Der Orionnebel (Katalogbezeichnung M 42 oder NGC 1976) ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion. Er befindet sich – wie das Sonnensystem selbst – im Orionarm der Milchstraße. Durch die große scheinbare Helligkeit seines Zentrums oberhalb der 4. Magnitude ist der Nebel mit bloßem Auge sternähnlich als Teil des Schwertes des Orions südlich der drei Sterne des Oriongürtels gut sichtbar. Insgesamt besitzt er eine Winkelausdehnung von etwa einem Grad.
Der Orionnebel ist ein Teilgebiet der interstellaren Molekülwolke OMC-1 im Orion-Molekülwolkenkomplex. Er besteht überwiegend aus Wasserstoff. In dem Nebel entstehen Sterne, deren ionisierende Strahlung den Nebel im sichtbaren Bereich leuchten lässt. Er wird daher auch als H-II-Gebiet klassifiziert. Mit einer Entfernung von etwa 414 Parsec (1350 Lichtjahre) ist er in der galaktischen Nachbarschaft eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete, weshalb er ein bevorzugtes Untersuchungsobjekt zur Erforschung der Sternentstehung ist. Er wird sich voraussichtlich zu einem den Plejaden ähnlichen offenen Sternhaufen entwickeln.
Die Hauptionisationsquelle des Orionnebels ist der Stern θ¹ Orionis C1, der mit mehr als 200.000-facher Leuchtkraft der Sonne zugleich einer der leuchtkräftigsten bekannten Sterne ist. Der unmittelbar benachbarte und ähnlich beschaffene De-Mairan-Nebel besitzt dagegen eine andere ionisierende Quelle und ist daher nicht Teil des Orionnebels.
Entdeckung und Erforschung mini|Chinesische Sternkarte, um 700: Das Sternbild Shen (參) mit dem als roten Punkt gezeichnetem Orionnebel ähnelt dem Sternbild Orion
Obwohl der Orionnebel unter guten Bedingungen als einziger Emissionsnebel mit bloßem Auge sichtbar ist, blieb die besondere Gestalt vor dem 17. Jahrhundert in europäischen, arabischen und chinesischen Schriften unerwähnt: Der rund 2000 Jahre alte Almagest, al-Sūfīs Buch der FixsterneAnmerkung: Der auf Seite 19 vorgenommene Vergleich mit der Durchmusterung von Argelander kann für θ Orionis nur eine Mindesthelligkeit liefern, da der mit der 4. Magnitude verzeichnete Eintrag BD-05 1315 nur den Teil θ¹ Orionis umfasst. und die neuzeitliche Uranometria notieren den Orionnebel lediglich als einen Stern der Magnitude 3 bis 4. Nachdem mit den ersten Fernrohren detaillierte Beobachtungen möglich geworden waren, entwickelte sich der Orionnebel aufgrund seiner Nähe zu einem der besterforschten Sternentstehungsgebiete. Siehe S. 1 im arXiv-Dokument.
Äußere Form Die frühesten Beschreibungen des Orionnebels waren vage und fanden wenig Beachtung. Beispielsweise hält eine handschriftliche NotizDigitalisat bei Commons des französischen Astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc aus dem Jahr 1610 die mehrfache Beobachtung eines Objekts bestehend aus zwei Sternen in einem leuchtenden „Wölkchen“ inmitten des Sternbildes Orion fest. Es ist jedoch umstritten, ob sie sich tatsächlich auf den Orionnebel mit den beiden scheinbaren Sternen θ¹ und θ² Orionis bezieht, wie seit Anfang des 20. Jahrhunderts gemutmaßt wird. Die 1619 von Johann Baptist Cysat und Volpert Motzel beiläufig veröffentlichte Beobachtung des Nebels verglich diesen mit einem Kometen. Ebenso wie die Skizzierung und Katalogisierung durch Giovanni Battista Hodierna aus dem Jahr 1654 wurde diese erst im 19./20. Jahrhundert wieder aufgegriffen und in ihrer Bedeutung erkannt.
Mit der im Jahr 1659 veröffentlichten Umrisszeichnung des Nebels galt daher lange Zeit Christiaan Huygens als der Entdecker. Der von ihm abgebildete besonders helle Bereich des Nebels wurde infolgedessen als Huygens-Region bezeichnet. Charles Messier verzeichnete den Nebel in seinem erstmals 1774 publizierten Katalog als 42. Eintrag, ergänzt um eine detaillierte Abbildung. Friedrich von Hahn beschrieb seine Struktur anhand eigener Beobachtungen kurz darauf
Verbesserte Teleskope ließen in der Folgezeit immer lichtschwächere Teile des Orionnebels erkennen, sodass zunehmend detaillierte Abbildungen entstanden, wenngleich auch die individuelle Wahrnehmung des Beobachters die Abbildung offenbar deutlich beeinflusste.
