Interstellare Materie
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Als interstellare Materie bezeichnet man die Materie im interstellaren Raum, die sich zwischen den Sternen innerhalb einer Galaxie befindet. Zum interstellaren Medium wird neben der interstellaren Materie auch die Elektromagnetische Strahlung und das Magnetfeld gezählt.
Die interstellare Materie besteht aus neutralem und ionisiertem Gas sowie aus Staub. Sie spielt eine wesentliche Rolle in der Astrophysik, da aus interstellarer Materie Sterne entstehen, die mit Sternwinden und Supernovae aber auch wieder Materie in den interstellaren Raum abgeben. Sie verursacht die sogenannte interstellare Absorption und Verfärbung von Sternenlicht.
Die Materie zwischen Galaxien gehört nicht zur interstellaren Materie und wird analog als intergalaktisches Medium bzw. Gas oder kurz IGM bezeichnet, entsprechend nennt man die Materie in der direkten Umgebung eines Sterns interplanetare Materie.
[Bearbeiten] 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 und Spuren schwererer Elemente, die in der Astronomie als Metalle bezeichnet werden, wobei 99 % der Materie als Gas vorliegt 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 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 |
|---|---|---|---|---|
| HI-Wolken | 50 – 100 | 1 – 103 | neutrale Wasserstoffatome | |
| Molekülwolken | 20 – 50 | 103 – 105 | neutrale Wasserstoffmoleküle | |
| warmes ionisiertes Medium (WIM) | 50 % | 103 – 104 | 0,01 | teilweise ionisiertes Plasma |
| HII-Wolken | 104 | 102 – 104 | fast vollständig ionisiertes Plasma | |
| koronales Gas | 105 – 106 | 10−4 – 10−3 | vollständig ionisiertes Plasma | |
| Quelle | ||||
[Bearbeiten] Literatur
- McKee, C. F. & Ostriker, J. P.: A theory of the interstellar medium - Three components regulated by supernova explosions in an inhomogeneous substrate. Astrophysical Journal 218 (1977) 148-169
