Interstellare Materie
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Als interstellare Materie (ISM) bezeichnet man die Materie im interstellaren Raum, die sich zwischen den Sternen einer Galaxie befindet. Genauer bezeichnet es die Materie im Raum zwischen den Astropausen der Sterne, da der Raum innerhalb der jeweiligen Astrosphären vom Sternwind des betreffenden Sterns erfüllt ist und andere Eigenschaften aufweist. Interstellare Materie wird mit der elektromagnetischen Strahlung und dem galaktischen Magnetfeld zum interstellaren Medium gezählt.
Die interstellare Materie besteht aus neutralem und ionisiertem Gas sowie aus interstellarem Staub. Sie spielt eine wesentliche Rolle in der Astrophysik, da aus interstellarer Materie Sterne entstehen, die mit Sternwinden und Supernovae auch wieder Materie in den interstellaren Raum abgeben. Sie verursacht die so genannte interstellare Absorption und Verfärbung von Sternenlicht.
Die Materie zwischen Galaxien gehört nicht zur interstellaren Materie, sondern wird analog als intergalaktisches Medium bzw. Gas, kurz IGM, bezeichnet. Entsprechend nennt man die Materie zwischen den Planeten bzw. in der direkten Umgebung eines Sterns interplanetare Materie.
Zusammensetzung und Verteilung
Der Ursprung der interstellaren Materie liegt im Urknall, Sternwinden und Supernovaexplosionen, wobei ihr Masseanteil in unserer Galaxis nur wenige Prozent beträgt. Sie besteht in der Milchstraße im Durchschnitt aus etwa 90 % Wasserstoff, 10 % Helium (Mengenanteile) und Spuren schwererer Elemente, die in der Astronomie als Metalle bezeichnet werden, wobei 99 % der Materie als Gas vorliegen und der Staubanteil etwa ein Prozent beträgt.
Weder Dichte noch Temperatur der interstellaren Materie sind konstant, sie ist vielmehr sehr ungleichmäßig verteilt zwischen dichten interstellaren Wolken und dünnen Blasen und Superblasen. Die Dichte schwankt zwischen 10−4 Atomen/cm³ in koronalem Gas und 105 Atomen/cm³ in Molekülwolken, der Temperaturbereich erstreckt sich von 20 bis 50 Kelvin in Molekülwolken oder Infrarot-Cirrus bis zu mehreren Millionen Kelvin in koronalem Gas. Gewöhnlich werden anhand der gemessenen Temperaturen drei Phasen der interstellaren Materie unterschieden (nach McKee, Ostriker 1977):
- heiß – koronales Gas mit Temperaturen über eine Million Kelvin
- warm – Bereiche mit Temperaturen von einigen Tausend Kelvin
- kalt – H-I-Gebiete und Molekülwolken mit Temperaturen von weniger als 100 Kelvin
| Komponente | Anteil | Temperatur (K) |
Dichte (Atome/cm³) |
Zusammensetzung |
|---|---|---|---|---|
| Molekülwolken | 20–50 | 103–105 | neutrale Wasserstoffmoleküle | |
| H-I-Wolken | 50–100 | 1–103 | neutrale Wasserstoffatome | |
| warmes ionisiertes Medium (WIM) | 50 % | 103–104 | 0,01 | teilweise ionisiertes Plasma |
| H-II-Wolken | 104 | 102–104 | fast vollständig ionisiertes Plasma | |
| koronales Gas | 105–106 | 10−4–10−3 | vollständig ionisiertes Plasma | |
| Quelle | ||||
Siehe auch
- Sternenstaub
- Diffuser Nebel
- Stoßfront
- Heliopause
Literatur
- C. F. McKee, J. P. Ostriker: A theory of the interstellar medium – Three components regulated by supernova explosions in an inhomogeneous substrate. In: Astrophysical Journal 218, 1977, S. 148–169.
- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. 15. Auflage. Deutscher Taschenbuch Verlag, München 2005, ISBN 3-423-03267-7.
- Alexander G. Tielens: The physics and chemistry of the interstellar medium. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2005, ISBN 0-521-82634-9.
- Dieter Rehder: Chemistry in space – from interstellar matter to the origin of life. Wiley-VCH Verlag, Weinheim 2010, ISBN 978-3-527-32689-1.
