Zusammenstellung der verwendeten Symbole und Größen
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Helmut Scheffler Interstellare Materie Spektrum der Astronomie C. Payne-Gaposchkin, Sterne und Sternhaufen R. J. Tayler, Sterne. Aufbau und Entwicklung R. J. Tayler, Galaxien. Aufbau und Entwicklung H. Scheffler, Interstellare Materie Beratendes Komitee Prof. Dr. Michael Grewing, Tübingen Prof. Dr. Rudolf Kippenhahn, München Dr. Hans Michael Maitzen, Wien Prof. Dr. Kar! Rakos, Wien Dr. Werner W. Weiss, Wien Helmut Scheffler Interstellare Materie Eine Einführung Mit 93 Bildern und 13 Tabellen Springer Fachmedien Wiesbaden GmbH Das Umschlagbild zeigt den Nebel IC443 (vgl. Bild 6-16 dieses Buches). Alle Rechte vorbehalten © Springer Fachmedien Wiesbaden 1988 Urspriinglich erschienen bei Friedr. Vieweg & Sohn Verlagsgesellschaft mbH, Braunschweig 1988 Das Werk einschlieBiich aller seiner Teile ist urheberrechtlich geschutzt. jede Verwertung augerhalb cler eugen Grenzen des Urheberrechtsgesetzes ist ohne Zustimmung des Verlags unzulăssig und strafbar. Das gilt insbesondere fiir Vervielfăltigungen, Obersetzungen, Mikroverfilmungen und die Einspeicherung und Verarbeitung in elektronischen Systemen. Satz: Vieweg, Braunschweig ISBN 978-3-528-08925-2 DOI 10.1007/978-3-663-20244-8 ISBN 978-3-663-20244-8 (eBook) Vorwort Die interstellare Materie ist im Laufe der letzten drei ] ahrzehnte zu einem der wichtigsten Forschungszweige der Astronomie geworden. Dies schlägt sich heute·in einer großen Zahl von Publikationen nieder. Neben den in Fachzeitschriften veröffentlichten Arbeiten und hochspezialisierten Review-Artikeln sind es vor allem Bände, in denen die auf den zahlreichen Kolloquien und Symposien gehaltenen Fachvorträge wiedergegeben werden. Daneben existieren nur einige wenige, durchweg anspruchsvolle Monographien; eine moderne Darstellung auf mittlerem Niveau wird im Rahmen des Lehrbuches "Bau und Physik der Galaxis" vom Verfasser und H. Elsässer gegeben. Es fehlt jedoch bisher- zumindest im deutschen Sprachraum eine elementare Einführung in das Gebiet. Das vorliegende Buch soll helfen, diese Lücke zu schließen. Dieses Buch soll dem Leser nicht nur neues Wissen mitteilen, sondern ihn auch in die Lage versetzen, gedanklich nachzuvollziehen, wie die Erkenntnisse gewonnen wurden. Deshalb konnte auf die Herleitung einiger wichtiger astrophysikalischer Formeln nicht verzichtet werden. Darüber hinaus erschien es zu diesem Zweck nützlich, innerhalb der einzelnen Kapitel in großen Zügen der Entwicklung des Erkenntnisprozesses zu folgen und dabei gelegentlich auch historisch-menschliche Zusammenhänge zu erwähnen. Der vernünftigerweise begrenzte Umfang eines einführenden Buches zwingt zu einer gewissen Auswahl des Stoffes. Einen weiteren Grund hierfür ergeben die geringeren Ansprüche an die Vorkenntnisse des Lesers, indem sie mehr Text erfordern. Im vorliegenden Fall kommt hinzu, daß die Abgrenzung gegenüber dem Thema "Galaxis" oder allgemeiner "Galaxien" recht willkürlich ist. Da es in der Buchreihe "Spektrum der Astronomie" bereits einen Band "Galaxien" von R.]. Tayler gibt, habe ich mich im wesentlichen auf die interstellare Materie in unserer Galaxis beschränkt. Wenn nicht die speziellen Einheiten der Astronomie: Länge in Parsec [pc], Masse in Sonnenmassen [At 0 ] und Zeit in Jahren [ a] zweckmäßig waren, wurde möglichst das SI-System benutzt. Zwei Ausnahmen erschienen jedoch nötig: Die Verwendung des in der Astrospektroskopie nach wie vor üblichen Ängström [ Ä] neben dem Nanometer [ nm] bei den Angaben der Wellenlängen von Linien des optischen Spektralbereiches und des Elektronenvolts [eV] für die Energiezustände der Atome. Für die Überlassung von Bildvorlagen danke ich den Herren E. R. Deut, H. Elsässer, D. Lemke, R.Mundt, Tb. Necke/, A.M. Quetsch, P. Riepe, ]. Solfund H.]. Staude. Mein Dank gilt auch Frau B. Farr- Trautmann für die Anfertigung zahlreicher Zeichnungen und Frau U. Kapczynski für Schreibarbeiten. Dem Verlag danke ich für die angenehme Zusammenarbeit. Heidelberg, im Oktober 1987 H. Scheffier Inhaltsverzeichnis Vorwort . