Interstellare Materie Gas- und Staubwolken um Rho

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Interstellare Materie
Gas- und Staubwolken um Rho- (rechts) und Sigma Ophiuchi (unten) und Antares (links
oben). Bei den blauen Nebel um Rho Ophiuchi und den gelben Nebel um Antares handelt es
sich um Reflexions-Nebel, bei den roten Nebel um Sigma Ophiuchi um einen EmissionsNebel
Das Universum erscheint - in großen Maßstab gesehen - fast leer. Es gibt in unserer Galaxie,
dem Milchstrassensystem, riesige Gebiete nahezu materiefreien Raumes zwischen den
Sternen, und offensichtlich trifft dies in ähnlicher Weise auch für die anderen Galaxien zu.
Wir nennen dies den interstellaren Raum. Die Entfernungen zwischen den Galaxien sind
gewaltig, dennoch ist das Weltall nirgends völlig leer. Zumindest eine geringe Spur von
Materie ist überall im Weltraum vorhanden, auch wenn die Dichte meist weitaus geringer ist
als im besten Laborvakuum.
Im ganzen Universum sind die Hauptbestandteile der interstellaren Materie überall die
gleichen - vorzugsweise Wasserstoff mit etwas Helium - aber die Elementhäufigkeit der
geringen Anteile variieren stark zwischen den verschiedenen Regionen. Die Gesamtdichte
und andere Eigenschaften der interstellaren Materie sind ebenfalls sehr verschieden von Ort
zu Ort. Meist ist die Materie gasförmig, ein kleiner Anteil in Form von winzigen festen
Staubpartikeln vor, dem interstellaren Staub. Im Durchschnitt gibt es ungefähr nur ein Atom
pro 100000 Kubikmeter im Weltraum. Wenn auch die Dichte der interstellaren Materie
extrem gering ist, ist doch das Volumen der Zwischenräume in einer Galaxie so groß, dass die
Gesamtmenge interstellarer Materie sehr beträchtlich ist. Unsere eigene Galaxie enthält ca.
1010 Sonnenmassen Materie zwischen den Sternen, das sind etwa 10% ihrer Gesamtmasse.
Der größte Anteil dieser Materie ist auf die Spiralarme verteilt und auf eine Schicht von nur
wenigen hundert Parsec Dicke beschränkt.
Die Sterne und die interstellare Materie in der galaktischen Scheibe tauschen ununterbrochen
Materie aus. Zunächst kondensieren Sterne aus der Urmaterie, die sich schließlich zu
Galaxien zusammenballt. Allerdings ist noch nicht klar, wann im früheren Leben einer
Galaxie dies geschieht. Die masseärmsten Sterne leben viele Milliarden Jahre und "sterben"
relativ ruhig. Andere Sterne hingegen stoßen einen Teil ihrer Masse ab, bevor sie erlöschen.
Einige können zum Beispiel sichtbare Hüllen bilden, wie die planetarischen Nebel, deren
Ausdehnung man auf photographischen Aufnahmen, die über mehrere Jahre hinweg erhalten
wurden, verfolgen kann. Im Extremfall brennen die sehr massereichen Sterne (mit vielfacher
Sonnenmasse) nach nur wenigen Millionen Jahren aus und beenden ihr Leben in einer
spektakulären Supernova-Explosion. Auf diese Weise geben massive Sterne einen großen Teil
des Wasserstoffs und Heliums an das interstellare Medium zurück, aus dem sie entstanden
sind. Wichtiger aber ist in diesem Zusammenhang, dass dann schwerere Elemente im "Urgas"
vorhanden sind, die durch Kernfusion im Inneren der Sterne entstanden sind. Auch sie wurden
bei der Explosion in großen Mengen ausgestoßen. Eine weitere Konsequenz einer SupernovaExplosion ist die Bildung schwerer Atomkerne von Eisen und anderen Elementen
einschließlich sehr schwerer Elemente bis über das Uran hinaus, die ebenfalls an dem
Ereignis teilnehmen. All diese Materie dehnt sich - mit enormer Geschwindigkeit ausgestoßen - in den interstellaren Raum aus und mischt sich mehr oder weniger mit dem dort
bereits vorhandenen Gas. Die neuen schweren Elemente können entweder in Form von Gas
existieren oder in irgendeiner Weise zu Staubkönnern auskondensieren. Später, wenn die
Dichte einer kühlen interstellaren Wolke einen kritischen Wert übersteigt und sie durch ihre
eigene Gravitation kontrahiert, können sich neue Sterne aus diesem angereicherten
interstellaren Material bilden, und diese enthalten dann prozentual mehr schwere Elemente als
die ursprüngliche Sternpopulation. Dieser Prozess der Sternentstehung - Synthese schwerer
Elemente, Ausstoß von mit diesen angereichertem Material zurück in den interstellaren Raum,
wiederum gefolgt von Sternentstehung - ist ein immer wiederkehrender Kreislauf der
Ereignisse in der ganzen Galaxie. Der Stoff, aus dem die Sonne und die Planeten
kondensierten und aus dem wir selber sind, hat diesen Kreislauf schon mehr als einmal
durchlaufen.
