Massereiche Sterne vom Spektraltyp O, also Sterne deren Oberflächentemperatur bei mehr als 30.000 Kelvin liegt, senden größere Mengen an kurzwelliger Ultraviolettsrahlung aus. Diese Strahlung ist in der Lage, Gas in der Umgebung zum Leuchten zu bringen. Die Strahlung verfügt über genügend Energie, um Elektronen auf ihren Bahnen um den Atomkern abzulenken und damit zu Eigenstrahlung anzuregen.
Die verschiedenen Strahlungslinien
Emissionsnebel sind auf Fotos häufig durch ihre rötliche Färbung zu erkennen. Diese entsteht dadruch, dass Wasserstoff, das häufigste Element im Kosmos, in der Hα-Linie, zum Strahlen angeregt wird. Die Hα-Linie stellt die stärkste Wasserstoffstrahlung dar. Solche Gasnebel werden von den Astronomen auch als HII-Regionen bezeichnet. Der Wasserstoff ist einfach ionisiert. Das menschliche Auge ist leider für diese Wellenlänge nicht besonders empfänglich (ebenso wie viele Sensoren von Fotokameras durch eingebaute Sperrfilter) und somit sehen wir die Nebel häufig im Licht der schwächeren, zweitstärksten Wasserstoff-Strahlung (Hβ) und der noch schwächeren Strahlung von zweifach ionisierten Sauerstoffatomen ([OIII]), welche im grünblauen Wellenlängenbereich liegt.
Bisher von mir fotografierte Emissionsnebel
Orte der Sternentstehung
Da Sterne vom Spektraltyp O meist nicht besonders alt werden, befinden sie sich häufig in der Nähe ihres Geburtsortes, also der Gas- und Staubwolke, aus der sie hervorgegangen sind. Emissionsnebel stellen Sternenstehungsregionen dar, in denen noch heute neue Sterne geboren werden.