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . V Zusammenstellung der verwendten Symbole und Größen . ........ VII Verzeichnis wichtiger Symbole . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . VII Physikalische Konstanten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . XI Astronomische Einheiten und Größen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . XI 1 2 Staub im interstellaren Raum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Dunkle Materie in der Milchstraße . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Intermezzo: Die Sterne als Lichtquellen zur Sondierung des interstellaren Mediums............................................ Das Gesetz der interstellaren Verfärbung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Schmutziges Eis, Graphit und Silicate in Staubkorngröße . . . . . . . . . . . . Interstellare "Rauchwolken" im Sternlicht. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Wärmestrahlung von interstellaren Staubteilchen . . . . . . . . . . . . . . . . . . Staubteilchen und kosmische Magnetfelder. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Diffus verteiltes interstellares Gas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39 Die "ruhende" Calciumlinie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Frühe Argumente für eine Wolkenstruktur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Die 21-cm-Linie des Wasserstoffs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Bewegung und Verteilung des neutralen Wasserstoffs in der galaktischen Scheibe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Kontinuierliche Radioemission, hochenergetische Elektronen und Magnetfelder . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 9 16 21 25 32 34 39 42 48 52 58 Physik der diffusen Wolken .. ........................... 66 21-cm-Linienprofil und Temperatur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Neue Einsichten im Ultraviolett- und Röntgenbereich. . . . . . . . . . . . . . . Äquivalentbreiten und Säulendichten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Die lokale Dichte des Wasserstoffs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Häufigkeiten der höheren Elemente und Staubanteil . . . . . . . . . . . . . . . Galaktischer Gas-Halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ein Modell für die diffusen Wolken. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66 71 75 78 80 82 86 Inhaltsverzeichnis 4 VII Hfl-Regionen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92 Diffuse Emissionsnebel. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Emissionsnebel als Regionen ionisierten Wasserstoffs . . . . . . . . . . . . . . . Die Erklärung der Nebellinien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . HII-Regionen als Radioquellen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Temperatur, Dichte, Masse und chemische Zusammensetzung . . . . . . . . . 92 100 106 110 120 5 Molekülwolken ...................................... 124 Die Herkunft der Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Dunkelwolken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Interstellare Moleküle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Analyse von Moleküllinien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Zustand der Wolken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Großräumige Verteilung und galaktische Gammastrahlung. . . . . . . . . . . . 6 124 126 130 137 141 145 Sternentstehung und Dynamik .......................... 154 Sternentstehung in Dunkelwolken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Starke Infrarotquellen und die Entstehung massereicher Sterne . . . . . . . . Natürliche Maser in Sternentstehungsgebieten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Entwicklung von HII-Regionen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Explosionswellen von Supernovae: Energiequellen des interstellaren Mediums . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154 158 165 169 175 Anhang A Intensität und Volumenemission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182 Anhang B Der Linienabsorptionskoeffizient . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183 Anhang C Dichtesprung an einer adiabatischen Stoßfront. . . . . . . . . . . . . 185 Quellen der Bilder . ...................................... 187 Einführende Literatur zur Physik der Sterne . .................. 188 Weiterführende Literatur zur i:1terstellaren Materie ............. 188 Namen- und Sachwortverzeichnis . . . . . . . . . . . . . . . . .......... 189 Zusammenstellung der verwendeten Symbole und Größen Verzeichnis wichtiger Symbole a Radius instellarer Staubteilchen Abstand des Randes eines Reflexionsnebels vom beleuchtenden Stern. Anm Übergangswahrscheinlichkeit für spontane Übergänge vom Zustand n in den tieferen Zustand m interstellare Extinktion für die Spektralbereiche V bzw. B interstellare Extinktion bei der Wellenlänge X Äquivalentbreite einer Absorptionslinie in Wellenlängeneinheiten b galaktische Breite B magnetische Induktion, magnetische Feldstärke im Vakuum Übergangswahrscheinlichkeiten für Absorption und stimulierte Emission Plancksche Funktion für die Strahlungsintensität bei der Frequenz V im thermodynamischen Gleichgewicht Schallgeschwindigkeit d Durchmesser interstellarer Objekte E, Ec, Eth Energie, Gravitationsenergie, thermische Energie En, Ern Energie eines Atoms oder Ions in den Zuständen n, m EB-V f(l\) Farbexzeß zwischen B-und V-Spektralbereich Spektralempfindlichkeitsfunktio n normierte interstellare Verfärbung fmn Oszillatorenstärke für den Übergang von m nach n F Strahlungsflußdichte Strahlungsflußdichte bei der Frequenz v, bezogen auf die Einheit des Frequenzintervalls statistische Gewichte der Energieniveaus n, m Intensität der Strahlung (pro Raumwinkeleinheit) Intensität bei der Frequenz v bzw. Wellenlänge X Zusammenstellung der verwendten Symbole und Größen j IX Massenstromdichte galaktische Länge Weglänge auf dem Sehstrahl innerhalb einer Region "Leuchtkraft" (Strahlungsleistung) eines Sterns Strahlungsleistung eines Sterns im Lymankontinuum m scheinbare Sternhelligkeit (in Größenklassen) mu, mB, mv, ... scheinbare Sternhelligkeiten für die Spektralbereiche U, B, V, ... interstellare Polarisation in Größenklassen ~mp M Mu,Mß,My, ... .ß absolute Sternhelligkeit (in Größenklassen) absolute Sternhelligkeiten für die Spektralbereiche U, B, V, ... Masse (eines Sterns oder eines interstellaren Objektes) n Anzahldichte interstellarer Staubteilchen N Anzahldichte interstellarer Gasteilchen Anzahl der Galaxien pro Flächeneinheit an der Sphäre, GI. ( 1-4) Ne,NH Anzahldichten der freien Elektronen bzw. der Wasserstoffatome Nn,Nm Anzahldichten der Atome oder Ionen in den Zuständen n, m Anzahldichten der neutralen bzw. einfach ionisierten Atome No,Nl ..;V Säulendichte %n Säulendichte der Atome oder Moleküle im Zustand n p Gasdruck Polarisationsgrad magnetischer Druck wirksamer Querschnitt eines Atoms oder Moleküls Koeffizienten der Stoßraten für anregende bzw. abregende Stöße Qext• Qsca• Qabs Wirkungsfaktor für die interstellare Extinktion durch kleine feste Teilchen und seine Anteile, die durch Streuung bzw. Absorption bedingt sind r Entfernung vom Beobachter radialer Abstand vom Zentrum einer kugelförmigen interstellaren Wolke Gyrationsradius eines geladenen Gasteilchens in einem homogenen Magnetfeld Strömgrenradius einer HII-Region R Abstand vom galaktischen Zentrum Radius einer kugelförmigen interstellaren Wolke Sternradius Ionisationsrate, Rekombinationsrate Temperatur Zusammenstellung der verwendten Symbole und Größen X Oberflächentemperatur eines Sterns, Strahlungstemperatur, Temperatur interstellarer Staubteilchen u Energiedichte des Gases Uv V, V Energiedichte des Strahlungsfeldes bei der Frequenz v Geschwindigkeit von Gaspartikeln, makroskopische Geschwindigkeit des