Der Orion-Nebel ist der bekannteste
Emissions-Nebel. ©AAO
Das auffallendste Erscheinungsbild interstellarer
Materie sind Nebel. Sie wurden in verschiedene
Typenklassen unterteilt: Reflexionsnebel, Gebiete
ionisierten Wasserstoffs (HII-Regionen),
planetarische Nebel, Supernova-Überreste und
Dunkelwolken. Die Unterschiede zwischen ihnen
bestehen hauptsächlich in der Art und Weise, wie das
Material leuchtet oder beleuchtet wird, das Licht von
anderen Strahlungsquellen verdeckt wird, sowie in
ihrer Dichte und ihrer jüngsten Geschichte. In einem
Reflexionsnebel reflektieren und streuen die
Staubpartikel in erster Linie Licht von in der Nähe
stehenden Sternen. Dunkelwolken andererseits sind
dichte Gas- und Staubwolken ohne Sterne, die sie
beleuchten könnten, und sie sind so undurchsichtig,
dass sie das Licht von Sternen oder hellen Nebeln im
Hintergrund absorbieren; sie erscheinen als
Silhouette gegen den helleren Hintergrund wie ein
"Loch" im Himmel.
Das Licht von HII-Regionen und planetarischen Nebeln wird
als Folge der Ionisation von Gas durch die UltraviolettStrahlung sehr heißer umliegender Sterne (O-Sterne, B-Sterne,
OB- Assoziationen) erzeugt. Sichtbares Licht entsteht
hauptsächlich, wenn Elektronen wiederholt von Wasserstoff(Proton) oder Helium-Ionen eingefangen werden
(Rekombination), oder durch Stöße von Elektronen mit
einfach oder mehrfach ionisierten Sauerstoff-, Neon- oder
Stickstoff-Atomen. Komplexere Anregungsprozesse finden in
Supernova-Überresten statt, einschließlich der Entstehung von
durch Elektronen, die von dem übriggebliebenden Pulsar
ausgesandt wurden, und durch Stoßanregung des interstellaren
Der Hantel-Nebel ist ein
Gases durch hochenergetische Teilchen in der durch die
planetarischer Nebel
Explosion herausgeschleuderten Materie. Andere Typen von
Nebeln, die nicht auf optischen Photographien erscheinen,
sind dichte Molekülwolken, die eher aufgrund ihrer Emission und Apsorption von Radio-,
Mikrowellen- und Infrarotstrahlung nachweisbar sind als durch ihre Emission im sichtbaren
Wellenlängenbereich. Wie wir noch sehen werden, haben mehrere dieser Nebeltypen
miteinander zu tun.
