Hier sind im wesentlichen zu sehen:
Mond
Bei Emissionsnebel wird interstellares Gas zum Leuchten angeregt. Dabei wird Licht bestimmter Wellenlänge emittiert, das für bestimmte Elemente und Anregungszustände charachteristisch ist. In der Astronomie von Bedeutung sind
- Wasserstoff Hα (weitaus dominant, 656,3nm = rot),
- Sauerstoff OIII (500,7 nm = blaugrün) und
- Schwefel SII (673,0 nm = tiefrot).
Aufgrund des Linienspektrums können große Teile des Lichtspektrums zum Schutz gegen Lichtverschmutzung herausgefiltert werden, ohne dass Licht dieser Objekte verloren geht. Durch die Schmalbandfilter können selbst lichtschwache Nebel bei entsprechend langer Belichtungszeit kontrastreich fotografiert werden, ein Segen für lichtverschmutzte Standorte.
Sonne
Hier wird Licht, häufig heißer O-, B- oder A-Sterne an interstellarem Staub gestreut und reflektiert. Aufgrund der bläulichen Farbe des des Sternenlichts und der Tatsache, dass blaues Licht stärker gestreut wird, erscheinen Reflexionsnebel häufig bläulich. Da hier Sternenlicht mit kontinuierlichem Spektrum gestreut bzw. reflektiert wird, verbieten sich der Einsatz von Linienfilter.
Ein bekanntes Beispiel sind die Plejaden, dessen Sternen in einem bläulichem Reflexionsnebel eingebettet sind. Nach eneuen Erkenntnissen fliegt der offene Sternhaufen in ca. 400 Lichtjahren Entfernung gerade zufällig durch eine interstellare Sternwolke und beleuchtet diese.
Planeten
Dunkelnebel entstehen, wenn kalte (15-100 K) Wolken molekularem Wasserstoff (H2) das Licht dahinterliegender Objekte absorbieren und als schwarze, sternlose Regionen vom Sternhimmel abheben. Die Dichte erreicht etwa 1.000 bis 10.000 Moleküle pro cm³ (Zum Vergleich: Das Ultrahochvakuum (ISO 3529) enthält 1.000.000 bis 1.000.000.000 Moleküle pro cm³).
Bekanntestes Beispiel ist der Pferdekopfnebel (Barnard 33) in 1.400 Lichtjahren Entfernung. Die Molekülwolke mit etwa 3 Lichtjahren Durchmesser beinhaltet etwa 27 Sonnenmassen molekuleren Wasserstoffs, die das Licht des dahinterliegenden Emissionsnebel IC343 verschluckt. Die Temperatur Wolke liegt je nach Ort zwischen -260 bis -170°C
Kometen
Der Name stammt aus Zeiten, da die Natur der kleinen meist kugeligen Objekte nicht bekannt war und frühe Beobachter an ferne Gasplaneten erinnert wurden.
Heute weiß man, dass es sich um abgestoßene Hüllen aus Gas und Plasma eines alternden Sternes handelt. Da es sich mit einer Lebensdauer der Nebel mit einigen zehntausend Jahren um recht vergängliche Objekte handelt, sind es seltene Erscheinungen. In der Milchstraße sind etwa 1500 Exemplare bekannt.
Planetarische Nebel spielen eine wichtige Rolle in der chemischen Evolution der Galaxis, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Calcium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert, den Grundbausteinen des Lebens. Bekanntlich entstand aus dem Urknall zu 3/4 Wasserstoff und ca. 1/4 Helium. Alle weiteren Elemente wurden während der Sternfusion erbrütet (bis max. Eisen) oder bei Supernovae gebildet (alle schweren Elemente).
Viele Planetarische Nebel leuchten aufgrund des reichlich vorhandenen Sauerstoffs in grünlichblauem Licht der OIII-Emissionslinie, so dass diese auf entsprechende Schmalbandfilter sehr gut ansprechen.
Das Foto zeigt M 27, den bekannten Hantelnebel. Auf der langbelichteten Aufnahme sieht man mehrere expandierende Gasschalen, die aus unterschiedlichen Ausbrüchen des Zentralsterns stammen.
Sonstige
Wie der Name bereits andeutet, entsteht ein SNR durch eine Supernova. Dabei explodiert ein massereicher Stern am Ende seiner Lebenszeit. Die Leuchtkraft nimmt innerhalb in kurzer Zeit (einge Tage) um das millionen- bis milliardenfache zu und strahlt so hell wie eine ganze Galaxie. Man unterscheidet zwei grundsätzliche Mechanismen:
Supernovae vom Typ 1a entstehen, denn ein weißer Zwerg von einem Begleitstern Materie abzieht, bis er eine kritische Masse überschreitet, es den Stern restlos zerreißt und die gesamte Materie in einer Explosion ins Weltall geschleudert wird (thermonukleare Supernova). Da die kritische Massengrenze bekannt ist, bewegt sich die absolute Leuchtkraft der Supernova vom Typ 1a in engen Grenzen, so dass diese als „Standartkerze“ zur Entfernungsbestimmung genutzt werden kann.
Supernovae vom Typ 2 entstehen, wenn ein Stern von 8 bis 30 Sonnenmassen seinen Fusionsbrennstoff verbraucht hat, der stabilisierende Strahlungsdruck endet und der Kern unter seiner eigenen Gravitation zusammenstürzt. Die äußeren Schichten werden am Kern reflektiert und ins All geschleudert (Kollaps- oder hydrodynamische Supernova). Zurück bleibt je nach Ausgangsmasse ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch.
Paradebeispiel eines Überrestes einer Typ 1a Supernova ist der Cirrusnebel.
Der Krebsnebel (M1) als Beispiel eines Überrestes einer Typ 2 Supernova besitzt im Zentrum einen Neutronenstern von ca. 30 km Durchmesser und 33ms (!) Rotationsdauer.