Gases Radialgeschwindigkeit z Abstand von der galaktischen Ebene Rektaszension Spektralindex der nichtthermischen Radiofrequenzstrahlung 'Y Dämpfungskonstante Albedo Exponent des Energiespektrums der Teilchen der Kosmischen Strahlung Deklination e, Ev Emissionskoeffizient (Volumenemission ), Emissionskoeffizient bei der Frequenz V e Geschwindigkeit der galaktischen Rotationsbewegung A. Absorptionskoeffizient pro Längeneinheit, bei der Frequenz v bzw. bei der Wellenlänge A Wellenlänge Dopplerbreite, natürliche Linienbreite einer Spektrallinie in Wellenlängeneinheiten bzw. Frequenzeinheiten ~Ao. ~AN, ~Vo, ~VN V molare Masse ("Molekulargewicht") oder atomare Masse (Atommasse, "Atomgewicht") Frequenz p Massendichte a Streuung der Radialgeschwindigkeit von Gasteilchen Flächendichte der Masse (Belegungsdichte) J1. Streuung des thermischen Anteils der Radialgeschwindigkeit von Gasteilchen optische Dicke (Tiefe), bei der Frequenz v bzw. Wellenlänge A optische Dicke einer interstellaren Region bei der Frequenz v X Drehwinkel der Faraday-Rotation Ionisationsenergie von Atomen Raumwinkel unter dem eine Strahlungsquelle erscheint Raumwinkel der "Richtkeule" einer Antenne Zusammenstellung der verwendten Symbole und Größen XI Physikalische Konstanten Lichtgeschwindigkeit Plancksches Wirkungsquantum Gravitationskonstante Masse des Elektrons Masse des Wasserstoffatoms Ladung des Elektrons Konstante des Stefan-Boltzmannschen Gesetzes Boltzmann-Konstante Gaskonstante c h G mH e a k IR = 2,998 · 10 8 m = 6,626 . 10- 34 J s = 6,672 · 10- 11 m 3 kg- 1 s- 2 =9,110·10- 31 kg = 1,673. 10- 27 kg = 1,602 • 10- 19 c =5,670·10- 8 Wm- 2 K- 4 = 1,381 • 10- 23 JK- 1 = 8,314 · 10- 3 JK- 1 kmol- 1 Astronomische Einheiten und Größen Astronomische Einheit=mittlerer Abstand Erde-Sonne Parsec Lichtjahr Jahr Sonnenmasse Sonnenradius Leuchtkraft der Sonne Abstand der Sonne vom galaktischen Zentrum Kreisbahngeschwindigkeit am Ort der Sonne 1 AE = 1,496 • 10 11 m 1 pc 1 LJ 1a .ß0 R0 L0 R0 80 = 3,086 · 10 16 = 9,461 · 10 15 =3,156·10 7 = 1,989. 10 30 = 6,960 · 10 8 = 3,85 • 10 26 ""'8,5 kpc ""'220 kms- 1 m m s kg m W Kapitell Staub im interstellaren Raum Dunkle Materie in der Milchstraße Die Astronomie als Wissenschaft von den Sternen ist uralt. Daß auch im Raum zwischen den Sternen in größerem Umfang Materie existiert, ist hingegen eine Erkenntnis der neueren astronomischen Forschung. Erst seit den dreißiger Jahren unseres Jahrhunderts haben wir Gewißheit über die allgemeine Verbreitung solcher Materie. Heute hat die Erforschung des interstellaren Mediums in der Astronomie zentrale Bedeutung erlangt für unser Wissen von der Struktur unserer Galaxis, der Herkunft der Sterne und der Evolution im Kosmos. Wir wenden uns zuerst einem wichtigen negativen Aspekt des interstellaren Mediums zu, nämlich einer nicht leicht feststellbaren Schwächung des sichtbaren und ultravioletten Lichtes der Sterne und anderer kosmischer Strahlungsquellen. Die Unkenntnis dieser Wirkung einer weitgehend unsichtbaren Komponente der interstellaren Materie, mit der die "Sichtweite" teilweise stark eingeschränkt wird, hat noch um 1920 zu einem spektakulären Fehlschlag der Stellarastronomie geführt, als man versuchte, die räumliche Ausdehnung und Struktur unseres Sternsystems zu ermitteln. Nachdem Galilei um 1609 zum ersten Male ein f':rnrohr auf den Sternhimmel gerichtet hatte, stellte sich bald heraus, daß dem bloßen Auge nichtsternförmig erscheinende, scheinbar flächenhaft leuchtende Objekte meist durch viele schwache Sterne erzeugt werden. Die Milchstraße erwies sich als gewaltige Sternansammlung, zahlreiche kleine diffuse Lichtflecken wurden als Sternhaufen erkannt. Der Raum zwischen den auch im Fernrohr weiterhin punktförmigen Sternen erschien leer, wenn man von einer kleinen Zahl nicht auflösbarer heller "Nebelflecken" absah. Im Jahre 1811 äußerte Sir William Hersehe!, Mitglied der Royal Society, die Überzeugung, daß die Häufigkeit nebuloser Materie alle Vorstellungen übersteigen müsse. Diese Behauptung gründete sich auf seine Beobachtungen mit einem von ihm selbst errichteten großen Spiegelteleskop von 125 cm Öffnung(!), das den damaligen Linsenfernrohren überlegen war. Hersehe! stammte aus Hannover, von wo aus er 1755 als Militärmusiker nach England gekommen war; dort hatten ihn seine Interessen von der Musik zur Mathematik und weiter zur Astronomie und Optik geführt. Durch seine Beobachtungen erhöhte sich die Zahl der katalogisierten Nebelflecken auf über 2000. 2 Kapitel 1 Staub im interstellaren Raum Herschels größte Leistung war jedoch sein Versuch, den Aufbau des ganzen Milchstraßensystems aus Sternzählungen abzuleiten. Er fand ein flaches, ungefähr linsenförmiges Sternsystem, in dem die Sonne eine zentrale Lage hatte. Die scheinbare Konzentration der Sterne auf ein relativ schmales Band, die Milchstraße, fand so eine zwanglose Deutung. Aus großer Entfernung gesehen, würde das System den häufigen, länglich-runden, hellen Nebelflecken gleichen. Diese Objekte schienen also wieder nur aus Sternen zu bestehen. Herschel hatte damit auf empirischem Wege ein starkes Argument für die spekulativ gewonnenen Vorstellungen Immanuel Kants geliefert- wahrscheinlich ohne von dessen "Naturgeschichte und Theorie des Himmels" Kenntnis gehabt zu haben. Als vermutlich nichtsternförmig verblieben nur ganz wenige isolierte diffuse Nebel. Bei den Astronomen setzte sich die Meinung durch, daß der interstellare Raum im wesentlichen frei von Materie sei und die Lichtausbreitung praktisch unbehindert stattfinde. Für die Nachfolger Herschels, die um die Wende zum 20. Jahrhundert ein verbessertes Bild von der Größe und Form des Sternsystems zu gewinnen suchten, erwies sich diese Annahme als folgenschwer. Denn die hierfür erforderliche Bestimmung der Entfernungen sehr vieler Sterne konnte nur auf dem Weg über deren scheinbare Helligkeiten erfolgen: Das Verfahren beruht darauf, daß der am Ort des Beobachters vorliegende Strahlungsfluß F pro Flächeneinheit - wir drücken diese Größe heute in Watt pro Quadratmeter aus- bei leerem Raum umgekehrt proportional dem Quadrat der Entfernung r vom Stern abnimmt: F- llr 2 • Denn die Strahlungsleistung des Sternes L wird auf eine Kugel mit dem Radius r verteilt: L = 41Tr 2 • F. Denkt man sich alle Sterne in die gleiche Entfernung r 0 versetzt und bezeichnet die dann vorliegenden Strahlungsflüsse mit F 0 , so gilt jeweils F 2 ro Fo="?"· (1-1) Die Astronomen drücken die Entfernungen der Sterne in der Einheit Parsec, abgekürzt pc, aus: 1 pc = 3,086 • 10 16 m = 3,26 Lichtjahre. Dies ist die Entfernung, aus welcher die große Halbachse der Erdbahnellipse - die mittlere Entfernung Erde-Sonne, sie beträgt 149,6 Millionen km -unter dem Winkel von einer Bogensekunde (1 ") erscheint. Für r 0 wählen die Astronomen 10 pc, und sie nennen F 0 dann ein Maß für die absolute Helligkeit des Sternes. Kennt man F 0 , so liefert die Messung von F nach Gl. (1-1) die Entfernung r. Wie kann man F 0 erfahren? Für die "nahen Sterne" mit Entfernungen bis zu etwa 20 pc läßt sich r aus Messungen ihrer parallaktischen Verschiebung infolge des jährlichen Umlaufs der Erde um die Sonne ableiten. Basis ist hierbei die mittlere· Entfernung Erde-Sonne. Nach der Messung ihrer- in erheblichem Ausmaß durch unterschiedliche Entfernungen bedingten - Strahlungsflüsse F können nun für alle diese nahen Sterne die zu r 0 = 10 pc gehörenden Flüsse F 0 berechnet werden. Hätte sich bei allen Sternen derselbe Wert für F 0 ergeben, besäßen also alle Sterne die gleiche "absolute Helligkeit", dann wäre es leicht, mit Hilfe von Gl. (1-1) für Dunkle Materie in der Milchstraße 3 jeden beliebigen Stern aus dem gemessenen "scheinbaren" Strahlungsfluß F die Entfernung r zu berechnen. Hersehe! hatte diese Hypothese aufgestellt. Seine Nachfolger fanden jedoch, daß die "absoluten Helligkeiten" der Sterne über einen recht großen Bereich streuen. Sie mußten deshalb eine statistische Lösung suchen. Im Prinzip aber blieb die GI. (1-1) Grundlage der