Leuchtende Gasmassen sind an vielen Stellen in den Spiralarmen unserer Galaxie zu finden. Man kann diese grob in drei Kategorien einteilen:
1) Emissionsnebel sind Gasnebel, die zu 90% aus Wasserstoff und zu 10% aus anderen Elementen wie z.B. Helium oder Sauerstoff bestehen. Diese
Nebel emittieren Licht, das bedeutet, sie leuchten von selbst. Angeregt werden sie von hochenergetischen Photonen nahegelegener Sterne der
Spektralklassen O, B und A. Nur solche Sterne sind heiß genug, um die Gasmassen zu ionisieren. Das Spektrum der Nebel ist oft nicht kontinuierlich,
sondern enthält auch die Emissionslinien bestimmter Elemente. Bei einer Wellenlänge von 656nm (tiefrot) lässt sich zum Beispiel die Linie des
Wasserstoffs erkennen, ein Gas, das vielen Emissionsnebeln ihre typische rote Farbe verleiht.
2) Reflexionsnebel hingegen leuchten nicht von selbst, sondern reflektieren bzw. streuen das Licht eines nahen Sterns. Denn dieser ist nicht heiß genug,
um die Gasmassen zu ionisieren. Das Spektrum des Nebels entspricht deswegen dem des Sterns. Auf Farbaufnahmen erscheinen Reflexionsnebel häufig
blau, was daran liegt, dass blaues Licht einfacher gestreut werden kann. Im Nebel finden sich viele Kohlenstoff- Verbindungen (Diamantstaub) sowie Eisen
und Nickel.
3) Supernova- Überreste (SNR) gehören streng genommen ebenfalls zur Gruppe der Emissionsnebel, auch wenn der Entstehungsmechanismus ein anderer ist.
Die Schockwelle der Supernova rast mit Geschwindigkeiten von bis zu 10.000 Kilometern in der Sekunde nach außen und heizt das interstellare
Medium auf 10-100 Millionen Grad auf, welches daraufhin ionisiert wird und zu leuchten beginnt. Nach 200 Jahren hat die Blase einen Durchmesser von
10 Lichtjahren erreicht, nach weiteren 10.000 Jahren verblasst der SNR zunehmend, weil nach dieser Zeitspanne die Strahlungs-phase endet. Die beobachtbaren
SNR sind also alle noch recht jung.
1) Gasnebel aus dem Messier- und NGC- Katalog
2) Gasnebel aus dem IC- Katalog
3) Gasnebel aus anderen Katalogen