Die Existenz von Gas zwischen den Sternen wurde 1904 von J. F. Hartmann entdeckt durch
die Beobachtung, dass einige wenige der Absorptionslinien, die er im Spektrum des
Doppelsterns Delta Orionis (Mintaka) fand, ihre Wellenlänge während des Umlaufs nicht
änderten (wie aufgrund des Doppler-Effekts zu erwarten wäre). Dem ging die Beobachtung
von (1874) von W. Huggins voraus, dass gewisse Nebel ein Spektrum aufweisen, das für
verdüntes Gas charakteristisch ist. Seitdem werden in den Spektren vieler Hintergrundsterne
interstellare Absorptionslinien gemessen. Im optischen Bereich gibt es nur wenige dieser
Linien, und sie sind gewöhnlich viel schmaler als die stellaren Linien selbst. Häufig haben sie
mehrfach Doppler-verschobene Komponenten, verursacht durch Wolken verschiedener
Radialgeschwindigkeiten. Die stärksten optischen Linien entsprechen neutralen Natrium- und
einfach ionisierten Calcium-Atomen. Neutrale Kalium-, Calcium- und Eisen-Atome sowie
einfach ionisierte Titan-Atome sind ebenfalls durch ihre Absorptionslinien im sichtbaren
Spektrum nachweisbar, darüber hinaus wurden einige einfache Moleküle gefunden. Viele
Atome in verschiedenen Ionisationsgraden haben ihre Absorptionslinien im ultravioletten
Wellenlängenbereich. Sie wurden mit Hilfe von speziellen Teleskopen mit Ballonen, Raketen
oder Satelliten untersucht. Der Lyman-Alpha-Übergang des neutralen Wassertoffs, der bei
121,6 nm liegt, ruft bei weitem die stärkste aller beobachteten Absorptionslinien hervor.
Während interstellarer Wasserstoff zum größten Teil neutral ist, gibt es einige Elemente im
interstellarem Medium, die hauptsächlich im ionisierten Zustand vorkommen. Die Ionisation
solcher Elemente rührt meistens von hochenergetischen Photonen des ganzen Raum
erfüllenden galaktischen Sternenlichts her. Die geringe Dichte des interstellaren Mediums
stellt sicher, dass ein Atom im ionisierten Zustand (Ion) relativ lange warten muss, bevor es
mit einem freien Elektron rekombinieren kann, das ihm nahe genug kommt. In dichteren
Gebieten wird Wasserstoff in Form von H2-Molekülen im fernen Ultraviolett deutlich
nachgewiesen, wenn ein entsprechend heißer Stern im Hintergrund steht. Die gesamte Anzahl
von Atomen oder Molekülen jeder Sorte zwischen uns und dem Hintergrundstern lässt sich
aus der Form und Stärke seiner charakteristischen Absorptionslinien bestimmen. In einigen
gut untersuchten Fällen scheint das interstellare Gas zum Beispiel nur ein Hundertstel von
Eisen und ein Tausendstel von Calcium zu enthalten, verglichen mit der Häufigkeit in
Sternatmosphären. Der Grund hiefür ist leicht zu erkennen: die fehlenden Anteile stecken in
den interstellaren Staubteilchen.
Wenn Licht auf ein interstellares Staubteilchen trifft, wird
es zum Teil absorbiert und zum Teil in den Raum
zurückgestreut. Im Sichtbaren werden etwa gleiche Anteile
absorbiert und gestreut. Tatsächlich ist etwa ein Viertel des
diffusen Lichtes, das wir in der Milchstrasse sehen, an
Staub gestreutes Sternlicht. Reflexionsnebel sieht man,
wenn ein heller Stern nahe genug an einer dichten Wolke
oder Schwaden von Gas und Staub steht, um diese zu
beleuchten. Diese Nebel erscheinen blauer als die
entsprechenden Sterne, da die Staubteilchen in der
Dunkelwolke blaues Licht effektiver streuen als rotes.
Ansonten ähnelt aber der generelle spektrale Verlauf des
Lichtes von solchen Nebeln dem des beleuchtenden Sterns
mit seinen typischen Absorptionslinien - im Gegensatz zu
HII-Regionen, deren meist rote Farbe aus dem Gas selber
Der Pferdekopf-Nebel ist eine
stammt. Absorption und Streuung trüben auch unseren
dunkle Staubwolke, die in die HIIBlick auf die Sterne, ein Effekt, der als interstellare
Region IC434 hineinragt. ©AAO
Extinktion bekannt ist. Die Extinktion ist je nach Region
sehr unterschiedlich. In der extragalaktischen Ebene wird
das Licht im sichtbaren Spektralbereich um etwa zwei Größenklassen je Kiloparsec
geschwächt. In einigen sehr dichten interstellaren Wolken kann die visuelle Extinktion
hingegen mehrere hundert Größenklassen pro Parsec betragen. Der Betrag der Extinktion
hängt relativ stark von der Wellenlänge ab. Rotes Licht wird weniger geschwächt als blaues.
