Herz- und Seelennebel: Riesige H-II-Regionen

Lage der Herz- und Seelennebel

DERHerznebel (IC 1805)und vondie Seele (IC 1848)liegen im SternbildKassiopeia, etwa 7.500 Lichtjahre von der Erde entfernt, im Perseus-Arm der Milchstraße. Jeder von ihnen erstreckt sich über fast 200 Lichtjahre und ist Teil einer riesigen Molekülwolke.

Mit Teleskopen mit Hα-Filtern beobachtbar, erscheinen sie als doppelte kosmische Struktur: dieHerzund dieSeele. Diese Nebel sind in der Linie des ionisierten Wasserstoffs besonders hell und erzeugen die charakteristische rote Farbe, die auf astronomischen Fotografien zu finden ist.

Hinweis: :
L'ionisierter Wasserstoff, mit H II bezeichnet, entspricht einem Wasserstoffatom, das sein einzelnes Elektron unter der Wirkung der von massereichen Sternen emittierten ultravioletten Strahlung verloren hat. Dieses Plasma, das nur aus Protonen und freien Elektronen besteht, ist der Ursprung der H II-Regionen, regelrechten „Sternkinderstuben“, denn es offenbart die Zonen der Sternentstehung. Die zur Ionisierung von Wasserstoff erforderliche Energie beträgt13,6 eV.

Die Herz- und Seelennebel: Sternlabore in Cassiopeia

Die „Herz- und Seelennebel“ sind zwei riesige Wolken aus Gas und Staub, die sich in unserer Galaxie befinden. Sie leuchten, weil ihre Wasserstoffatome durch das Licht sehr heißer und massereicher Sterne stark angeregt werden. Diese Regionen sind gleichzeitigSternenwiegen, wo durch den Kollaps dichterer Gas- und Staubbereiche neue Sterne entstehen.

Hinter ihrer visuellen Schönheit verbergen sich in diesen Nebeln komplexe physikalische Prozesse: Sternenlicht verändert Materie, die Bewegungen von Gas formen die Wolken und die Chemie des interstellaren Mediums bereitet die Entstehung zukünftiger Sterne vor. Sie bieten daher einen einzigartigen Einblick in die Art und Weise, wie das Universum seine Materie recycelt, um neue Generationen von Sternen zu erschaffen.

Spektroskopische Diagnostik

Um Nebel zu untersuchen, analysieren Astronomen das von ihnen emittierte Licht. Bestimmte Spektrallinien, wie die berühmte Hα-Linie von Wasserstoff oder die von Sauerstoff ([O III] bei 500,7 nm) und Stickstoff ([N II] bei 658,4 nm), fungieren als echte „Sonden“. Sie ermöglichen die Bestimmung zweier Schlüsselgrößen: der Temperatur des Gases und seiner Elektronendichte. Durch den Vergleich der relativen Intensität dieser Linien und die Verwendung von Photoionisationsmodellen können wir auf die Effizienz der Strahlung der Sterne schließen, die das Gas ionisiert, sowie auf die genauen physikalischen Bedingungen, die im Nebel herrschen.

Rolle von Staub und Strahlung

In Nebeln spielt Staub eine wesentliche Rolle. Es absorbiert einen Teil des sehr energiereichen Lichts massereicher Sterne und gibt diese Energie dann in Form von Infrarotstrahlung wieder ab. Dieser Prozess erwärmt die Umgebung und beeinflusst die Temperaturverteilung. Darüber hinaus können auf der Oberfläche von mit Eis bedeckten Staubkörnern chemische Reaktionen ablaufen, die zur Entstehung komplexer Moleküle führen, die manchmal als Bausteine ​​des Lebens angesehen werden.

Wie Sterne geboren werden

In den dichtesten Regionen von Nebeln kann die Schwerkraft schließlich die Kräfte überwiegen, die das Gas im Gleichgewicht halten (Wärme, Turbulenzen, Magnetfelder). Wenn dies geschieht, kollabiert die Materie in sich selbst und bildet „Kerne“, die zu Sternen werden. Die Mindestgröße dieser Kerne wird durch das definiert, was Astrophysiker die „Jeans-Skala“ nennen, ein Kriterium, das die Masse festlegt, ab der eine Wolke kollabieren und einen neuen Stern entstehen lassen kann.

Was die Beobachtungen verraten

Um diese Prozesse zu verstehen, kombinieren Astronomen verschiedene Wellenlängen: sichtbares Licht (zum Beispiel die Hα-Linie von Wasserstoff), Infrarot- und Radiowellen. Durch den Vergleich dieser Bilder können wir den Staub kartieren, die Lichtauslöschung messen, die Bewegungen des Gases verfolgen und so die Anwesenheit sich bildender Sterne mit der Ionisierung und Verteilung der Materie im Nebel in Verbindung bringen.

Tabelle der großen Regionsfamilie H II

Diese Tabelle verdeutlicht, dass die Herz- und Seelennebel zu einer großen Familie riesiger H-II-Regionen gehören, die oft mit jungen offenen Sternhaufen verbunden sind, die sehr reich an massereichen Sternen sind.

Wir sehen, dass die Herz- und Seelennebel zu den massereichsten gehören (\(10^{5}\ M_{\odot}\)), vergleichbar mit der Rosette und viel gasreicher als der Orion- oder der Trifid-Nebel, die kleiner sind, aber aufgrund ihrer Nähe sehr gut untersucht sind.

Arten von Nebeln

In der Astronomie ist der Begriff Nebel recht allgemein gehalten: Er bezeichnet lediglich eine interstellare Wolke aus Gas und Staub, es gibt jedoch mehrere unterschiedliche physikalische Typen: