Interstellares Medium – Wikipedia

Materie und Strahlung im Raum zwischen den Sternensystemen einer Galaxie

Die Verteilung von ionisiertem Wasserstoff (von Astronomen nach alter spektroskopischer Terminologie als H II bekannt) in den Teilen des galaktischen interstellaren Mediums, die von der nördlichen Erdhalbkugel aus sichtbar sind, wie mit dem Wisconsin Hα Mapper beobachtet (Haffner et al. 2003).

In der Astronomie ist die interstellares Medium ((ISM) ist die Materie und Strahlung, die im Raum zwischen den Sternensystemen einer Galaxie existiert. Diese Materie umfasst Gas in ionischer, atomarer und molekularer Form sowie Staub und kosmische Strahlung. Es füllt den interstellaren Raum und fügt sich nahtlos in den umgebenden intergalaktischen Raum ein. Die Energie, die in Form von elektromagnetischer Strahlung das gleiche Volumen einnimmt, ist die interstellares Strahlungsfeld.

Das interstellare Medium besteht aus mehreren Phasen, die sich dadurch unterscheiden, ob Materie ionisch, atomar oder molekular ist, sowie durch die Temperatur und Dichte der Materie. Das interstellare Medium besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, gefolgt von Helium mit Spuren von Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff im Vergleich zu Wasserstoff.[1] Die thermischen Drücke dieser Phasen stehen im groben Gleichgewicht miteinander. Magnetfelder und turbulente Bewegungen liefern auch Druck im ISM und sind typischerweise dynamisch wichtiger als der thermische Druck.

In allen Phasen ist das interstellare Medium für terrestrische Verhältnisse extrem dünn. In kühlen, dichten Regionen des ISM liegt die Materie hauptsächlich in molekularer Form vor und erreicht eine Zahlendichte von 106 Moleküle pro cm3 (1 Million Moleküle pro cm3). In heißen, diffusen Regionen des ISM wird Materie hauptsächlich ionisiert, und die Dichte kann nur 10 betragen−4 Ionen pro cm3. Vergleichen Sie dies mit einer Zahlendichte von ungefähr 1019 Moleküle pro cm3 für Luft auf Meereshöhe und 1010 Moleküle pro cm3 (10 Milliarden Moleküle pro cm3) für eine Laborhochvakuumkammer. In der Masse sind 99% des ISM Gas in irgendeiner Form und 1% Staub.[2] Von dem Gas in der ISM sind 91% der Atome Wasserstoff und 8,9% Helium, wobei 0,1% Atome von Elementen sind, die schwerer als Wasserstoff oder Helium sind.[3] im astronomischen Sprachgebrauch als “Metalle” bekannt. Massenmäßig sind dies 70% Wasserstoff, 28% Helium und 1,5% schwerere Elemente. Der Wasserstoff und das Helium sind hauptsächlich ein Ergebnis der primordialen Nukleosynthese, während die schwereren Elemente im ISM hauptsächlich auf die Anreicherung im Prozess der Sternentwicklung zurückzuführen sind.

Das ISM spielt in der Astrophysik gerade wegen seiner Zwischenrolle zwischen stellaren und galaktischen Skalen eine entscheidende Rolle. In den dichtesten Regionen des ISM bilden sich Sterne, die letztendlich zu Molekülwolken beitragen und das ISM durch planetare Nebel, Sternwinde und Supernovae mit Materie und Energie auffüllen. Dieses Zusammenspiel zwischen Sternen und ISM hilft dabei, die Geschwindigkeit zu bestimmen, mit der eine Galaxie ihren Gasgehalt und damit ihre Lebensdauer der aktiven Sternentstehung verringert.

Voyager 1 erreichte das ISM am 25. August 2012 und war damit das erste künstliche Objekt von der Erde, das dies tat. Interstellares Plasma und Staub werden bis zum Ende der Mission im Jahr 2025 untersucht. Voyager 2 trat am 5. November 2018 in die ISM ein.[4]

Voyager 1 ist das erste künstliche Objekt, das das ISM erreicht.

Interstellare Materie[edit]

Tabelle 1 zeigt eine Aufschlüsselung der Eigenschaften der Komponenten des ISM der Milchstraße.

Tabelle 1: Komponenten des interstellaren Mediums[3]
Komponente Bruchteil
Volumen
Skalenhöhe
(pc)
Temperatur
(K)
Dichte
(Partikel / cm3)
Zustand von Wasserstoff Primäre Beobachtungstechniken
Molekülwolken <1% 80 10–20 102–106 molekular Radio- und Infrarotmolekülemissions- und Absorptionslinien
Kaltes neutrales Medium (CNM) 1–5% 100–300 50–100 20–50 neutrales Atom H I 21 cm Linienabsorption
Warmes neutrales Medium (WNM) 10–20% 300–400 6000–10000 0,2–0,5 neutrales Atom H I 21 cm Linienemission
Warmes ionisiertes Medium (WIM) 20–50% 1000 8000 0,2–0,5 ionisiert Hα-Emission und Pulsardispersion
H II Regionen <1% 70 8000 102–104 ionisiert Hα-Emission und Pulsardispersion
Koronales Gas
Heißes ionisiertes Medium (HIM)
30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 ionisiert
(Metalle auch stark ionisiert)
Röntgenemission; Absorptionslinien hochionisierter Metalle, hauptsächlich im ultravioletten Bereich

Das dreiphasige Modell[edit]

Field, Goldsmith & Habing (1969) stellten die beiden statischen vor Phase Gleichgewichtsmodell zur Erklärung der beobachteten Eigenschaften des ISM. Ihr modelliertes ISM enthielt eine kalte dichte Phase (T. <300 K), bestehend aus Wolken aus neutralem und molekularem Wasserstoff und einer warmen Zwischenwolkenphase (T. ~ 104 K), bestehend aus verdünntem neutralem und ionisiertem Gas. McKee & Ostriker (1977) fügten eine dynamische dritte Phase hinzu, die das sehr heiße (T. ~ 106 K) Gas, das durch Supernovae schockerhitzt worden war und den größten Teil des Volumens des ISM ausmachte. Diese Phasen sind die Temperaturen, bei denen Heizen und Kühlen ein stabiles Gleichgewicht erreichen können. Ihre Arbeit bildete die Grundlage für weitere Studien in den letzten drei Jahrzehnten. Die relativen Anteile der Phasen und ihre Unterteilungen sind jedoch noch nicht gut verstanden.[3]

Das atomare Wasserstoffmodell[edit]

Dieses Modell berücksichtigt nur atomaren Wasserstoff: Eine Temperatur von mehr als 3000 K bricht Moleküle, während eine Temperatur von weniger als 50000 K Atome in ihrem Grundzustand belässt. Es wird angenommen, dass der Einfluss anderer Atome (He …) vernachlässigbar ist. Der Druck wird als sehr niedrig angenommen, so dass die Dauer der freien Wege der Atome länger ist als die Dauer von ~ 1 Nanosekunde der Lichtimpulse, die gewöhnliches, zeitlich inkohärentes Licht bilden.