Das führt dazu, dass die scheinbare Farbe von Sternen davon abhängt, wie stark das Licht von
seinem Weg zur Erde durch Extinktion verändert wurde. Dieser Farbeffekt wird als
interstellare Rötung bezeichnet. Ähnlich wird auch das Licht in der Atmosphäre gerötet,
wodurch die scheinbare Änderung der Sonnenfarbe bei Auf- und Untergang zu erklären ist.
Zu kürzeren Wellenlängen hin steigt die Extinktion noch weiter an, und im fernen Ultraviolett
ist sie mehrfach so groß wie im Visuellen. Entsprechend fällt die Extinktion zu größeren
Wellenlängen hin schnell ab, und bei 2 &mircom beträgt sie nur noch ein Zehntel der
optischen Extinktion. Diese hohe Verbesserung der Transparenz des interstellarem Mediums
zu längeren Wellenlängen hin erlaubt es den Astronomen mit den Methoden der
Infrarotastronomie, tief in extreme Staubgebiete und in ferne Regionen in der galaktischen
Ebene hineinzusehen, was bei kürzeren Wellenlängen unmöglich wäre. Die Kurve, die die
Abhängikeit des Extinktion von der Wellenlänge beschreibt, ist nicht völlig glatt. Sie zeigt
mehrere Spitzen, einen im Ultravioletten bei der Maximumwellenlänge von ca. 220nm und
zwei im Infrarotem bei 3 &mircom und 10 &mircom. Vieles, war wir über die Natur der
interstellaren Staubteilchen wissen, ist aus dieser Extinktionskurve abgeleitet. Eine
Schlussfolgerung ist, dass die meisten Staubteilchen, die die visiuelle Extinktion verursachen,
etwa 0,1 &mircom groß sind - kleiner als die Wellenlänge des Lichtes -, auch wenn wir über
ihre Form sehr wenig wissen. Einen Hinweis auf die Form erhält man aus der Tatsache, dass
das direkte Licht von den Sternen ein wenig polarisiert ist. Dies weist darauf hin, dass
zumindest einige Staubteilchen eine längliche Form haben, was ihnen die Tendenz verleiht,
sich längs der Magnetfeldlinien auszurichten, die es im interstellaren Raum in der ganzen
Galaxie gibt. Noch kleiner Staubteilchen benötigt man, um die Extinktion im Ultravioletten
erklären zu können. Die Spitze im ultravioletten Teil der Extinktionskurve deutet darauf hin,
dass Graphitteilchen vorhanden sind, und jene im infraroten Teil weisen auf Eiskristalle und
eine gewisse Sorte von Silicat-Material hin. In einem Staubteilchen können verschiedene
Substanzen vorhanden sein..
Wo bilden sich diese Staubteilchen? Es besteht kaum ein
Zweifel daran, dass ein Teil von ihnen aus dem Gas der
äußeren Atmosphäre später Sterne kondensiert. Man
beobachtet bei vielen solcher Sterne große Mengen Staub in
ihrer unmittelbaren Umgebung. Der so entstandene Staub lässt
sich aufgrund seiner Wiederabstrahlung im infrarotem
Wellenlängenbereich nachweisen. Einige dieser Staubkörner
werden in den interstellarem Raum hinausgetrieben und
machen so Platz für die Entstehung neuer Staubteilchen aus
neuem Sternenmaterial. Staubpartikel können auch noch
während des Kollapes bei der Geburt neuer Sterne aus
Gaswolken kondensieren. Wenn sie einmal entstanden sind,
können die Staubkörner durch fortwährende Akkretion von
weiteren Atomen und Molekülen aus dem interstellaren Raum
wachsen. Anderseits kann interstellarer Staub dadurch
Helle Gasnebel (rot) und dunkle
"zersetzt" werden, dass er durch Kollisionen von Gaswolken
Staubwolken im Band der
aufgeheizt wird, durch die Einwirkung interstellarer Strahlung
Milchstrasse
oder dadurch, dass er in neue Sterne eingebaut wird. Wie
effektiv jedoch auch immer die Prozesse der Entstehung und
Zersetzung sein mögen - man erwartet nicht, dass der mittlere Massenanteil von Staub an der
interstellaren Materie mehr als ein Prozent beträgt. Der einfache Grund dafür ist, dass Staub
vorzugsweise aus schweren Elementen besteht, die zusammengenommen weniger als ein
Prozent des galaktischen Materials ausmachen.
