Emissionsnebel sind leuchtende Wolken aus Gas , welche Licht in unterschiedlichen Farben aussenden, (lat. emittere “aussenden”). Emissionsnebel enthalten junge , oft massereich Sterne, welche so heiß sind, dass ihre hohe Strahlungsenergie das umgebende Gas des Nebels (meist Wasserstoff) zum Leuchten anregen kann. Wegen der Häufigkeit von Wasserstoff im Universum und seiner relativ niedrigen Ionisationsenergie leuchten viele Nebel rötlich mit einer Wellenlänge von 656nm. Dies entspricht der Hα-Linie. Einer der bekanntesten und hellsten Emissionsnebel ist der Orion-Nebel M 42.

Quelle: Jeffrey Bennett (2009), Astronomie - Die kosmische Perspektive, 5. Auflage, Seite 878

Reflexionsnebel sind Wolken aus interstellarem Staub, welche das Licht der Sterne reflektieren. Die Sterne in der Nähe dieser Nebel sind im Gegensatz zu den Emissionsnebeln nicht heiß genug, um das umgebende Material der Gaswolke zu ionisieren und bewirken somit kein Eigenleuchten des Nebels. Das Sternenlicht wird stattdessen an den Staubkörnern reflektiert und gestreut. Dies lässt den Nebel sichtbar werden. Dabei wird das blaue Licht mit kürzerer Wellenlänge stärker gestreut als das rote Licht. Daher erscheinen Reflexionsnebel meist blau. Einer der bekanntesten Reflexionsnebel ist der Irisnebel NGC 7023.

Quelle: Duncan John (2006), Astronomie, Seite 212

Dunkelnebel sind Molekülwolken aus dichtem kosmischem Staub und Gas mit oft komplexen Formen. Unter dem Einfluss der Schwerkraft verdichten sich die Molekülwolken und bilden so die Voraussetzung für die Entstehung neuer Sterne. Die Staubkörner sind mikroskopisch klein. Dichte und Anzahl sind jedoch so hoch, dass Licht im sichtbaren Wellenlängenbereich fast vollständig gestreut oder absorbiert wird. Dahinter liegende Sterne und Strukturen sind nicht einsehbar, weshalb Dunkelnebel als schwarze Hohlräume in der Sternkulisse erkennbar sind. Da langwelligeres Infrarotlicht die Staubpartikel jedoch fast ungehindert durchdringt, können Astronomen mittels Infrarot-Teleskopen, hinter die Dunkelnebel blicken. Ein bekannter Dunkelnebel ist der Schlangennebel Barnard 72.

Quelle: Jeffrey Bennett (2009), Astronomie - Die kosmische Perspektive, 5. Auflage, Seite 769 ff.

Ein planetarischer Nebel besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, mit häufig ringförmige Struktur. Ein solcher Nebel entsteht, wenn der Zentralstern das Ende seines Lebenszyklus erreicht. Sobald der Stern den Kernbrennstoff in seinem Kern erschöpft hat, stößt dieser seine äußeren Schichten ab. Die sich ausdehnende Gashülle wird als Planetarischer Nebel bezeichnet und wird von der ultravioletten Strahlung des freiliegenden Kerns beleuchtet. Die Bezeichnung Planetarischer Nebel geht auf frühere Beobachtungen des Ringnebel M 57 zurück. Wegen der Ringform verglichen die Astronomen den Ringnebel mit einem Planeten und ordneten diesen irrtümlich als Ort ein, an dem Planeten entstehen.

Quelle: Erik Wischnewski (2016), Astronomie in Theorie und Praxis 7. Auflage, Seite 761 ff.

Ein Supernova Überrest (engl. supernova remnant, kurz SNR) gehört zur Gruppe der Planetarischen Nebel. Ein Supernova Überrest ist jedoch wesentlich größer, da dieser infolge einer Supernovaexplosion entsteht, wenn dem Zentralstern der nukleare Brennstoff ausgeht. Der Kern kollabiert infolge der Gravitationskräfte unter seinem eigenen Gewicht. Der Stern explodiert und es es entsteht eine vom Stern weggerichtete Schockwelle, welche das vor ihr liegende Gas komprimiert und aufheizt. Die dabei freigesetzte Energie ist so enorm, dass die Explosion kurzzeitig heller als die Sterne am Himmel sein kann. Nach der Explosion bleiben die Überreste des Sterns sowie Gas und Staubwolken zurück (Supernova Überrest). Ein bekanntes Beispiel ist der Schleiernebel Sh2-103.

Quelle: Jeffrey Bennett (2009), Astronomie - Die kosmische Perspektive, 5. Auflage, Seite 828 ff. , 870