In diesem kollisionsfreien Gas gilt Einsteins Theorie der kohärenten Wechselwirkungen zwischen Licht und Materie: Alle Gas-Licht-Wechselwirkungen sind räumlich kohärent. Angenommen, ein monochromatisches Licht wird gepulst und dann von Molekülen mit einer Quadrupol (Raman) -Resonanzfrequenz gestreut. Wenn die “Länge der Lichtimpulse kürzer als alle beteiligten Zeitkonstanten” ist (Lamb (1971)), gilt eine “impulsiv stimulierte Raman-Streuung (ISRS)” (Yan, Gamble & Nelson (1985)): das von inkohärentem Raman erzeugte Licht Streuung bei einer verschobenen Frequenz hat eine Phase, die unabhängig von der Phase des anregenden Lichts ist, wodurch eine neue Spektrallinie erzeugt wird, und die Kohärenz zwischen dem einfallenden und dem gestreuten Licht erleichtert ihre Interferenz in eine einzelne Frequenz, wodurch die einfallende Frequenz verschoben wird. Angenommen, ein Stern strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum bis zu Röntgenstrahlen aus. Lyman-Frequenzen werden in diesem Licht absorbiert und pumpen Atome hauptsächlich in den ersten angeregten Zustand. In diesem Zustand sind die Hyperfeinperioden länger als 1 ns, sodass ein ISRS die Lichtfrequenz „rot verschieben“ kann, wodurch hohe Hyperfeinwerte erreicht werden. Ein anderes ISRS kann Energie von Hyperfeinwerten auf thermische elektromagnetische Wellen übertragen, sodass die Rotverschiebung dauerhaft ist. Die Temperatur eines Lichtstrahls wird durch seine Frequenz und spektrale Strahlung nach der Planckschen Formel definiert. Wenn die Entropie zunehmen muss, wird “kann” zu “tut”. Wenn jedoch eine zuvor absorbierte Linie (erstes Lyman Beta, …) die Lyman Alpha-Frequenz erreicht, stoppt der Rotverschiebungsprozess und alle Wasserstoffleitungen werden stark absorbiert. Dieser Stopp ist jedoch nicht perfekt, wenn Energie bei der Frequenz vorhanden ist, die auf die Beta-Frequenz von Lyman verschoben ist, was zu einer langsamen Rotverschiebung führt. Aufeinanderfolgende Rotverschiebungen, die durch Lyman-Absorptionen getrennt sind, erzeugen viele Absorptionslinien, deren Frequenzen, abgeleitet aus dem Absorptionsprozess, einem Gesetz folgen, das zuverlässiger ist als die Formel von Karlsson.

Der vorherige Prozess regt immer mehr Atome an, weil eine Entregung dem Einsteinschen Gesetz der kohärenten Wechselwirkungen folgt: Die Variation dI der Strahlung I eines Lichtstrahls entlang eines Pfades dx ist dI = BIdx, wobei B der Einstein-Verstärkungskoeffizient ist, der vom Medium abhängt. I ist der Modul des Poynting-Feldvektors, die Absorption erfolgt für einen entgegengesetzten Vektor, was einer Vorzeichenänderung von B entspricht. Faktor I in dieser Formel zeigt, dass intensive Strahlen stärker verstärkt werden als schwache (Konkurrenz der Moden). Die Emission einer Fackel erfordert eine ausreichende Strahlung I, die durch ein zufälliges Nullpunktfeld bereitgestellt wird. Nach der Emission einer Fackel steigt das schwache B durch Pumpen an, während I nahe Null bleibt: Die Abregung durch eine kohärente Emission beinhaltet stochastische Parameter des Nullpunktfeldes, wie sie in der Nähe von Quasaren (und in polaren Auroren) beobachtet werden.

Strukturen[edit]

Das ISM ist turbulent und daher auf allen räumlichen Skalen strukturiert. Sterne werden tief in großen Komplexen molekularer Wolken geboren, die typischerweise einige Parsec groß sind. Während ihres Lebens und Todes interagieren Sterne physisch mit dem ISM.

Sternwinde von jungen Sternhaufen (oft mit riesigen oder übergroßen HII-Regionen um sie herum) und von Supernovae erzeugte Stoßwellen injizieren enorme Energiemengen in ihre Umgebung, was zu Überschallturbulenzen führt. Die resultierenden Strukturen – unterschiedlicher Größe – können beobachtet werden, wie Sternwindblasen und Superblasen von heißem Gas, die von Röntgensatellitenteleskopen gesehen werden, oder turbulente Strömungen, die in Radioteleskopkarten beobachtet werden.

Die Sonne bewegt sich derzeit durch die lokale interstellare Wolke, eine dichtere Region in der lokalen Blase mit geringer Dichte.

Im Oktober 2020 berichteten Astronomen über einen signifikanten unerwarteten Anstieg der Dichte im Weltraum jenseits des Sonnensystems, der von den Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 festgestellt wurde. Laut den Forschern impliziert dies, dass “der Dichtegradient ein großräumiges Merkmal des VLISM (sehr lokales interstellares Medium) in der allgemeinen Richtung der heliosphärischen Nase ist”.[6][7]

Interaktion mit interplanetarem Medium[edit]

Kurzes, erzähltes Video über die interstellaren Materiebeobachtungen von IBEX.

Das interstellare Medium beginnt dort, wo das interplanetare Medium des Sonnensystems endet. Der Sonnenwind verlangsamt sich beim Abschlussschock auf Unterschallgeschwindigkeiten, 90–100 astronomische Einheiten von der Sonne entfernt. In der Region jenseits des Terminierungsschocks, der so genannten Heliosheath, interagiert interstellare Materie mit dem Sonnenwind. Voyager 1, das am weitesten vom Menschen geschaffene Objekt von der Erde (nach 1998)[8]), überquerte den Terminierungsschock am 16. Dezember 2004 und trat später in den interstellaren Raum ein, als er am 25. August 2012 die Heliopause überquerte, was die erste direkte Untersuchung der Bedingungen im ISM darstellte (Stone et al. 2005).

Interstellares Aussterben[edit]

Das ISM ist auch verantwortlich für die Auslöschung und Rötung, die abnehmende Lichtintensität und die Verschiebung der dominanten beobachtbaren Wellenlängen des Lichts eines Sterns. Diese Effekte werden durch Streuung und Absorption von Photonen verursacht und ermöglichen die Beobachtung des ISM mit bloßem Auge an einem dunklen Himmel. Die scheinbaren Risse, die im Band der Milchstraße – einer einheitlichen Sternscheibe – zu sehen sind, werden durch die Absorption des Hintergrundsternlichts durch Molekülwolken innerhalb weniger tausend Lichtjahre von der Erde verursacht.

Fernes ultraviolettes Licht wird von den neutralen Komponenten des ISM effektiv absorbiert. Beispielsweise liegt eine typische Absorptionswellenlänge von atomarem Wasserstoff bei etwa 121,5 Nanometern, dem Lyman-Alpha-Übergang. Daher ist es nahezu unmöglich, Licht zu sehen, das bei dieser Wellenlänge von einem Stern emittiert wird, der weiter als einige hundert Lichtjahre von der Erde entfernt ist, da das meiste davon während der Reise zur Erde durch dazwischenliegenden neutralen Wasserstoff absorbiert wird.

Heizung und Kühlung[edit]

Das ISM ist normalerweise weit vom thermodynamischen Gleichgewicht entfernt. Kollisionen legen eine Maxwell-Boltzmann-Geschwindigkeitsverteilung fest, und die normalerweise zur Beschreibung des interstellaren Gases verwendete “Temperatur” ist die “kinetische Temperatur”, die die Temperatur beschreibt, bei der die Partikel die beobachtete Maxwell-Boltzmann-Geschwindigkeitsverteilung im thermodynamischen Gleichgewicht aufweisen würden. Das interstellare Strahlungsfeld ist jedoch typischerweise viel schwächer als ein Medium im thermodynamischen Gleichgewicht; es ist meistens ungefähr das eines stark verdünnten A-Sterns (Oberflächentemperatur von ~ 10.000 K). Daher werden gebundene Spiegel innerhalb eines Atoms oder Moleküls im ISM selten nach der Boltzmann-Formel besiedelt (Spitzer 1978, § 2.4).

Abhängig von der Temperatur, Dichte und dem Ionisationszustand eines Teils des ISM bestimmen unterschiedliche Heiz- und Kühlmechanismen die Temperatur des Gases.

