Hantel. Der große scheinbare Durchmesser des PN's lässt darauf schließen, dass er sich relativ nahe zu uns befindet. Die Entfernungsangaben schwanken von 300 bis 1250 Lichtjahren. Nimmt man an, dass sich der Nebel in einer Entfernung nahe bei 900 Lichtjahren befindet, so wäre M 27 mit einem wahren Durchmesser von knapp 2.5 Lichtjahren einer der größten PN's dieses Typs. Die durch spektroskopische Analyse gefundene Expansiongeschwindigkeit von M 27 liegt etwa bei 27.3 km/s. Nach Messungen auf astrometrischen Fotografien wächst der Nebel um etwa 1" pro Jahrhundert, nach anderen Quellen sind es gar 7". Nimmt man an, dass die Expansionsrate relativ konstant ist, so kommt man auf ein Alter des Nebels von etwa 48 000 Jahren. Die „Sternenleiche“ im Sternbild Füchschen zeigt uns, wie es hier einmal in weiteren ca. 4 Milliarden Jahren aussehen wird, wenn unsere Sonne ihre Hüllen abstößt und den Riesenast verlässt. Und so eine pulsierende Sonne, die gibt zuerst Wasserstoff (rot) 92% , 7% Helium und Spuren von Sauerstoff, Stickstoff, Neon, Schwefel und Argon ab. Diese Gase leuchten in spezifischen Wellenlängen, sehr stark leuchtet M 27 auf der O-III Linie von doppelt ionisiertem Sauerstoff (blaugrün). Dabei kommt es zu der Sanduhr- oder Hantelform. In der Mitte bleibt ein „Weißer Zwergstern“ übrig. Eine Art kosmisches Recycling, denn Sterne geben ihre "Asche" an das Universum zurück. Der Zentralstern ist mit 13.9 mag. einer Oberflächentemperatur von etwa 85 000° ist mit einem 8" Teleskop eben noch visuell erkennbar.

Der Pferdekopfnebel ist eine Dunkelwolke im Sternbild Orion, er wurde vom Astronomen Edward Barnard Anfang des 20. Jahrhunderts erstmals katalogisiert. Nach seinem Eintrag im Barnard-Katalog von Dunkelwolken trägt er seitdem die Katalognummer Barnard 33. Es handelt sich dabei um eine Ansammlung von kaltem Gas und Staub, deren Form an einen Pferdekopf erinnert. Sie liegt direkt vor dem rötlich leuchtenden Emissionsnebel IC 434, sodass sie sich vom helleren Hintergrund abhebt. Die Gasmassen sind in Bewegung, wodurch der Nebel in einigen tausend Jahren einem Pferdekopf nicht mehr ähneln wird.

Das Objekt ist etwa 1500 Lichtjahre entfernt und hat eine Ausdehnung von ca. 3 Lichtjahren. Obwohl er damit von der Erde aus etwa ein Viertel so groß wie der Erdmond erscheint, kann er aufgrund der geringen Helligkeit nicht mit bloßem Auge gesehen werden und benötigt lange Belichtungszeiten. Wegen der großen Fläche und der geringen Helligkeit ist eine visuelle Beobachtung sehr schwierig.

Der hellste Stern im Bild, Alnitak scheinbare Helligkeit +2,03 mag, östlichster Gürtelstern im Orion, in einer Entfernung von 820 Lichtjahren, ist ein blauer Überriese mit ca. 20fachen Sonnendurchmesser und 10 000-facher Leuchtkraft unserer Sonne.

Auf dem Bild ist der Flammennebel NGC2024 links über dem Gürtelstern Alnitak das hellste Nebelgebiet.