Schlagwort: H-alpha

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NGC 1579: Trifid im Norden

Oben leuchtet ein roter Nebel mit dunklen Ästen davor, der entfernt an den Trifidnebel erinnert. Im Bild sind mehrere Sterne mit blau leuchtenden Nebeln verteilt.

Bildcredit und Bildrechte: Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, Universität von Arizona

Der farbenprächtige Nebel NGC 1579 sieht dem besser bekannten Trifidnebel ähnlich. Er liegt aber am Himmel des Planeten Erde viel weiter nördlich, und zwar im heroischen Sternbild Perseus.

NGC 1579 ist etwa 2100 Lichtjahre entfernt. Er hat einen Durchmesser von drei Lichtjahren. Ähnlich wie der Trifid ist er eine Studie gegensätzlicher blauer und roter Farben mit markanten dunklen Staubbahnen in den Zentralregionen des Nebels. In beiden Fällen reflektiert Staub das Sternenlicht und bildet die schönen, blauen Reflexionsnebel.

Doch anders als beim Trifid ist das rötliche Leuchten in NGC 1579 keine Emission von Wolken aus leuchtendem Wasserstoff, der vom Ultraviolettlicht eines nahe gelegenen heißen Sterns angeregt wird. Stattdessen schwächt, rötet und streut der Staub in NGC 1579 das Licht eines eingebetteten, extrem jungen, massereichen Sterns. Dieser Stern ist selbst eine starke Emissionsquelle des charakteristischen roten H-alpha-Lichts.

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Funkelnde orange Sonne

Der orangefarbene Ball auf dunklem Hintergrund ist die Sonne. Sie ist invertiert abgebildet, daher am Rand heller als in der Mitte. Auf der Oberfläche sind einige helle und dunkle Strukturen sowie Granulation.

Bildcredit und Bildrechte: Alan Friedman (Averted Imagination)

Unsere Sonne wird ein umtriebiger Ort. Dieses Foto von letzter Woche zeigt die Sonne mit vielen interessanten Strukturen. Eine davon war die Sonnenfleckengruppe AR 1339 rechts im Bild. Sie war eine der größten, die je dokumentiert wurden. Erst letztes Jahr erwachte die Sonne aus einem jahrelangen, ungewöhnlich ruhigen Sonnenminimum.

Dieses Bild entstand in einer speziellen Lichtfarbe, dem sogenannten H-alpha-Licht. Das Negativbild wurde in Falschfarben gefärbt. Spikulen bedecken einen Großteil der Sonnenoberfläche. Die Randverdunkelung zum Sonnenrand hin (im Negativ eine Aufhellung) entsteht, weil das kühlere Sonnengas zum Rand hin mehr Strahlung absorbiert. Über den Sonnenrand ragen mehrere gleißende Sonnenfackeln. Auf der Sonnenoberfläche sind die Protuberanzen als helle Streifen zu sehen. Visuell interessant sind die magnetisch verworrenen Aktiven Regionen mit kühlen Sonnenflecken.

Wenn sich das Magnetfeld der Sonne in den nächsten Jahren einem Sonnenmaximum nähert, wird die Sonnenoberfläche durch die zunehmende Aktivität wohl noch komplexer.

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IC 59 und IC 63 in der Kassiopeia

Hinter bungen Sternen leuchtet ein violetter Nebel, der an spukende Geister erinnert.

Bildcredit und Bildrechte: Ken Crawford (Rancho Del Sol Obs.)

Die hellen Ränder und fließenden Formen erinnern an schmelzende Eiscreme in kosmischen Größenordnungen. Wenn man zum Sternbild Kassiopeia blickt, zeigt die farbige, vergrößerbare Himmelslandschaft die zurückgefegten, kometenartigen Wolken IC 59 (links) und IC 63.

Die Wolken sind etwa 600 Lichtjahre entfernt und schmelzen eigentlich nicht, sondern lösen sich langsam auf, weil sie der ionisierenden, ultravioletten Strahlung des heißen leuchtstarken Sterns γ Cas ausgesetzt sind.

Gamma Cassiopeiae ist physisch nur 3-4 Lichtjahre von den Nebeln entfernt. Er liegt knapp außerhalb des rechten oberen Bildrandes. IC 63 ist Gamma Cassiopeiae sogar etwas näher. Dieser Nebel ist von rotem H-alpha-Licht bestimmt. Dieses Licht wird abgestrahlt, wenn ionisierte Wasserstoffatome sich wieder mit Elektronen verbinden.

IC 59 ist weiter vom Stern entfernt. Er strahlt weniger H-alpha-Licht ab. Stattdessen zeigt er mehr von der charakteristischen blauen Färbung von Sternenlicht, das von Staub reflektiert wird. Das Sichtfeld ist etwa 1 Grad breit. In der geschätzten Entfernung von Gamma Cassiopeiae und seiner Freunde sind das 10 Lichtjahre.

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Die Farbe von IC 1795

Ein leuchtend roter Nebel füllt das Bild, davor sind wenige kleine Sterne verteilt.

Bildcredit und Bildrechte: Bob und Janice Fera (Fera Photography)

Dieses gestochen scharfe kosmische Porträt von IC 1795 zeigt leuchtendes Gas und undurchsichtige Staubwolken. IC 1795 ist eine Sternbildungsregion im nördlichen Sternbild Kassiopeia. Der Nebel ist auch als NGC 896 katalogisiert. Die Details des Nebels sind in markanter roter Farbe abgebildet. Sie wurden mit einer empfindlichen Kamera bei langen Belichtungszeiten aufgenommen, teilweise mit einem Schmalbandfilter.

Der Schmalbandfilter ist nur für H-alpha-Licht durchlässig. H-alpha ist das rote Licht von Wasserstoffatomen. Junge, energiereiche Sterne regen mit ihrem Ultraviolettlicht das Wasserstoffgas an. Dabei verlassen Elektronen die Atome. Wenn ein Wasserstoffatom ein einzelnes Elektron wieder einfängt, nimmt es ein niedrigeres Energieniveau an und strahlt das charakteristische H-Alpha-Licht ab.

IC 1795 ist am Himmel nicht weit vom berühmten Doppelsternhaufen im Perseus entfernt. Er ist Teil eines Sternbildungskomplexes am Rand einer großen Molekülwolke und befindet sich auch nahe bei IC 1805, dem Herznebel. Der größere Sternbildungskomplex ist mehr als 6000 Lichtjahre von uns entfernt. Er breitet sich am Perseus-Spiralarm unserer Milchstraße aus. In dieser Entfernung ist das Bild etwa 70 Lichtjahren in IC 1795 breit.

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Eine riesige Tsunami-Stoßwelle auf der Sonne

Der schwarzweiß dargestellte Ausschnitt der Sonne hat links am Sonnenrand einen sehr hellen Fleck, von dem sich eine Stoßwelle ausbreitet.

Bildcredit: NSO/AURA/NSF und das USAF-Forschungslabor

Beschreibung: So große Tsunamis gibt es auf der Erde nicht. 2006 erzeugte die riesige Sonnenfackel eines erdgroßen Sonnenflecks eine tsunamiartige Druckwelle, die sogar auf der Sonne spektakulär groß war.

Das Bild wurde mit einem Teleskop des Optical Solar Patrol Network (OSPAN) aufgenommen, das im US-amerikanischen New Mexico stationiert ist. Es zeigt eine Tsunamiwelle, die von der Aktiven Region AR 10930 ausgeht. Dabei entstand eine Stoßwelle, eine sogenannte Moreton-Welle. Diese Stoßwelle komprimierte und erhitzte Gase, zum Beispiel Wasserstoff in der Photosphäre der Sonne. Das führte zu einem kurzen, helleren Leuchten. Die Aufnahme wurde in einer speziellen roten Farbe aufgenommen, die von Wasserstoff abgestrahlt wird.

Die mächtige Stoßwelle fegte einige aktive Sonnenfilamente fort. Viele davon entstanden später neu. Der Sonnentsunami raste mit fast einer Million Kilometer pro Stunde über die Sonne und umkreiste sie in wenigen Minuten.

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Wasserstoff in der GMW

Im Bild leuchtet eine Sterneninsel, die von kräftig magentafarben leuchtenden Sternbildungsregionen gesprenkelt ist.

Credit und Bildrechte: Marco Lorenzi (Star Echoes)

Beschreibung: Die Große Magellansche Wolke (GMW) im Sternbild Schwertfisch (Doradus) ist eine Begleitgalaxie unserer Milchstraße. Sie ist etwa 180.000 Lichtjahre entfernt und ein schöner Anblick am dunklen Südhimmel. Dieses sehr detailreiche Mosaik aus vier Teleskopbildern zeigt das Aussehen der Begleiterin der Milchstraße, einer jungen Balkenspiralgalaxie.