Heizmechanismen[edit]

Erwärmung durch energiearme kosmische Strahlung
Der erste vorgeschlagene Mechanismus zum Erhitzen des ISM war das Erhitzen durch kosmische Strahlung mit niedriger Energie. Kosmische Strahlung ist eine effiziente Wärmequelle, die in die Tiefe von Molekülwolken eindringen kann. Kosmische Strahlen übertragen Energie sowohl durch Ionisation als auch durch Anregung auf Gas und durch Coulomb-Wechselwirkungen auf freie Elektronen. Kosmische Strahlen mit niedriger Energie (einige MeV) sind wichtiger, weil sie weitaus zahlreicher sind als kosmische Strahlen mit hoher Energie.
Photoelektrische Erwärmung durch Körner
Die von heißen Sternen emittierte ultraviolette Strahlung kann Elektronen aus Staubkörnern entfernen. Das Photon wird vom Staubkorn absorbiert und ein Teil seiner Energie wird verwendet, um die potenzielle Energiebarriere zu überwinden und das Elektron aus dem Korn zu entfernen. Diese Potentialbarriere beruht auf der Bindungsenergie des Elektrons (der Austrittsarbeit) und der Ladung des Korns. Der Rest der Energie des Photons ergibt die ausgestoßene kinetische Energie der Elektronen, die das Gas durch Kollisionen mit anderen Teilchen erwärmt. Eine typische Größenverteilung von Staubkörnern ist n((r) ∝ r-3,5, wo r ist der Radius des Staubpartikels.[9] Unter der Annahme, dass die projizierte Kornoberflächenverteilung ist πr2n((r) ∝ r-1,5. Dies zeigt an, dass die kleinsten Staubkörner diese Erhitzungsmethode dominieren.[10]
Photoionisation
Wenn ein Elektron von einem Atom befreit wird (typischerweise von der Absorption eines UV-Photons), trägt es kinetische Energie in der Größenordnung weg E.Photon – – E.Ionisation. Dieser Erwärmungsmechanismus dominiert in H II -Regionen, ist jedoch im diffusen ISM aufgrund des relativen Mangels an neutralen Kohlenstoffatomen vernachlässigbar.
Röntgenheizung
Röntgenstrahlen entfernen Elektronen von Atomen und Ionen, und diese Photoelektronen können sekundäre Ionisationen hervorrufen. Da die Intensität oft gering ist, ist diese Erwärmung nur in warmem, weniger dichtem atomarem Medium (da die Säulendichte gering ist) wirksam. Beispielsweise können in Molekülwolken nur harte Röntgenstrahlen eindringen und die Röntgenerwärmung kann ignoriert werden. Dies setzt voraus, dass sich die Region nicht in der Nähe einer Röntgenquelle wie einem Supernova-Rest befindet.
Chemische Erwärmung
Molekularer Wasserstoff (H.2) kann sich auf der Oberfläche von Staubkörnern bilden, wenn sich zwei H-Atome (die sich über das Korn bewegen können) treffen. Dieser Prozess liefert 4,48 eV Energie, verteilt über die Rotations- und Vibrationsmoden, die kinetische Energie des H.2 Molekül, sowie Erhitzen des Staubkorns. Diese kinetische Energie sowie die Energie, die durch die Entregung des Wasserstoffmoleküls durch Kollisionen übertragen wird, erwärmt das Gas.
Getreidegasheizung
Kollisionen mit hoher Dichte zwischen Gasatomen und Molekülen mit Staubkörnern können Wärmeenergie übertragen. Dies ist in HII-Regionen nicht wichtig, da UV-Strahlung wichtiger ist. Aufgrund der geringen Dichte ist es auch bei diffus ionisiertem Medium nicht wichtig. Im neutralen diffusen Medium sind die Körner immer kälter, kühlen das Gas jedoch aufgrund der geringen Dichte nicht effektiv ab.