Obwohl die mittlere Stärke des interstellaren Magentfeldes nur einige 10-10 Tesla beträgt,
beinflusst es doch stark die Bewegung geladener Teilchen im interstellaren Medium. Daher
beobachtet man überall in unserer Galaxie Synchrotronstrahlung, die dadurch entsteht, dass
hochenergetische Elektronen der kosmischen Strahlung im Magnetfeld auf gekrümmte
Bahnen gezwungen werden. Der andere Anteil der kosmischen Strahlung sind Atomkerne und
Elementarteilchen, deren kinetische Energie 1021 eV (Elektronenvolt) erreichen kann. Die
Materie, die für die kosmische Strahlung verantwortlicht ist, hat eine verschwindend geringe
Dichte im Vergleich zu anderen interstellaren Teilchen, macht aber einen beträchtlichen
energetischen Anteil aus. Man vermutet, dass Supernovae eine dominierende Rolle bei ihrer
Entstehung spielen.Den größten Teil unseres Wissens über die großräumige Verteilung des
interstellaren Gases in unserer Galaxie ziehen wir aus der Untersuchung der Emission und
Absorption der 21-cm-Linie des neutralen Wasserstoffs im Radiobereich. Diese Wellenlänge
entsteht beim Wechsel der relativen Spin-Ausrichtung von Proton und Elektron beim
Übergang von einem Zustand mit paralleler Ausrichtung zu einem mit entgegengesetzter
Ausrichtung. Im interstellaren Raum befinden sich etwa Dreiviertel der Wasserstoffatome im
Zustand der parallelen Spinausrichtung, der energetisch etwas höher liegt als der andere
Zustand; der Energieunterschied entspricht einem Photon der Frequenz 1420,4 Mhz bzw. der
Wellenlänge 21 cm. Der Stoß mit einem anderen Teilchen induziert einen Übergang zwischen
diesen Zuständen, aber infolge der geringen mittleren Dichte der Materie im interstellaren
Medium geschiet die bei einem individuellen Teilchen nur etwa alle paar hundert Jahre.
Dennoch kann Strahlung der 21-cm-Linie leicht aus nahezu allen Richtungen in unsere
Galaxie empfangen werden, da die Anzahl der interstellaren Wasserstoffatome so groß ist.
Aus der Doppler-Verschiebung können Gaswolken verschiedener Geschwindigkeiten im
selben Sehstrahl unterschieden werden. Dies ist vom großen Nutzen, da es uns erlaubt, die
Verteilung und Bewegung neutralen Gases zu studieren. Solche Beobachtungen zeigen, dass
neutrale Wasserstoffwolken in Haufen hauptsächlich entlang der Spiralarme vorkommen.
