Ein Emissionsnebel ist eine Wolke aus interstellarem Gas und Staub, die Licht in verschiedenen Wellenlängen ausstrahlt. Je nach Ursache für ihr Leuchten unterscheidet man verschiedene Arten von Emissionsnebeln. Die Farbe des Emissionsnebels hängt von den Elementen des Nebels sowie dem Grad der Ionisierung der Elemente ab.

Der Adlernebel im sichtbaren Licht

H II-Gebiete (ha zwei ausgesprochen) entstehen, wenn Molekülwolken kollabieren und infolgedessen junge, heiße Sterne der Klassen O, B oder A entstehen. Das sind die drei massereichsten und damit auch heißesten Klassen von neuen Sternen. Diese Sterne strahlen eine solche Menge von UV-Licht in ihre Umgebung aus, dass das Wasserstoffgas ihrer Umgebung ionisiert wird. Dabei werden Elektronen auf ein höheres Energieniveau gebracht bzw. der Wasserstoff wird angeregt. Ein solcher angeregter Zustand kann aber immer nur kurz bestehen, die Elektronen fallen dann wieder in ihren Ursprungszustand zurück. Bei diesem Zurückfallen wird ein Photon abgestrahlt, dessen Wellenlänge immer genau der Energiedifferenz zwischen dem angeregten und dem nicht angeregtem Energieniveau des Elektrons entspricht. Im Fall von Wasserstoff wird beim Zurückfallen immer ein Photon mit einer Wellenlänge von 625,28 nm (Nanometer) abgestrahlt - diese Wellenlänge sehen wir als rot. Da die jungen Sterne hauptsächlich von Wasserstoff umgeben sind, sehen wir diese Art von Emissionsnebeln rot glühen. Sie werden deshalb H II-Gebiete genannt, weil ionisierter Wasserstoff auch als H II bezeichnet wird. H I (ha eins) ist das neutrale, nicht ionisierte Wasserstoffatom. H I-Nebel geben keine Strahlung ab, sie sind also keine Emissionsnebel.

H II Regionen haben typische Temperaturen von 10000 K. Bei so hohen Temperaturen können keine neuen Sterne entstehen, denn Sternentstehung findet nur in sehr kalten Molekülwolken statt. Daher wird das gesamte Gas der H II-Region im Zeitraum von ein paar Millionen Jahren durch den Strahlungsdruck von benachbarten Sternen, die sich in kühleren Bereichen der Region bilden konnten, in die Weiten des Alls verteilt. Übrig bleiben am Ende nur noch die jungen Sterne mit ihren Planeten, ein neuer Sternhaufen ist entstanden. 90% des gesamten Materials des Emissionsnebels werden bei diesem Prozess übrigens nicht für die Bildung der neuen Sterne und Planeten genutzt. Aber verloren ist das Material nicht: nachdem es sich im All verteilt hat, kann es bei der Bildung von zukünftigen Sternen doch noch genutzt werden.

The Ring Nebula - a planetary nebula

Im Falle eines planetarischen Nebels ist die Quelle der ionisierenden Strahlung kein Stern, sondern ein heißer Weißer Zwerg. Das ist das Überbleibsel eines sonnenähnlichen Sterns, nachdem er seinen "Treibstoff" aufgebraucht hat. Solche Sterne stoßen am Ende ihres Lebens ihre äußeren Hüllen ab, so dass sich ihr Gas schalenartig vom verbleibenden Weißen Zwerg wegbewegt. Weiße Zwerge sind sehr heiß, ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 4000 K und 150 000 K. Sie emittieren so viel UV-Licht, dass ihre abgestoßenen Hüllen ionisiert werden. Solche planetarischen Nebel spielen eine wichtige Rolle beim Anreichern des interstellaren Mediums mit schweren Elementen wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff oder Kalzium, die für die Bildung von Planeten und am Ende auch für die Bildung von Leben nötig sind.

Leider ist der Begriff "planetarischer Nebel" sehr irreführend, da solche Nebel nichts mit Planeten zu tun haben. Als diese Objekte mit den frühen Teleskopen zum ersten Mal beobachtet wurden, wiesen sie eine gewisse Ähnlichkeit mit dem Planeten Uranus auf. 1785 hat der Astronom Friedrich Wilhelm Herschel diese Objekte beobachtet und sie in Unkenntnis der wahren Struktur als planetarische Nebel bezeichnet. Obwohl wir heute wissen, dass solche Nebel keine Verbindung zu Planeten haben, hat sich der Begriff seitdem nicht mehr verändert.

Zwei weitere Nebel, die wir am Himmel beobachten können, sind Überreste von Supernovae und Reflexionsnebel.