Roter Emissionsnebel mit eingebettetem Sternhaufen und der berühmte Granatstern im Sternbild Kepheus
Innerhalb unserer Galaxie erscheint uns die aus Atomen und Molekülen zusammengesetzte Materie in verschiedenen Formen, Aggregaten und Gestalt.
Mal ist sie in leuchtenden Gasnebeln verteilt oder in Sternen, offenen Sternhaufen oder Kugelsternhaufen konzentriert. Doch alle diese Zustände sind wie ein Gespinst miteinander verwoben und spiegeln das Entstehen und Vergehen im Sternenleben wider…
Was sich so alles an astronomischen Objekten in unserer Milchstraße beobachten lässt, hatten wir bereits am Anfang unseres Kurses zusammengefasst. Nun wollten wir am 9. Kurstag in diesem Sammelsurium von Nebeln, Sternen und Sternhaufen etwas Struktur hineinbringen. Und es wurde gezeigt, wie nach heutigem Wissensstand alle diese unterschiedlichen Zustände der Materie miteinander zusammenhängen.
Materie in unserer Milchstraße – in unterschiedlichsten Aggregaten, Formen und Farben
Interstellare Nebel
Interstellare Staub- und Gasnebel begegnen uns in der Milchstraße in schätzungsweise fünf Kategorien:
– Dunkelnebel: Sie bestehen aus dichten Materiewolken (z.B. Kohlenstoff) und blocken sichtbares Licht
– Reflexionsnebel: Sie sind Gas- und Staubnebel, die von äußeren Sternen angestrahlt werden und reflektieren und streuen deren Licht, was diese Nebel dann sichtbar macht (häufig in blau-grau-weißem Farbton)
NGC1499 – Kaliforniennebel im Sternbild Perseus: Ein Emissionsnebel im trendigen H-alpha-rot
– Emissionsnebel: Sie bestehen aus Gasen (sehr häufig Wasserstoff) und leuchten in bestimmten Wellenlängen; z.B. im Hα-rot. Ihre Energie beziehen sie aus der Strahlung eingebetteter Sterne in ihrem Inneren.
– Planetarische Nebel: Sie sind den Emissionsnebeln sehr ähnlich. Neben Wasserstoff enthalten sie auch Sauerstoff, Stickstoff und andere leichtere Elemente. Als Strahlungsquelle dient hier ein kompater heißer, weißer Zwerg – eine Sternenleiche – in ihrem Inneren. Sie sind entstanden durch den Abwurf der Gashüllen sterbender Sterne, die ihren Energievorrat für die Kernfusion verzehrt haben.
– SNRs (Supernova Remnants), also Supernova-Überreste, sind expandierende Explosionswolken von Supernova-Ereignissen. Denn massereiche Sterne sterben häufig mit viel Getöse. Sie hinterlassen kosmische Exoten in ihrem Inneren, die den umgebenden Nebel mit unglaublich hoher Energie versorgen; etwa rotierende Neutronensterne oder auch Schwarze Löcher. Dementsprechend sind SNRs also auch Emissionsnebeln sehr ähnlich; jedoch angereichert mit vielen leichten und auch schweren Elementen.
Sternhaufen
Offener Sternhaufen M45 – Plejaden – im Sternbild Stier mit vordergründigem Reflexionsnebel
Das von eingebetteten Sternen verursachte Leuchten der Emissionsnebel wird nicht selten durch Sternenstehungsprozesse hervorgerufen. Durch die gewaltige Ausdehnung der Wolke reicht die Materie häufig aus, um nicht nur einen, sondern viele Sterne auf einem großen Areal über Jahrmillionen entstehen zu lassen. Nach der Entstehungsphase, wenn alles Gas aufgebraucht ist, bleiben nur die neu entstandenen Sterne übrig. Diese ‚Sternkinderstuben‘ werden auch offene Sternhaufen genannt.
Kugelsternhaufen M13 im Sternbild Herkules, etwa 25000 Lichtjahre entfernt
Im Gegensatz dazu gibt es die sogenannten Kugelsternhaufen, die aus sehr alten Sternen bestehen und aus vielen hunderttausenden Einzelindividuen zusammengesetzt sein können. Gemeinsames Charakterisika der Sternseniorenresidenzen ist die Dichtezunahme der Sternenanzahl in Richtung Zentrum eines Kugelsternhaufens; daher auch seine kugelförmige, wattige Gestalt. Sie umkreisen die Galaxie auf eigenen Bahnen; sind also i.a. nicht in die Galaxienebene eingebettet und auch wesentlich weiter von uns entfernt: Während die uns nächsten offenen Sternhaufen nur einige hundert Lichtjahre entfernt sind, weisen die uns dichtesten Kugelsternhaufen Entfernungen ab ca. 10000 Lichtjahren auf.
Einzelsterne und Exoten
Auch bei den Sternen gibt es eine Vielzahl von Ausprägungen, Typen und Eigenschaften; die natürlich an einem einzigen Kurstag nicht erörtert werden können.
Albireo – Doppelstern im Sternbild Schwan
Es sei jedoch angemerkt, dass man Einzel- Doppel- und Mehrfachsternsysteme unterscheidet. Es handelt sich bei den Doppel- und Mehrfachsternsystemen (im Folgenden kurz Doppelsterne genannt) um gravitativ gebundene Sterne, die auf keplerschen Bahnen einander den gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen. Meistens werden sie gemeinsam in einer Gaswolke geboren; der zufällig zu dichte Abstand fügt sie dann als Doppelsternsystem für immer zusammen.
Auch gibt es Sterne, die nicht gleichmäßig hell leuchten, sondern ihre Helligkeit regelmäßig oder unregelmäßig ändern. Sie werden Veränderliche genannt. Die Ursachen können vielschichtig sein; etwa eine regelmäßige Abdunkelung des Sterns durch einen umkreisenden, viel dunkleren Stern (z.B. Algol, der Teufelsstern im Sternbild Perseus). Oder ein Einzelstern, der seine Größe aufgrund von thermisch- gravitativen Einflüssen ändert (Kappa-Effekt), sogenannte Pulsationsveränderliche. Typischer Vertreter ist hier Stern Mira im Sternbild Walfisch.
Und es gibt natürlich noch die Exoten. Das sind eigentlich gar keine echten Sterne mehr, sondern extrem dicht gepackte Sternenkerne; also Überreste erloschener Sterne. Hierzu gehören die Weißen Zwerge, Neutronensterne und Stellare Schwarze Löcher (Reihenfolge mit zunehmender Extremheit in ihren physikalischen Eigenschaften).
Diese Liste ist jedoch bei weitem noch nicht vollständig. Die komplette Aufzählung würde auch hier den Rahmen sprengen; aber sicher ist, dass jeden Tag neue merkwürdige Objekte in unserer Milchstraße von den Astronomen entdeckt und untersucht werden. Es bleibt also – extrem – spannend!
