23: Interstellare Materie

von

Beim Thema Weltall denken die meisten zuerst an kompakte Objekte wie Sterne und Planeten. Auch bei Weltallwissend haben wir bisher hauptsächlich davon erzählt. Doch tatsächlich gibt es auch zwischen den Sternen jede Menge Zeug, das wird dementsprechend „Interstellare Materie“ genannt, und auch das ist ziemlich spannend! In diesem Artikel möchte ich euch unter anderem die unterschiedlichen Formen von interstellarer Materie vorstellen, erklären, wie man sie überhaupt sehen kann, obwohl sie größtenteils nicht selbst leuchtet und schließlich den kosmischen Materiekreislauf erläutern.

Die interstellare Materie lässt sich grob unterteilen in interstellares Gas und interstellaren Staub, wobei das Gas ungefähr 99 % der interstellaren Materie ausmacht.

Interstellares Gas

Lasst uns mal mit ganz gewöhnlichen H-I-Regionen beginnen! Hier gibt es, kurz gesagt, ganz viel Wasserstoff. Er kann in einzelnen Atomen oder Molekülen (H2) auftreten, Hauptsache, er ist elektrisch neutral, also nicht ionisiert. Dieser Wasserstoff kann elektromagnetische Strahlung (auch bekannt als Licht) in einer bestimmten Wellenlänge emittieren, also abstrahlen, auf diese Weise können Astronomen diese H-I-Regionen auch nachweisen. Falls ihr euch jetzt leuchtende Wolken vorstellt, muss ich euch aber leider enttäuschen, dieses Licht liegt nämlich mit 21 cm Wellenlänge im Radiobereich und kann nicht mit unserem Auge wahrgenommen werden.

H-I-Region: H ist das chemische Symbol für Wasserstoff, mit der römischen Ziffer I (1) wird der Ionisationsgrad angezeigt. I bedeutet nicht ionisiert, II einfach ionisiert und so weiter. Bei Wasserstoff kann es jedoch höchstens zu einer einfachen Ionisation kommen.

Neben diesen H-I-Regionen gibt es auch die sogenannten Molekülwolken. Sie bestehen hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff (also H2) und zu höchstens 0,1% aus anderen Stoffen. Verglichen mit der restlichen Interstellaren Materie weisen Molekülwolken eine ziemlich hohe Dichte auf, hier tummeln sich nämlich 1 000 bis 100 000 Atome pro Kubikzentimeter – das ist jedoch immer noch deutlich weniger als in einem Ultrahochvakuum auf der Erde! Besonders kalte und dichte Molekülwolken (verglichen mit anderen Molekülwolken) absorbieren das Licht der dahinterliegenden Sterne und werden daher Dunkelwolken genannt. Diese Dunkelwolken sind dicht genug, dass sie kollabieren können, und bilden somit die Grundlage der Sternentstehung (siehe Weltallwissend 19: „Ein Sternenleben“).

Bevor wir zum Staub kommen, möchte ich euch noch eine weitere Form von interstellarem Gas vorstellen, und zwar die Absorptionsnebel und Emissionsnebel. Sie kommen hauptsächlich in der Umgebung von jungen O- und B-Sternen vor (siehe Infobox), also sehr massereichen Sternen, und diese Nebel sind Überreste der Gaswolke, aus der der Stern entstanden ist. Wie das meiste Zeug im Weltall bestehen sie größtenteils aus Wasserstoff mit etwas Helium und einem kleinen Anteil an schwereren Elementen.

Astronomen teilen die Sterne in unterschiedliche Gruppen ein, diese Gruppen nennt man „Spektralklassen“ und sie werden mit Buchstaben bezeichnet: Es gibt O-, B-, A-, F-, G-, K- und M-Sterne. Kurz gesagt sind O-Sterne besonders heiße und meist große Sterne, M-Sterne hingegen eher kühl und meistens klein und leuchtschwach. Unsere Sonne ist als G-Stern ungefähr in der Mitte. Im nächsten Weltallwissend-Beitrag erfahrt ihr mehr über diese Spektralklassen.

Da sich diese Absorptions- und Emissionsnebel noch in der Nähe eines sehr massereichen und hellen Sternes befinden, bekommen sie von ihm eine Menge an hochenergetischer Strahlung ab und auf atomarer Ebene ist in ihnen einiges los, so werden zum Beispiel Atome ionisiert und Elektronen zu höheren Zuständen angeregt. Im Endeffekt führt das alles zu der Absorption und Emission von Licht in bestimmten Wellenlängen (ähnlich wie bei Spektrallinien, siehe Weltallwissend 03 „Dunkle Linien im Sonnenspektrum und die Entdeckung des Heliums“). Über diese Absorptions- und Emissionslinien machen sich die Nebel erst für Astronomen auch bemerkbar und mit ihnen können Forscher einiges über die Absorptions- und Emissionsnebel herausfinden. Wenn sie so entdecken, dass der Wasserstoff in einem solchen Nebel ionisiert ist, spricht man übrigens auch von einer H-II-Region.

Interstellarer Staub

Der Staub macht zwar nur etwa 1% der interstellaren Materie aus, aber ich möchte euch trotzdem kurz etwas von ihm erzählen. Dabei rede ich von kleinen Teilchen mit einem Durchmesser von ungefähr 0,0003 Millimeter (oder 0,3 Mikrometer). Interstellarer Staub besteht hauptsächlich aus Graphit, Eis und Silikaten, gerade letztere spielen übrigens eine große Rolle bei der Planetenentstehung (siehe auch Weltallwissend 16 „Wie entstehen Planeten?“).

Nachweisen und beobachten lässt sich interstellarer Staub unter anderem dadurch, dass er das Licht eines Sternes, der sich hinter ihm befindet, abschwächt, wobei mehr Anteile von rotem Licht durchgelassen werden als von blauem Licht. Dadurch erscheint das Licht des anstrahlenden Sternes für uns etwas gerötet. Die wellenlängenabhängige Abschwächung des Lichtes wird Extinktion genannt.

Oft wird Interstellare Materie auch nach ihrer Temperatur geordnet. Zur kalten interstellaren Materie gehören die Molekülwolken mit Temperaturen von bis zu 50 Kelvin sowie der interstellare Staub und H-I-Regionen mit jeweils 50-100 Kelvin. Analog werden Absorptions- und Emissionsnebel mit 1000 – 10 000 Kelvin „Warme interstellare Materie“ genannt.

Kelvin ist eine Temperatureinheit, die heute in den Naturwissenschaften sehr häufig verwendet wird. Um von Kelvin auf Grad Celsius umzurechnen, müsst ihr einfach die Temperatur in Kelvin minus 273 rechnen. 0 K entsprechen also -273° C; 300 K hingegen entsprechen 27° C.

Abschließend habe ich euch ja noch versprochen, den kosmischen Materiekreislauf zu erklären, da die interstellare Materie ein wesentlicher Bestandteil davon ist. Schließlich entstehen Sterne aus der interstellaren Materie, wenn ein Teil einer Gaswolke kollabiert. Von dem Lebenslauf eines Sterns habe ich ja schon in Weltallwissend-Beitrag 19: „Ein Sternenleben“ erzählt. Am Ende ihres Lebens stoßen massearme Sterne ihre äußeren Hüllen ab, die sich dann als Planetarischer Nebel immer weiter von dem Kern entfernen, der als Weißer Zwerg zurückbleibt. Massereiche Sterne hingegen explodieren in einer Supernova, als Sternenleiche bleibt dann ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch übrig. In beiden möglichen Szenarien wird also ein großer Teil der Masse des Sternes wieder an die interstellare Materie abgegeben, aus der dann wieder neue Sterne entstehen können. Da schließt sich der kosmische Materiekreislauf.

Quellen: