Wasserstoff — ein Element, drei Gesichter

Gut neun von zehn Atomen im Universum sind Wasserstoff — das einfachste Atom, ein Proton und ein Elektron. Praktisch alles, was auf den Bildern dieser Galerie rot leuchtet, ist dieses eine Element, und fast alles Rot darin ist sogar eine einzige Spektrallinie. Wer versteht, in welchen Zuständen Wasserstoff vorkommt und warum er leuchtet, hat den Schlüssel zu fast jedem Bild in der Hand.

Ein Element, drei Gesichter

Wasserstoff tritt im Weltall in drei Zuständen auf, und die Bilder zeigen zwei davon direkt: Als Molekül H₂ bildet er die kalten, stockdunklen Wolken, in denen Sterne entstehen — im Foto sichtbar nur als Silhouette vor hellerem Hintergrund. Als neutrales Atom füllt er riesige Räume zwischen den Wolken, ist im sichtbaren Licht aber praktisch unsichtbar. Und als ionisiertes Gas — Proton und Elektron getrennt — bildet er die leuchtend roten Emissionsnebel um heiße Sterne.

Sternlicht treibt die Kette von links nach rechts: Es zerlegt Moleküle und ionisiert Atome. Der Rückweg — die Rekombination — läuft ununterbrochen, und genau er erzeugt das Leuchten. Wo die Kette räumlich aufeinandertrifft, entsteht eine Ionisationsfront.

Zwei Details daran sind bemerkenswert. Erstens: H₂ entsteht praktisch nicht im freien Raum — zwei Wasserstoffatome finden dort kaum zueinander. Die Moleküle bilden sich auf den Oberflächen von Staubkörnern, die wie Katalysator und Sonnenschirm zugleich wirken: Sie bringen die Atome zusammen und schirmen das fertige Molekül gegen das zerstörende Sternlicht ab. Ohne Staub keine Molekülwolken, ohne Molekülwolken keine Sterne. Zweitens: Das unsichtbare neutrale Atom verrät sich im Radiobereich durch die berühmte 21-cm-Linie — mit ihr wurde in den 1950ern erstmals die Spiralstruktur der Milchstraße kartiert, durch allen Staub hindurch.

Warum es ausgerechnet rot leuchtet

Eine H-II-Region leuchtet nicht, weil sie heiß glüht wie eine Herdplatte — ihr Licht ist Buchhaltung der Rekombination. Fängt ein Proton wieder ein Elektron ein, landet dieses meist auf einer hohen Bahn und fällt dann die Energieleiter hinunter, Stufe für Stufe. Jeder Sprung setzt ein Photon exakt definierter Energie frei:

Die Sprünge, die auf n = 2 enden, bilden die Balmer-Serie — der einzige Teil der Leiter, der im sichtbaren Licht landet. Der häufigste davon, n 3 → 2, erzeugt Hα bei 656 nm: das eine, tiefe Rot, das alle Emissionsnebel dieser Galerie gemeinsam haben.

H₂, H II, Hα — kleine Entwirrung

Die Schreibweisen sehen zum Verwechseln ähnlich aus und meinen drei verschiedene Dinge. H₂ (tiefgestellte Zahl) ist das Molekül aus zwei Atomen — kalt, dunkel, der Rohstoff. H II (römische Zahl, gesprochen „H zwei“!) ist die Notation der Spektroskopiker für den Ionisationszustand: I heißt neutral, II einfach ionisiert — eine „H-II-Region“ ist also eine Wolke aus H⁺. Und Hα ist keine Gassorte, sondern eine Spektrallinie: das Licht, das ionisierter Wasserstoff beim Rekombinieren aussendet. Dieselbe Konvention erklärt auch das „[O III]“ aus den anderen Artikeln: zweifach ionisierter Sauerstoff, dessen blaugrüne Linie der zweite Kanal der Duo-Band-Aufnahmen ist.