Mit der Entdeckung interstellarer Moleküle erkannte man, dass die auffälligen HII-Gebiete
relativ kleine Hohlräume am Rande oder inmitten weit massereicherer Molekülwolken sind,
aus denen sich die heißen Sterne gebildet haben. Molekülwolken sind die kälteste
Materieform in unserer Galaxie - mit Temperaturen von wenigen Kelvin bis hinauf zu
mehreren hundert Kelvin in Gebieten aktiver Sternentstehung. Die meisten Strahlung, die aus
diesen Wolken empfangen wird, ist thermische Ferninfrarot-Strahlung des Staubes und
Strahlung aus Rotationsübergängen der Moleküle sowohl im Infraroten als auch im
Radiobereich. Über 60 verschiedene Moleküe und Radikale wurden bisher nachgewiesen. Das
häufigste Molekül ist der molekulare Wasserstoff, obwohl er selber keine Strahlung emittiert,
solange er kälter als etwa 500 K ist. Ein zum Nachweis von Molekülwolken oft benutztes
Molekül ist das Kohlenmonoxid (CO), das sehr stark strahlt. Man weiß heute, dass
strahlendes CO-Molekülgas in unserer Galaxie weit verbreitet ist. Diese Strahlung stammt
hauptsächlich aus Wolken, die sich in ihrer Position auf eine Schicht von nur ungefähr 150
Parsec Dicke nahe der galaktischen Scheibe beschränken. Aus unserer Sicht erscheint unsere
Galaxie im Licht solcher Molekülstrahlung auf ein schmales, nur etwa 2 Grad breites Band
entlang der galaktischen Ebene beschränkt. Nur die uns nächsten Wolken sieht man in hohen
galaktischen Breiten. Das Molekülgas ist hauptsächlich in den Spiralarmen konzentriert, mit
der höchsten Dichte in einem Ring mit etwa 5 Kiloparsec Radius, ein Teil ist jedoch weiter
über die Scheibe verteilt, und im galaktischen Zentrum ist es sehr häufig. Molekülwoklen gibt
es in verschiedensten Größen mit den unterschiedlichsten Massen und Zusammensetzungen.
In der Milchstrasse ist das meiste Molekülgas in riesigen Wolken von bis zu 1 Millionen
Sonnenmassen und mit etwa 40 pc Durchmesser konzentriert. Die Zentraldichten sind
bisweilen höher als 10000 Teilchen pro cm³. Diese Riesen-Molekülwolken sind die größten
der Eigengravitation unterliegenden Gebilde in der galaktischen Scheibe und sind die Stellen,
in denen gegenwärtig die meisten Sterne geboren werden. Die kleinsten Wolken, die
sogenannten Bok-Globulen, haben Massen von nur wenigen bis einigen hundert
Sonnenmassen. In manchen dieser Globulen haben sich Sterne mit geringer Masse gebildet,
und andere sind vielleicht noch dabei, in sich zusammenzustürzen, um dann später Sterne zu
bilden. Auch im Bereich mittlerer Massen gibt es verschiedenste Molekülwolken und Wolkenkomplexe. Wahrscheinlicht ist der Anteil molekularen Gases im interstellaren
Medium größer als der atomare Anteil.
Molekülwolken und neutrale Wasserstoffwolken füllen selbst zusammengenommen bei
weitem nicht das Volumen des interstellaren Raumes aus. Auch wenn dies noch im Bereich
der Spekulation liegt, vermutet man heute, dass das Gas zwischen den Wolken sehr heiß und
extrem verdünnt ist bei Temperaturen von etwa 1 Million Kelvin und Dichten weniger 10-3
Teilchen pro cm³ - als direkte Folge der Ausdehnung von Supernova-Überresten, die in
unserer Milchstrasse recht häufig sind. Man weiß, dass sich in einer Galaxie wie der unsrigen
etwa alle paar Dutzend Jahre eine Supernova-Explosion erreignet. Der gasreiche Überrest
dehnt sich dann mit hoher Geschwindigkeit bis einen Radius von ca. hundert pc aus. Infolge
dessen ist nach nur wenigen Millionen Jahren das Gas an jedem beliebigen Ort der ganzen
galaktischen Scheibe mindestens einmal der Druckwelle des heißen Gases einer Supernova
ausgesetzt.