Entfernungsbestimmung. Die erzielten Resultate waren denen Herschels ähnlich, insbesondere ergab sich für die Sonne wieder eine zentrale Lage - im Widerspruch zu inzwischen vorliegenden Ergebnissen über die räumliche Verteilung der kugelförmigen Sternhaufen und über die Rotation des Systems, nach denen die Sonne weit vom Zentrum entfernt sein mußte. Dies war etwa der Stand um 1920. Die Auflösung des Widerspruchs bahnte sich zehn Jahre später an und sie ging ganz zu Lasten der "Stellarstatistik": Bei Untersuchungen der offenen Sternhaufen - gravitativ locker gebundenen Anhäufungen von jeweils einigen hundert Sternen - fand Robert Trümpler am Liek-Observatorium den ersten schlüssigen Beweis für die Existenz einer allgemeinen interstellaren Absorption des Sternlichtes. Trümpler hatte die Entfernungen zahlreicher Sternhaufen nach der beschriebenen photometrischen Methode aus scheinbaren und absoluten Helligkeiten von Haufenmitgliedern ermittelt. Mit den Ergebnissen und den von ihm gemessenen Winkeldurchmessern der Sternhaufen berechnete er deren lineare Ausdehnungen. Es stellte sich heraus, daß die resultierenden Sternhaufendurchmesser mit der Entfernung der Haufen systematisch zunahmen -ein äußerst unwahrscheinliches Resultat! Nach eingehender Diskussion der Fehlermöglichkeiten gelangte Trümpler zu dem Schluß, daß die photometrisch bestimmten Entfernungen systematisch zu groß waren, und er führte dies zurück auf eine systematische Herabsetzung der scheinbaren Helligkeiten durch Extinktion des Lichtes auf seinem Wege durch den interstellaren Raum. Anstelle von GI. (1-1) setzt man deshalb an (1-2) mit dem Extinktionskoefftzienten K. Die rechts stehende Form des Schwächungsfaktors (Absorptionsgesetz) ergibt sich folgendermaßen: Wir gehen zunächst zur Strahlungsintensität I über. Das ist der Strahlungsfluß pro Flächeneinheit und pro Raumwinkeleinheit, also I= Flil ... Hierbei ist Q,. der Raumwinkel, unter dem die Sternscheibe vom Beobachter aus erscheint, Q,. = 1r R;!r 2 , wobei R * den Sternradius bezeichnet. Es gilt also so daß im leeren Raum die Intensität entfernungsunabhängig ist. Die Änderung von I durch die interstellare "Absorption" auf einem kleinen Wegstück dr ist proportional dem Betrag von I selbst: di=-Kidr. 4 Kapitel 1 Staub im interstellaren Raum 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 Sonne ooo o o o •''~---~~·-0"'~-~·-:~----;-------,----- . . _._ ~-----·-·-· 0! 0 0--.-~--------il----~ - ·0- · - · -0· 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 Bild 1-1 Seitenansicht unserer Galaxis mit dem System der kugelförmigen Sternhaufen (Kreise) in schematischer Darstellung. Die älteren Versuche, die Dimensionen der galaktischen Scheibe unter Vernachlässigung der interstellaren Lichtschwächung auf der Basis von Sternzählungen abzuleiten, lieferten als Gesamtsystem nur den schraffierten Bereich um die Position der Sonne. Ist der Proportionalitätsfaktor gration I =Io e-K(r-ro) K unabhängig von r, so folgt hieraus durch Inte(1-3) Für den Extinktionskoeffizienten fand Trümpler den Wert K =0,62 pro 1000 pc, das heißt, auf einer Strecke von 1000 pc wird das Licht auf exp(-0,62) =0,54 oder 54% seines anfänglichen Helligkeitswertes geschwächt. Wir wissen heute, daß der durchschnittliche Wert von K nahe der Symmetrieebene unseres Milchstraßensystems sogar ungefähr dreimal so groß ist. Auf dem Weg von einem Punkt in der Nähe des galaktischen Zentrums bis zu unserem Sonnensystem, nach heutiger Kenntnis einer Strecke von rund 10 000 pc, hat man danach mindestens eine Lichtschwächung um den Faktor exp(-18):::::: 10-8 zu erwarten! Bei den klassischen stellarstatistischen Untersuchungen auf der Basis von Sternzählungen bis zu möglichst schwachen Helligkeiten hatte man daher vom ganzen Sternsystem nur einen relativ kleinen Nahbereicherfaßt (siehe Bild 1-1). Die gefundene rasche Abnahme der Sterndichte mit wachsendem Abstand von der Sonne nach allen Richtungen in der Milchstraße war hauptsächlich eine Folge davon, daß die