Bereits Messier überlegte, ob man aus unterschiedlichen Darstellungen der Huygens-Region folgern könne, dass sich diese über die Zeit verändere. Wilhelm Herschel sah dies im Jahr 1811 aufgrund eigener und früherer Beobachtungen als erwiesen an. Rund 70 Jahre später trug Edward Singleton Holden in einer umfassenden Monografie den damaligen Kenntnisstand zusammen. Er diskutierte die verschiedenen Abbildungen und kam zu dem Schluss, dass trotz der unterschiedlichen Darstellungen der Orionnebel seit Mitte des 18. Jahrhunderts seine Form wohl nicht, dafür jedoch seine Helligkeit verändert habe.
Henry Draper nahm im Jahr 1880 das erste Foto des Nebels auf, das zugleich als die erste astrofotografische Aufnahme eines nichtstellaren Objektes außerhalb des Sonnensystems gilt. Die Technik wurde schnell verbessert, und Andrew Ainslie Commons ausgezeichnete Aufnahme aus dem Jahr 1883 zeigte bereits mehr Details als mit dem bloßen Auge durch das gleiche Fernrohr zu erkennen waren. Die zuvor vermuteten Veränderungen des Orionnebels bestätigten die in der Folgezeit aufgenommenen Fotografien indes nicht. Mit dem zu dieser Zeit beginnenden Verständnis der Physik des Orionnebels zielten weitere Untersuchungen dann zunehmend auf bestimmte Aspekte der Physik; die äußere Form als alleiniges Untersuchungsziel trat zunehmend in den Hintergrund. Beispiele aus dem 21. Jahrhundert sind die hochaufgelösten Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops sowie für den Infrarotbereich Aufnahmen des VLTs und der Weltraumteleskope Spitzer, WISE, Herschel und James-Webb.
Aufbau und Zusammensetzung mini|Galileo Galileis Skizze der Komponenten von θ Orionis, die er im Jahr 1617 mithilfe eines Fernrohrs erkannte: Die engstehende Gruppe c, g, i bildet einen Teil des Trapeziums, wobei g den hellsten Stern θ¹ Orionis C kennzeichnet; a und b werden heute mit θ² Orionis B und A bezeichnet.
Wenngleich auch Galileo Galilei den Nebel nicht erwähnte, stellte er dennoch im Jahr 1617 mithilfe seines Teleskops fest, dass θ Orionis nur scheinbar ein zentraler Stern ist. Statt eines Einzelsterns beobachtete er fünf verschiedene Komponenten, wobei drei davon eine engstehende Gruppe bilden. Später entdeckte Jean-Dominique Cassini einen vierten dieser Gruppe zugehörigen Stern, die dann Trapezium genannt wurde.Nach In der Folgezeit konnten mithilfe verbesserter Teleskope dem Trapezium weitere Sterne zugeordnet werden und auch eine Katalogisierung des Umfelds vorgenommen werden. Ende des 19. Jahrhunderts waren bereits mehrere hundert Sterne des 1,5° durchmessenden Sternhaufens im Orionnebel erfasst worden. Jedoch genügte das gesamte sichtbare Licht der Sterne nicht, das Leuchten des Nebels zu erklären, wie schon im Jahr 1733 William Derham erkannte.
