Aufnahmeoptik    5,5" Schmitt-Kamera Brennweite 225 mm Blende f/1.65 Belichtungszeit 40 Minuten Film Kodak Technical Pan 2415, hypersensibilisiert Filter Wratten Nr. 92 rot Vergrößerung 10 x Entwicklung  in Dokumol 5 Minuten/20°
IC 1311-18 Emissionsnebel um Gamma Cygnus im Sternbild Schwan

Man weiß noch nicht, von welchem Stern die leuchtenden Nebel im Umkreis von 2° um den hellen Stern Gamma Cygni angeregt werden. Dieser Stern scheint wegen seines Spektraltyps F8 auszuscheiden. Der Umfang und die filamentartige Struktur ist sehr verschieden von anderen Emissionsnebeln. Nach Sharpless kann dieser Nebel nicht als ein normales  H II - Gebiet angesehen werden. Als H II - Gebiete bezeichnet man interstellare Räume, in denen Wasserstoff weder molekular, noch atomar vorkommt. Denn bei Temperaturen zwischen 6.000° und 10.000° dissoziieren die Wasserstoffmoleküle zunächst in Wasserstoffatome, die dann jeweils ihr Elektron verlieren d.h. die Atome werden ionisiert.  Um die Wasserstoffatome zu ionisieren, ist eine Mindestenergie von 13.5 Elektronenvolt (eV) erforderlich. Dies entspricht einer Wellenlänge von 91.2 Nanometer. Heiße Sterne aus den Spektralklassen O und B strahlen Photonen dieser Energie ab, es ist UV - Strahlung. Da diese Photonen gleichzeitig auch kinetische Energie auf das entstandene Plasma d.h. also auf die Protonen und die abgelösten Elektronen übertragen, kommt es zu dessen Aufheizung bis zu den oben genannten Temperaturen, das Gas wird zum Leuchten angeregt.

In den Spektren von H II - Gebieten erkennt man Emissionslinien, die auf ein heißes Gas mit geringer Dichte hinweisen. Diese leuchtenden Gasnebel werden deshalb als Emissionsnebel bezeichnet. Trotz der geringen Dichte von < 10⁴ Teilchen pro cm³ rekombinieren Protonen und freie Elektronen. Das eingefangene Elektron landet dabei meist nicht im s-Orbital d.h. im Grundzustand, sondern in einem der p- oder d-Orbitale. Diese besitzen eine höhere potentielle Energie und stellen damit angeregte Zustände dar. Da sie jedoch instabil sind, fällt das eingefangene Elektron stufenweise die Energieniveaus hinunter. Bei jedem "Hinunterfallen" wird die Energiedifferenz zwischen höherem und niedrigerem Energieniveau in Form von jeweils charakteristischen Lichtquanten emittiert, es treten also charakteristische Emissionslinien auf. Wie weiter oben bereits erwähnt, sind O- oder B-Sterne in der Lage, durch ihre äußerst intensive UV - Strahlung interstellares Gas zum Leuchten anzuregen, und das in einem Umkreis von z.B. bei O-Sternen bis zu 300 Lichtjahren. Da bei IC 1311-18 jedoch Gamma Cygni der hellste Stern in der Umgebung und er "nur" ein Stern des Spektraltyps F 8 ist, kann seine Strahlung nicht solch gewaltige Emissionsnebel erzeugen. Da jedoch der Cygnusnebel eine starke Radioquelle darstellt, könnte ein Pulsar die nötige Energie für IC 1311-18 bereitstellen.

Letzte Bearbeitung am: Montag, 08. Juli 2019 11:14