Das Mosaik enthält Bilddaten von einem Schmalbandfilter, der nur für das rote Licht von Wasserstoffatomen durchlässig ist. Ein Wasserstoffatom, das von energiereichem Sternenlicht ionisiert wurde, strahlt das charakteristische rote H-alpha-Licht ab, wenn es ein einzelnes Elektron einfängt und in einen niedrigeren Energiezustand übergeht.

Im Licht von H-alpha ist das Mosaik von rötlichen Wolken aus Wasserstoff besprenkelt. Diese rötlichen Wolken umgeben massereiche junge Sterne. Die leuchtenden Wasserstoffwolken werden von den starken Sternwinden und ultravioletter Strahlung geformt. Sie sind als HII-Regionen bekannt. HII steht für ionisierten Wasserstoff.

Der Tarantelnebel breitet sich links neben der Mitte aus. Er besteht aus vielen überlappenden Wolken und ist die bei weitem größte Sternbildungsregion in der GMW. Die Große Magellansche Wolke hat einen Durchmesser von etwa 15.000 Lichtjahren.

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Das gewellte rote Band der SNR 0509

Vor einem Hintergrund aus zarten Sternen zeichnet sich eine ebenso zarte rote Blase ab, man sieht nur ihren Umriss.

Credit: NASA, ESA und das Hubble-Vermächtnis-Team (STScI/AURA); Danksagung: J. Hughes (Rutgers U.)

Beschreibung: Wie entstehen die Wellen im Supernova-Überrest SNR 0509-67.5? Die Wellen und der größere Nebel wurden 2006 und Ende letzten Jahres vom Weltraumteleskop Hubble so detailreich wie noch nie abgebildet. Die rote Farbe wurde mit einem Hubble-Filter aufgenommen, der nur für Licht von angeregtem Wasserstoff durchlässig ist.

Der genaue Ursprung der Wellen ist unbekannt. Zwei Ursprungshypothesen werden in Betracht gezogen, sie erklären die Welle mit relativ dichten Anteilen von ausgestoßenem oder zusammengepresstem Gas. Die Ursache für den breiteren, rot leuchtenden Ring ist klarer, da sich die Ausdehnungsgeschwindigkeit und die Lichtechos mit einer klassischen Supernova-Explosion vom Typ Ia erklären lassen, die sich etwa 400 Jahren ereignet haben muss.

SNR 0509 hat derzeit einen Durchmesser von etwa 23 Lichtjahren. Er ist ungefähr 160.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schwertfisch (Dorado) in der Großen Magellanschen Wolke. Der expandierende Ring birgt jedoch ein weiteres Geheimnis: Warum wurde die Supernova vor 400 Jahre nicht beobachtet, als das Licht ihrer Explosion die Erde passiert haben müsste?

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Wasserstoff in M51

In der Bildmitte ist die Spiralgalaxie M51 mit vielen Sternbildungsregionen und einem ausgedehnten Nebel dargestellt, der sich nach oben hin ausbreitet.

Credit und Bildrechte: CAHA, Fundación Descubre, DSA, OAUV, Vicent Peris (OAUV / PixInsight), Jack Harvey (SSRO), Steven Mazlin (SSRO), Carlos Sonnenstein (Valkanik), Juan Conejero (PixInsight).

Beschreibung: M51 ist vielleicht der Prototyp eines Spiralnebels. Die große Galaxie hat einen Durchmesser von mehr als 60.000 Lichtjahren und eine klar erkennbare Spiralstruktur. M51 ist auch als NGC 5194 katalogisiert und Teil eines bekannten, miteinander wechselwirkenden Galaxienpaares. Ihre Spiralarme und Staubbahnen reichen eindeutig über die Begleitgalaxie NGC 5195 (oben).

Dieses dramatisch bearbeitete Farbkomposit kombiniert M51-Bilddaten des 1,2-Meter-Teleskops am Calar-Alto-Observatorium. Die Daten enthalten lange Belichtungen mit einem Schmalband-H-alpha-Wasserstofffilter, der die Strahlung von atomarem Wasserstoff aufzeichnet. Rötliche Gebiete von Wasserstoffstrahlung, die als HII-Regionen bezeichnet werden, sind Bereiche mit intensiver Sternbildung, die hauptsächlich in den hellen Spiralarmen von M51 zu finden sind.

Dieses faszinierende Komposit zeigt auch rote Gebilde von Wasserstoffemissionen in den zarten Strukturen, die sogar über NGC 5195 bis zum oberen Bildrand reichen.

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