Interstellares Medium Molekülwolke Bok- Globus Dunkler Nebel Protostar T-Typ variabler Stern Tauri Vor-Hauptsequenzstern Herbig-Stern Ae / Be Herbig-Haro-Objekt |
Anfängliche Massenfunktion Gravitationsinstabilität Kelvin-Helmholtz-Mechanismus Nebelhypothese Planetenmigration |
In der Astronomie ist das interstellare Medium (auf Englisch interstellares Medium oder ISM ) die Materie, die in einer Galaxie den Raum zwischen den Sternen ausfüllt und in das umgebende intergalaktische Medium übergeht . Es ist eine Mischung aus Gasen (ionisiert, atomar und molekular), kosmischer Strahlung und Staub . Die Energie, die in Form elektromagnetischer Strahlung das gleiche Volumen einnimmt, entspricht dem interstellaren Strahlungsfeld.
Sterne bilden sich in den dichtesten Regionen der Umwelt ( Molekülwolken ) und versorgen die Umwelt mit Materie und Energie durch Planetenwolken , Sonnenwinde , Supernovae und deren endgültiges Aussterben. Diese Wechselwirkung zwischen den Sternen und dem interstellaren Medium selbst hilft dabei, die Geschwindigkeit zu definieren, mit der eine Galaxie ihre Gasreserve und damit ihre Dauer der Sternentstehung erschöpft.
Das interstellare Medium nimmt in der Astrophysik eine wichtige Position zwischen der stellaren und der galaktischen Skala ein. Diese Regionen (und die darin ablaufenden Prozesse) sollten mit Infrarot-Teleskopen (z. B. IRAS ) untersucht werden, da sie kein sichtbares Licht emittieren .
Die Grenze zwischen der Astrosphäre eines Sterns (insbesondere für die Sonne die Heliosphäre ) und dem umgebenden interstellaren Medium wird als Astropause (insbesondere die Heliopause ) bezeichnet.
Das interstellare Medium besteht aus mehreren Phasen, abhängig vom Zustand der Materie (entweder ionisch, atomar oder molekular), seiner Temperatur (Millionen Kelvin , Tausende Kelvin oder Dutzende Kelvin) und seiner Dichte. Dieses dreiphasige Modell wurde von Chris McKee und Jerry Ostriker in einem 1977 veröffentlichten Artikel entwickelt und diente als Grundlage für Studien, die für die nächsten 25 Jahre durchgeführt wurden . Die relativen Anteile dieser Phasen sind in wissenschaftlichen Kreisen immer noch umstritten. Das zuvor akzeptierte Modell hatte zwei Phasen.
Die thermischen Drücke dieser Phasen sind ungefähr im Gleichgewicht. Die Magnetfelder und Turbulenzen sind auch Druckquellen im Medium, typischerweise die größten im dynamischen Bereich des thermischen Drucks.
Für alle Phasen ist das Medium zwischen den Sternen im Vergleich zur Erdatmosphäre extrem dünn. Im ersten findet man eine charakteristische Dichte in der Größenordnung von einem Wasserstoffatom pro cm 3, während auf der Erde die Luftdichte typischerweise in der Größenordnung von 2,7 × 10 19 Atomen pro cm 3 liegt . In kalten Regionen des interstellaren Mediums können Molekülwolken 10 6 Moleküle pro cm 3 erreichen . In warmen, diffuseren Regionen, in denen Materie hauptsächlich ionisiert ist, kann die Dichte des Mediums 10 –4 Ionen pro cm 3 betragen . Die Wasserstoffdichte des interstellaren Mediums an den Grenzen des Sonnensystems beträgt nach einer Messung mit der New Horizons- Sonde 0,127 ± 0,015 cm -3 .
In der Masse liegen 99% des interstellaren Mediums in Form von Gas vor, 1% in Form von Staub. Von diesen Gasen sind 89% der Atome Wasserstoff , 9% Helium und 2% Atome sind schwerere Elemente ( im astronomischen Sprachgebrauch Metalle genannt ) als diese beiden. Wasserstoff und Helium sind Produkte der ursprünglichen Nukleosynthese, während die schwereren Elemente das Ergebnis der Anreicherung während der Evolution der Sterne sind. Moleküle werden auch in den Wolken (lat. Nebulae ) des interstellaren Mediums beobachtet, wobei H 2 und CO am häufigsten vorkommen . OH , H 2 O , CN, CS , HCN , H 2 CO und Hunderte anderer wurden ebenfalls beobachtet (insbesondere im Orionnebel ). Es wird über noch massereichere Moleküle berichtet: C 60 ( Fulleren ), PAK , Aminosäuren unter anderem.
Phase | Dichte ( Atom / cm 3 ) |
Temperatur (K) |
Gesamtmasse in der Milchstraße |
|
---|---|---|---|---|
Atomic | kalt | ≃ 25 | ≃ 100 K | 1,5 × 10 9 |
heiß | ≤ 0,25 | ≃ 8000 K | 1,5 × 10 9 | |
Molekular | > 1.000 | < 100 K. | 10 9 ? | |
Ionisiert | HII-Region | 1 - 10 4 | ≃ 10.000 K | 5 × 10 7 |
Diffus | ≃ 0,03 | ≃ 8000 K | 10 9 | |
Heiß | ≃ 6 × 10 –3 | ≃ 500.000 K | 10 8 ? |
Im interstellaren Medium sind Gas- und Staubkörner eng miteinander vermischt. Ein interstellares Medium ist in allen spiralförmigen , vergitterten und unregelmäßigen Spiralgalaxien vorhanden . Es ist in elliptischen und linsenförmigen Galaxien fast nicht vorhanden . Der interstellare Staub liegt in Form von extrem feinkörnigem Staub vor , wobei eine typische Größe in der Größenordnung eines Bruchteils eines Mikrometers liegt . Die chemische Zusammensetzung interstellarer Staubkörner ist unterschiedlich: Es gibt Graphit , Silikate , Carbonate usw. Interstellarer Staub ( z. B. die feste Phase) macht etwa 1% der Gesamtmasse des interstellaren Mediums aus.
Komponente | Dichte ( Atom / cm 3 ) |
Temperatur (K) |
Gaszustand |
---|---|---|---|
Molekülwolke | 10 3 - 10 5 | 20 K bis 50 K. | Moleküle |
HI Region | 1-1000 | 50 K bis 150 K. | Neutraler Wasserstoff. Andere ionisierte Atome |
Mitten zwischen den Wolken | 0,01 | 1.000 K bis 10.000 K. | Teilweise ionisiert |
Galaktische Krone | 10 -4 - 10 -3 | 100.000 K bis 1.000.000 K. | Stark ionisiert |
Die Hauptthemen der Untersuchung des interstellaren Mediums sind: Molekülwolken , die interstellaren Wolken , die HII-Regionen , die Überreste der Supernova , die planetarischen Nebel und andere diffuse Strukturen.
Das interstellare Medium ist auch heute noch ein komplexes Forschungsgebiet, sowohl in Bezug auf die Physik als auch auf die Chemie, die dort stattfinden. Die durchgeführten Studien berücksichtigen immer mehr diese beiden Aspekte, um die Häufigkeit der im interstellaren Medium beobachteten Elemente zu erklären.