interstellare Extinktion nicht berücksichtigt wurde - wir vermeiden heute den Ausdruck "Absorption", weil es sich nicht um einen reinen Absorptionsprozeß handelt, bei dem Strahlung in thermische Energie umgewandelt wird. Diese Wirkung betrifft allgemein die sichtbare und ultraviolette Sternstrahlung. Im infraroten Spektralbereich wird das interstellare Medium mit wachsender Wellen- Dunkle Materie in der Milchstraße 0 0 0 0 0 0 0 0 0 5 0 0 0 0 0 0 Bild 1-2 Blick auf den Querschnitt einer Säule, die sich vom Beobachter aus entlang des Sehstrahls bis zu einem Stern erstreckt länge durchlässiger. Ein Vordringen bis zum galaktischen Zentrum ist daher mit der modernen Technologie der Infrarotbeobachtungen möglich geworden. Es ist aufschlußreich, einmal aus heutiger Sicht die Frage zu stellen, ob die Astronomen des ausgehenden 19. Jahrhunderts zu leichtfertig zu der Annahme eines leeren intc:rstellaren Raumes und fehlender interstellarer Extinktion gegriffen haben. Man hätte zunächst einmal überlegen können, welche Materiedichte sich ergäbe, wenn in einem großen Volumen um die Sonne die Gesamtmasse des interstellaren Mediums vom gleichen Betrag wäre wie die Gesamtmasse der darin enthaltenen Sterne - wir denken uns also die Masse aller Sterne gleichmäßig im Raum verteilt. Die durchschnittlichen gegenseitigen Entfernungen der Sterne kannte man ungefähr: Schon 1838 waren die jährlichen parallaktischen Bewegungen von drei Sternen gemessen worden: Für 61 Cygni von F. W. Bessel, für Cl! Lyrae (Wega) von W. Struve und für Cl! Centauri von Th. Henderson. Sie fanden Entfernungen zwischen 1 und 3 pc. Nehmen wir daher an, daß einem Stern durchschnittlich eine Kugel mit einem Radius von 2 pc und somit dem Volumen von 33,5 pc 3 = 9 • 1050 m 3 zur Verfügung steht und die durchschnittliche Masse eines Sterns gleich der Sonnenmasse ist, die rund 2 • 1030 kg beträgt. Dann ergibt sich eine mittlere Materiedichte von nur 2,2 • 10-21 kgm- 3 , etwas mehr als die Masse von einem Wasserstoffatom pro Kubikzentimeter. Wenn es also interstellare Materie von gleicher Gesamtmasse gäbe, wie sie in stellarer Form vorliegt, dannmätte man nur eine extrem geringe Dichte zu erwarten- unser Ergebnis stimmt übrigens ungefähr mit dem heute bekannten tatsächlichen Wert überein! In einer vom Beobachter bis zu einem Stern in 1000 pc Entfernung reichenden Säule von 1 m 2 Querschnitt befindet sich dann eine Masse von etwa 2 ·10- 21 kgm- 3 • 3 • 10 19 m = 6 • 10-2 kgm- 2 • Wäre nur etwa 1% dieser interstellaren Materie beispielsweise in Form von kleinen Wassertröpfchen oder Eiskugeln vorhanden mit jeweils dem Radius a = 10-3 mm = 10- 6 m und somit einer Masse von jeweils (41T/3)a 3 X spezifische Massendichte ~ 4 • 10- 15 kg, dann befänden sich in unserer Säule%= 6 • 10-4/4 • 10-ls = 1,5 • 10 11 Teilchen (pro Quadratmeter) mit einem Gesamtquerschnitt .....Vx 1Ta2 = 0,5 m 2 • Diese Teilchen schirmen die Sternstrahlung ab, wie es Bild 1-2 schematisch zeigt. Wegen der gegenseitigen Überdeckungen von Teilchen im Sehstrahl ist der Schwächungsfaktor allerdings nicht 0,5, sondern exp(-%· 1Ta2 ) ~ exp(-0,5) ~ 0,6. Der Extinktionskoeffizient pro 1000 pc ist "~ %•1Ta 2 ~ 0,5. 6 Kapitel 1 Staub im interstellaren Raum Man möchte hiernach sagen, daß die Annahme völlig fehlender interstellarer Extinktion recht kühn gewesen ist. Wir müssen diese Kritik jedoch abschwächen, weil sich herausstellt, daß bei gleicher Gesamtmasse weder mit wesentlich größeren oder kleineren Teilchendurchmessern, noch mit einem vollständig gasförmigen interstellaren Medium eine merkliche Schwächung des Sternlichtes erzeugt werden kann. Bei vorgegebener Materiemenge läßt sich der größte optische Effekt erreichen, indem man daraus entweder eine hauchdünne Folie oder viele Teilchen mit den oben angenommenen Dimensionen macht: Rauchteilchen! Gasförmige interstellare Materie erzeugt im Bereich der sichtbaren Strahlung- wenn sie nicht durch nahe Sterne zu hohen Temperaturen aufgeheizt wurde - scharfe Absorptionslinien