Die Struktur des interstellaren Mediums ist in Kiloparsec-Maßstab wahrscheinlich durch eine
schaumartige Struktur dünner, heißer, zusammenwachsender Supernova-Überreste
verschiedenen Alters bestimmt. Die Front eines Supernova-Überrests der sich im
interstellaren Medium ausbreitet, wird dichtere Wolken einhüllen, und er versucht alle
Materie geringerer Dichte wegzuschwemmen, um selber den Raum einzunehmen. Die
weggeschwemmte Materie wird zu dichteren Schichten oder Filamenten in einer Hülle um
den Überrest kompremiert. Nach einer gewissen Zeit kühlt sich diese Schicht ab, zerteilt sich
und bildet eine zusätzliche Population kalter, dichter Wolken. Dieses allgegenwärtige heiße
Gas lässt sich anhand des weitverbreiteten fünffach ionisierten Sauerstoffatoms nachweisen,
erkennbar an seinen interstellaren Absorptionslinien im UV-Bereich oder aufgrund der
weichen Röntgenstrahlung, die man aus den meisten Himmelsregionen empfängt. Dieses
heiße Gas dürfte sich weit über die galaktische Ebene hinaus ausdehnen in Form einer
sogenannten galaktischen Korona.
Im allemeinen nimmt man an, dass die Wolken, die in dieser heißen Korona überleben, eine
zusammengesetzte Struktrur haben: ein relativ kalter innerer Kern mit einen Radius bis zu
wenigen pc, und einer Temperatur unter 100 K und einer Dichte von wenigen Dutzend
Teilchen pro cm³, ist umgeben von einer warmen, neutralen Schicht mit einer hundertstel
Kerndichte und Temperaturen um 10000 K, welche wiederum von einer warmen, ionisierten
Hülle der gleichen Temperatur wie die mittlere Schicht umgeben ist, aber von etwas
geringerer Dichte. Die äußere Hülle wird nicht von der galaktischen Korona aufgeheizt und
ionisiert, sondern von der UV-Strahlung heißer Sterne in der weiteren Umgebung. Die
mittlere Schicht wird dagegen von Röntgenstrahlen erhitzt - weniger ionisiert - ,die tatsächlich
aus der Korona kommt. Der Kern selbst wird im allgemeinen auch von Sternstrahlung
aufgeheizt, allerdings nur schwach. Sehr dichte Kerne schützen sich selbst vor der Strahlung
und entwickeln sich zu kalten Molekülwolken. Die verschiedenen Wolken bewegen sich mit
einer mittleren Geschwindigkeit von ca. 10km/s. Zusammenstöße führen manchmal zu
Vereinigung von Wolken, gelegentlich auch zur Bildung mehrerer voneinander unabhängiger
Bruchstücke. Wolken können auch von vorbeifliegenden Supernova-Resten
auseinandergerissen werden, andere wiederum bilden sich neu. Neue Generationen von
Sternen werden geboren, aus denen wiederum neue Supernovae ausbrechen. Der insterstellare
Raum ist also alles andere als eine ruhige und leere Region im Universum. Vom
Erscheinungsbild anderer naher Galaxien wissen wir, dass auch sie aktive intertstellare
Medien haben. Der Gasanteil varriert allerdings von Typ zu Typ. Spiralgalaxien enthalten am
meisten Gas, und Sternentstehung ist bei ihnen sehr deutlich ausgeprägt. Elliptische Galaxien
enthalten viel weniger Gas und zeigen weniger Anzeichen von Sternentstehungsaktivitäten.
Die optischen Spektren stark rotverschobener Quasare weisen eine große Anzahl scharfer
Absorptionslinien zusätzlich zu ihren charakeristischen Emissionslinien auf. Man nimmt
heute allgemein an, dass diese in absorbierender Materie entstehen, die irgendwo zwischen
dem Quasar und uns liegt. Zwei solcher Populationen wurden bislang beobachtet: Die eine
erscheint als ein "Wald von Absorptionslinine auf der kurzwelligen Seite der rotverschobenen
Lyman-Alpha- Emissionslinien des Wasserstoffstoms vom Quasar. Diese Linien werden als
Lyman-Alpha-Absorptionslinien bei verschiedener Rotverschiebung identifiziert, und sie
werden primordialen intergalaktischen Wasserstoffwolken zugeordnet, die über das ganze
Universum verteilt sind. Die andere Population erscheint auf der langwelligen Seite der
Emissionslinie. Diese Linien konnten verschieden Atomen und Ionen verschiedener Atome
und Ionen schwerer Elemente zugeordnet werden. Sie gliedern sich in Gruppen verschiedener
Rotverschiebung..
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