mini|links|Der Ende des 19. Jahrhunderts von William Henry Pickering und Edward Barnard beobachtete Wolkenkomplex im Orion beginnt oberhalb der drei Gürtelsterne, erstreckt sich hinab zu Rigel und ist links durch Barnard’s Loop konturiert. Untersuchungen Anfang der 1920er Jahre zeigten, dass der etwas unterhalb der Bildmitte liegende Orionnebel ein lichtemittierender Teil des Wolkenkomplexes ist. Von William Lassell wurde Mitte des 19. Jahrhunderts die außergewöhnliche „erbsengrüne“ Farbe des Orionnebels festgehalten und nachfolgende spektroskopische Untersuchungen durch William Huggins wiesen bereits im Jahr 1865 auf die gasartige Natur des die Sterne umgebenden Nebels hin. Neben zunächst unbekannten grünen Spektrallinien waren diejenigen vom Wasserstoff deutlich zu erkennen. Die bereichsweise unterschiedliche Verteilung der verschiedenen Gase wurde von Johannes Franz Hartmann im Jahr 1905 anhand von Fotografien mit schmalbandigen Filtern gezeigt, wenngleich die unbekannten Spektrallinien erst in den 1920er Jahren ionisiertem Sauerstoff zugeordnet werden konnten. Durch Bestimmung der Dopplerverschiebung der bekannten Spektrallinien des Wasserstoffs bestimmte im Jahr 1902 Hermann Carl Vogel Strömungen innerhalb des Nebels. Henri Buisson, Charles Fabry und Henry Bourget bestätigten dies im Jahr 1914 durch interferometrische Vermessung der Spektrallinien und leiteten aus der Linienbreite eine Obergrenze von 15.000 Kelvin für die Gastemperatur ab. Bald darauf zeigte sich in langbelichteten Aufnahmen, dass der Orionnebel der leuchtende Teil einer weitaus größeren Wolke ist. Einige Forscher vermuteten daraufhin, dass die von den Sternen des Trapeziums ausgesandte Ultraviolettstrahlung die sie umgebenden Gase erhitzt und durch Ionisation zum Leuchten anregt. Mit der zwischenzeitlich gewonnenen Kenntnis, dass eine der Spektrallinien vom Element Sauerstoff stammt, gelang 1931 eine genauere Temperaturbestimmung der leuchtenden Gase. Unter der Berücksichtigung von Strömungen ergab sich ein Wert von 11.000 Kelvin, der nur wenig verschieden von den Ergebnissen nachfolgender Untersuchungen war, die auf eine Temperatur von 10.000 Kelvin im Zentrum hindeuteten. Zu dieser Zeit nahmen Walter Baade und Rudolph Minkowski an einigen der hellsten Sterne Messungen vor, um deren untypische Spektren erklären zu können. Die spektrometrischen Untersuchungen ergaben überdies, dass der Nebel große Mengen an kohlenstoff- und eisenhaltigen Staubpartikeln enthalten müsse. Weitere Spektroskopien des Nebels zeigten, dass er außer Wasserstoff auch etwa zehn Prozent Helium enthält und die Anteile von Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon, Stickstoff, Schwefel und Argon weniger als ein Prozent betragen – womit eine Ähnlichkeit zur Sonne festgestellt werden konnte. Die mit ebenfalls weniger als einem Prozent vorhandenen Elemente Magnesium, Silizium und Eisen sind zu rund 90 Prozent als Oxid im stellaren Staub gebunden.
mini|thumbtime=50|start=15|Visualisierung der dreidimensionalen Struktur des Orionnebels und die Lage der eingebetteten Sterne vor der Ionisationsfront und hinter einem Schleier aus neutralem Gas. Ausschnitt einer Animation für das IMAX, die Perspektive ist etwa senkrecht zur Sicht von Erde aus. Als stärkste Quelle für ultraviolette Strahlung wurde der auch optisch hellste Stern des Trapeziums, θ¹ Orionis C identifiziert; detaillierte physikalische Modelle für die Anregung des Nebels zum Leuchten durch Ultraviolettstrahlung folgten in den 1950er Jahren. Untersuchungen in den 1960er und 1970er Jahren ergaben, dass die Strömungsgeschwindigkeiten vom Ionisationsgrad und somit vom Abstand zu θ¹ Orionis C abhingen und zeigten immer deutlicher, dass die Trapezsterne vor der Molekülwolke in einer sphärischen Höhlung liegen und lediglich deren Grenzschicht ionisiert wird. Die Dicke von 0,1 pc und die dreidimensionale Lage der Ionisationsfront wurde Anfang der 1990er Jahre ermittelt und in den Folgejahren dann aufwendig visualisiert. (youtube.com Video). Dabei fanden weiterentwickelte Modelle Anwendung, die zu einem späteren Zeitpunkt insbesondere mithilfe hochaufgelöster Aufnahmen der Nebelemission des Hubble-Weltraumteleskops nochmals verbessert werden konnten.Toni Myers, Leonardo DiCaprio, James Neihouse, Micky Erbe, Maribeth Solomon: Hubble (3D) 2011, Warner Home Video, Blu-ray (englisch, 44 Minuten), ISBN 978-0-7806-7459-2 (Videoabschnitt über den Orionnebel bei Youtube). Ebenfalls in dieser Zeit wurde ein Schleier aus nicht-ionisiertem Gas im Vordergrund entdeckt, eingehender charakterisiert und den Modellen hinzugefügt. Die resultierenden Modelle geben einen genaueren Aufschluss über die Teilchendichte in der Ionisationfront, die in der Huygens-Region rund 9000 ionisierte Atome pro Kubikzentimeter erreicht – einen für H-II-Gebiete typischen Wert.
mini|Zwei Aufnahmen des Trapezhaufens im Orionnebel, mit unterschiedlichen Spektren.Links sichtbares Licht: Verteilung von Wasserstoff (grün), Sauerstoff (blau) und Stickstoff (rot).Rechts Infrarot: Sterne treten hervor.