Ein paar Dinge, die man dazu wissen sollte:

Mit dem Auge sieht man das Rot nicht. Das dunkeladaptierte Auge ist für tiefes Rot fast blind — visuelle Beobachter sehen selbst helle Emissionsnebel grau bis grünlich, weil dann die [O III]-Linie dominiert. Das satte Rot der Fotos ist keine Übertreibung, sondern das, was das Auge unterschlägt.
Deshalb funktioniert der Duo-Band-Filter. Er lässt genau zwei schmale Fenster durch: Hα und [O III]. Alles andere — Straßenlampen, Mondlicht, Airglow — wird ausgesperrt. Emissionsnebel senden ihr Licht fast vollständig in wenigen Linien; ein Kontinuumsobjekt wie eine Galaxie verliert beim selben Filter fast alles.
Hβ ist der kleine Bruder. Derselbe Prozess erzeugt bei 486 nm eine blaugrüne Linie, rund dreimal schwächer als Hα. In sehr hellen Regionen mischt sie dem Rot einen Magenta-Ton bei — Emissionsnebel sind darum auf Breitbandaufnahmen oft rosarot statt rein rot.
H-II-Regionen sind Wegweiser. Weil sie nur um kurzlebige heiße Sterne existieren, markieren sie in fremden Galaxien exakt die Orte frischer Sternentstehung — die Hα-Knoten in M 33 zeichnen deren Spiralarme nach wie Leuchtbojen eine Fahrrinne.
Die Größenskala ist absurd. NGC 604 in M 33, auf den Bildern ein kleiner heller Fleck, ist rund 1 500 Lichtjahre groß — der Orionnebel, das Paradestück unseres eigenen Himmels, misst etwa 25. Ein und dasselbe Phänomen, über zwei Größenordnungen.

KI-generierte Illustration: links eine völlig dunkle Molekülwolke als Silhouette, rechts eine tiefrot leuchtende H-II-Region mit eingebetteten blauen Sternen, dazwischen ein heller Saum. — Zwei der drei Gesichter in einer Szene: links der kalte molekulare Wasserstoff als schwarze Silhouette, rechts der ionisierte als rot leuchtende Region um junge Sterne — und an der Grenze der helle Saum der Front. Der dritte Zustand, das neutrale Atom, ist konsequenterweise unsichtbar. **Dieses Bild ist KI-generiert** — keine Aufnahme, sondern eine Veranschaulichung.

Am eigenen Himmel

Alle drei Rollen des Wasserstoffs stehen in dieser Galerie — man muss nur wissen, dass auch das Dunkle dazugehört:

Dunkel heißt nicht leer: der Große Riss im Schwan — Der Große Riss im Schwan: Was hier fehlt, ist das Bild. Die dunklen Bahnen sind molekularer Wasserstoff mit Staub — so dicht, dass dahinter eine ganze Milchstraße verschwindet. „Dunkel heißt nicht leer“ ist die Kurzfassung dieses Artikels.Eigene Aufnahme · C27 Crescent · 0,74° × 1,13° · zum Galerieeintrag

LDN 935 — die Wolke, die den Kontinent zeichnet — LDN 935, die Wolke zwischen Nordamerika- und Pelikannebel: Eine Molekülwolke als Scherenschnitt vor leuchtendem H II. Die „Küstenlinie“ des Kontinents ist keine Eigenschaft des leuchtenden Gases, sondern der davorliegenden dunklen Wolke — gezeichnet wird das Bild vom H₂, beleuchtet vom H⁺.Eigene Aufnahme · NGC 7000 · 1,11° × 1,26° · zum Galerieeintrag

IC 1318 und LDN 889 — der Schmetterling ist eine Silhouette — Der Schmetterlingsnebel IC 1318: Die beiden „Flügel“ sind eine einzige H-II-Region, halbiert von der dunklen Staubbahn LDN 889. Leuchtendes und dunkles Gas erzeugen die Form gemeinsam — keins von beiden allein ergäbe einen Schmetterling.Eigene Aufnahme · IC 1318 Panorama · 1,90° × 1,60° · zum Galerieeintrag

NGC 604 und NGC 595 in M 33: H-II-Regionen aus zweieinhalb Millionen Lichtjahren Entfernung, und trotzdem mühelos sichtbar — NGC 604 gehört zu den größten bekannten überhaupt. Dass man einzelne rote Knoten in einer fremden Galaxie fotografieren kann, liegt genau daran, dass Hα sein Licht in eine einzige schmale Linie packt.Eigene Aufnahme · M 33 · 22,3′ × 23,8′ · zum Galerieeintrag

Zum Weiterlesen

Balmer-Serie — die Linienfamilie, deren rotes Mitglied die Nebel färbt (Wikipedia).
21-cm-Linie — wie neutraler Wasserstoff im Radiobereich sichtbar wird (Wikipedia).
Molekülwolke — der kalte, dunkle Rohstoff der Sternentstehung (Wikipedia).
Emissionsnebel — der Überbegriff für alles, was hier rot leuchtet (Wikipedia).