Nichts hält ewig. Dies beginnt zunächst mit der Umwandlung von Wasserstoff in Helium durch einen Prozess, der als Kernfusion bezeichnet wird. Es setzt auch enorme Mengen an Energie frei, die wir als (Sonnen- oder) Sternlicht sehen. Aber jeder Stern hat eine begrenzte Menge an Wasserstoff und sobald er erschöpft ist, basiert das Schicksal des Sterns auf der Masse dessen, was er noch besitzt.
Seit über fünf Milliarden Jahren hält unsere Sonne ein Gleichgewicht zwischen dem Gewicht ihres nach innen fallenden Materials und dem nach außen gerichteten Druck der Kernfusion in ihrem Inneren aufrecht. Jede Sekunde eines jeden Tages, seit es anfing zu leuchten, wurden vierhundert Millionen Tonnen Wasserstoff in einer kontinuierlichen, in sich geschlossenen Wasserstoffbombenexplosion von unglaublichen Ausmaßen in Helium umgewandelt. Zum Glück befindet es sich ungefähr 95 Millionen Meilen entfernt im Zentrum unseres Sonnensystems.
Aber das kann nicht ewig so weitergehen, weder in unserer Sonne noch in einer anderen, die am Himmel funkelt. Schließlich wird der Wasserstoff erschöpft und der Ort, an dem die Fusion stattfindet, beginnt sich vom Zentrum des Sterns nach außen zu bewegen. Das gesamte hergestellte Helium wird zum neuen Brennstoff für laufende Kernreaktionen, da der Stern es als nächstes in schwerere Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff umwandelt. Sterne, die um ein Vielfaches massereicher sind als die Sonne, können schließlich so viel schweres Material produzieren, dass das Äußere des Sterns abkühlt und riesige Sonnenwinde ihn in den umgebenden Raum blasen, wo er eine gespenstische Hülle oder einen Nebel bildet. Dies beginnt normalerweise in den späteren Stadien der Existenz des Sterns und ist ein Hinweis auf die mögliche katastrophale Zerstörung des Sterns.
Das Bild, das diesen Artikel begleitet, zeigt einen Ort im Weltraum, der etwa 5.000 Lichtjahre von der Erde in Richtung des nördlichen Sternbilds Cygnus entfernt ist. Die Farben in diesem Bild sind jedoch nicht so, wie sie unseren Augen tatsächlich erscheinen würden. Sie zeigen, wie dieser Bereich aussieht basierend darauf, woraus die Szene besteht durch einen Prozess namens Farbzuordnung. Zugeordnete Farbbilder werden erstellt, indem spezielle Dunkelfilter vor der Kamera platziert werden. Jeder Filter wurde so abgestimmt, dass nur das Licht eines Elements zum Bildchip gelangt. In diesem Bild wurde Rot verwendet, um das Vorhandensein von Wasserstoff zu färben, Grün wurde ausgewählt, um Sauerstoff seinen eigenen Farbton zu verleihen, und Blau wurde als Farbton für Schwefel zugewiesen. Auf diese Weise können Astronomen verstehen, woraus etwas besteht, obwohl es sehr weit entfernt und in der fernen Vergangenheit liegt.
Der helle, kompakte und waffelartig aussehende Bereich in der Mitte dieses Bildes wird als Halbmondnebel bezeichnet. Es wurde vor etwa 250.000 Jahren von den Sternwinden erzeugt, die Material von der Oberfläche des hellen Sterns in der Nähe seines Zentrums wehten (bitte schauen Sie sich das größere Bild an, um eine bessere Sicht zu erhalten). Diese Winde und die von ihnen getragene Sternenmaterie kollidierten schließlich mit einer Granate, die zu einem früheren Zeitpunkt von der Oberfläche gesprengt wurde. Als sich neues und altes Material im wehenden Wind vermischten, bildeten sich dichtere Materietaschen, wodurch dieser Nebel sein komplexes Aussehen erhielt. Der verantwortliche Stern befindet sich im letzten Teil seiner Existenz und wird eines Tages in einer Titanexplosion enden, die als Supernova bezeichnet wird, da er etwa 20-mal so massereich ist wie unsere Sonne.
Dieses erstaunliche Bild wurde von Nicolas Outters von seinem privaten Bildgebungsort namens Orange Observatory in der Nähe von Genf in der Schweiz auf einer Höhe von 1068 Metern aufgenommen. Nicolas produzierte dieses Bild mit einem 4-Zoll-Weitwinkelteleskop. Seine Gesamtbelichtungszeit vom 4. bis 12. Juni 2006 betrug fast 25 Stunden!
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Geschrieben von R. Jay GaBany
