Was ist ein Emissionsnebel?
Ein Emissionsnebel ist eine Wolke interstellaren Gases, die aus eigener Kraft leuchtet, weil heiße junge Sterne in ihrem Inneren dem umgebenden Wasserstoff die Elektronen entreißen. Es ist dasselbe Material wie eine dunkle Molekülwolke, einige Millionen Jahre später, sobald die ersten Sterne darin gezündet haben.
Die Farbe ist ein Fingerabdruck, keine Wahl. Wenn ein Wasserstoffkern ein Elektron wieder einfängt, stürzt dieses durch die Energieniveaus des Atoms und strahlt dabei bei festen Wellenlängen ab. Die im sichtbaren Licht hellste ist H-alpha bei 656 Nanometern, ein tiefes Rot — deshalb sind diese Nebel auf Langzeitaufnahmen überwiegend rot oder rosa. Näher an den heißesten Sternen, wo die Anregung höher ist, strahlt zweifach ionisierter Sauerstoff im Grünblau bei 500,7 Nanometern — eine Linie, die bei ihrer ersten Messung so unbekannt war, dass Astronomen sie einem neuen Element namens Nebulium zuschrieben. Es ist kein neues Element. Es ist gewöhnlicher Sauerstoff, der etwas tut, was er nirgends kann, wo genügend Atome zum Zusammenstoßen da sind.
Diese Objekte zerlegen sich selbst. Dieselbe UV-Flut, die das Gas zum Leuchten bringt, verdampft es auch, und die Sternwinde der massereichen Sterne schlagen eine wachsende Höhle mitten in die Wolke. Nur die dichtesten Gasklumpen halten stand, schirmen das Material direkt dahinter ab und lassen Säulen zurück, die auf die Sterne zeigen, die sie abtragen. Genau das sind die Säulen der Schöpfung: keine gebauten Strukturen, sondern die letzten Teile einer Wolke, die noch nicht zerstört ist.
Das Modell rechnet diese Erosion, statt ihr Ergebnis zu zeichnen. Die Dichteschwelle im Volumen steigt mit der Bestrahlungsstärke, die jeder Punkt vom eingebetteten Sternhaufen erhält — so öffnet sich die Höhle und die Säulen bilden sich von selbst, korrekt ausgerichtet, aus einem Rauschen, das keine Säulen enthält. Die Ionisationsfarbe folgt demselben Feld: blaugrün, wo die Anregung am höchsten ist, rot dort, wo das Gas weiter draußen rekombiniert ist.