in den Sternspektren, die zu den breiteren stellaren Absorptionslinien (Fraunhoferlinien) hinzutreten, sich aber im Gesamtlicht nicht merklich auswirken. Interstellare Absorptionslinien wurden erst in den zwanziger Jahren mit Sicherheit nachgewiesen, nachdem Sternspektrographen mit genügender Leistungsfähigkeit verfügbar waren. Wir kommen darauf im nächsten Kapitel zurück. Nachdem wir heute wissen, daß die interstellare Materie vorwiegend gasförmig ist und ihre mittlere Dichte nur etwa eine Wasserstoffatommasse pro Kubikzentimet,er beträgt -selbst in starken Verdichtungen werden nur Werte von 10- 18 Gramm pro Kubikzentimeter erreicht -, erscheint es in der Tat nicht verwunderlich, daß sich dieses Medium dem direkten Nachweis so lange entziehen konnte: Der Beobachtung mit dem Auge als Strahlungsempfänger hinter dem Fernrohr sind nur zwei interstellare Phänomene unmittelbar zugänglich. Es sind die diffusen hellen Nebel und die sogenannten Dunkelwolken, Gebiete besonders starker interstellarer Extinktion im dichten Sternfeld der Milchstraße, die schon Hersehe! als "Löcher im Sternhimmel" aufgefallen waren. Erst die Einführung der Photographie in die Himmelsbeobachtung zeigte das wahre Ausmaß der Verbreitung dieser Erscheinungen. Die Eigenschaft der Photoemulsion, durch lange Belichtungszeiten die Wirkung der Strahlung aufzusummieren, ermöglichte die Entdeckung einer Vielzahl schwacher diffuser Nebel und enthüllte die Struktur des Milchstraßenphänomens. Bild 1-3 zeigt eine Weitwinkelaufnahme der Milchstraße, die deutlich eine Konzentration der Dunkelwolken auf deren Symmetrielinie, den galaktischen Äquator, erkennen läßt. Könnten wir unser Sternsystem von außen sehen, mit dem Verlauf des Sehstrahls in der galaktischen Ebene, so dürfte es etwa denselben Anblick bieten wie das in Bild 1-4 gezeigte ferne außergalaktische Sternsystem. Einen überzeugenden Beweis dafür, daß die ganze Dunkelwolkenkette in Bild 1··3 nicht durch ein lokales Defizit von Sternen erzeugt wird, sondern eine Folge interstellarer Extinktion des Lichtes der dort vorhandenen Sterne ist, gewann der amerikanische Astronom Edwin Hubble 1934 aus Zählungen der fernen Galaxien. Aus seinen Aufnahmen mit dem 2,5-m-Teleskop der Mt. Wilson-Sternwarte von rund 1300 ausgewählten Himmelsfeldern fand er, daß die Zahl dieser außergalaktischen Sternsysteme pro Flächeneinheit an der Sphäre bei Annäherung an die Symmetrielinie der Milchstraße systematisch abnimmt. In einem Gürtel von unregelmäßig,er Dunkle Materie in der Milchstraße 7 Bild 1-3 Weitwinkelaufnahme der südlichen Milchstraße . Die Aufnahme wurde mit einer Kugelspiegelkamera gewonnen. Die Kamera selbst und ihre Halterungsstreben befinden sich im Strahlengang und sind daher auf dem Bild sichtbar. (Aus dem Atlas der Milchstraße von W. Schlosser, Th. Schmidt-Kaler und W. Hünecke, Astronomisches Institut der Ruhr-Universität Bochum) Breite um den galaktischen Äquator- nach jeder Seite durchschnittlich bis zu etwa 15° Abstand - lassen sich praktisch keine Galaxien finden. Hubble bezeichnete diesen Bereich als zone of avoidance. Für das übrige Gebiet erhielt er eine Beziehung zwischen den durchschnittlichen Anzahlen N von Galaxien auf seinen Platten pro "Quadratgrad" (1 ° • 1°) und dem Winkelabstand vom galaktischen Äquator, der galaktischen Breite b: log N = 2,1-0,15 cosec b (1-4) 8 Kapitel 1 Staub im interstellaren Raum Bild 1-4 Von der Kante gesehene Galaxie. (Aufnahme K. Birkle, 2,2-m-Teleskop der Calar Alto Sternwarte des Max-Planck-Instituts für Astronomie, Heidelberg) z galaktische zo~ Ebene Bild 1-5 (cosec b = 1/sin b ). Dieses Ergebnis läßt sich zwanglos mit der Annahme einer planparallelen Schicht mit homogen verteilter, lichtschwächender Materie erklären (Bild 1-5 ), und man kann dabei eine Aussage über die interstellare Gesamtextinktion gewmnen: Wenn die Galaxien gleichmäßig im Raum verteilt sind und alle etwa die gleiche absolute Helligkeit besitzen, dann ist die in einem kleinen Himmelsareal, etwa einem