Die Getreideerwärmung durch Wärmeaustausch ist in Supernova-Überresten mit sehr hohen Dichten und Temperaturen sehr wichtig.

Die Gaserwärmung durch Korn-Gas-Kollisionen dominiert tief in riesigen Molekülwolken (insbesondere bei hohen Dichten). Ferninfrarotstrahlung dringt aufgrund der geringen optischen Tiefe tief ein. Staubkörner werden über diese Strahlung erwärmt und können bei Kollisionen mit dem Gas Wärmeenergie übertragen. Ein Maß für den Wirkungsgrad der Heizung ist der Akkommodationskoeffizient:

wo T. ist die Gastemperatur, T.d die Staubtemperatur und T.2 die Nachkollisionstemperatur des Gasatoms oder -moleküls. Dieser Koeffizient wurde von (Burke & Hollenbach 1983) als gemessen α = 0,35.

Andere Heizmechanismen
Eine Vielzahl von makroskopischen Heizmechanismen ist vorhanden, einschließlich:

Kühlmechanismen[edit]

Feinstrukturkühlung
Der Prozess der Feinstrukturkühlung ist in den meisten Regionen des interstellaren Mediums dominant, mit Ausnahme von Regionen mit heißem Gas und Regionen tief in Molekülwolken. Es tritt am effizientesten bei reichlich vorhandenen Atomen mit Feinstrukturniveaus nahe dem Grundniveau auf, wie: C II und O I im neutralen Medium und O II, O III, N II, N III, Ne II und Ne III in H II -Regionen. Kollisionen regen diese Atome auf ein höheres Niveau an und sie regen sich schließlich durch Photonenemission ab, wodurch die Energie aus der Region transportiert wird.
Kühlung durch zulässige Leitungen
Bei niedrigeren Temperaturen können durch Kollisionen mehr Ebenen als Feinstrukturstufen besiedelt werden. Zum Beispiel Kollisionsanregung der n = 2 Wasserstoffgehalt setzt bei Abregung ein Ly-α-Photon frei. In Molekülwolken ist die Anregung von CO-Rotationslinien wichtig. Sobald ein Molekül angeregt ist, kehrt es schließlich in einen Zustand niedrigerer Energie zurück und emittiert ein Photon, das die Region verlassen und die Wolke abkühlen kann.

Radiowellenausbreitung[edit]

Atmosphärische Dämpfung in dB / km als Funktion der Frequenz über das EHF-Band. Absorptionsspitzen bei bestimmten Frequenzen sind aufgrund von Atmosphärenbestandteilen wie Wasserdampf (H) ein Problem2O) und Kohlendioxid (CO2).

Radiowellen von ~ 10 kHz (sehr niedrige Frequenz) bis ~ 300 GHz (extrem hohe Frequenz) breiten sich im interstellaren Raum anders aus als auf der Erdoberfläche. Es gibt viele Stör- und Signalverzerrungsquellen, die es auf der Erde nicht gibt. Ein großer Teil der Radioastronomie hängt davon ab, die unterschiedlichen Ausbreitungseffekte zu kompensieren, um das gewünschte Signal freizulegen.[11][12]

Entdeckungen[edit]

Der 1899 eingeweihte Potsdamer Great Refractor, ein Doppelteleskop mit 80 cm (31,5 “) und 50 cm (19,5”) Linsen, entdeckte 1904 interstellares Kalzium.

1864 verwendet William Huggins Spektroskopie, um festzustellen, dass ein Nebel aus Gas besteht.[13] Huggins hatte ein privates Observatorium mit einem 8-Zoll-Teleskop und einer Linse von Alvin Clark; Es war jedoch für die Spektroskopie ausgestattet, die bahnbrechende Beobachtungen ermöglichte.[14]

Eine der Entdeckungen, die 1904 mit dem Potsdamer Great Refractor-Teleskop gemacht wurden, war Calcium im interstellaren Medium.[15] Der Astronom Professor Hartmann stellte aus spektrographischen Beobachtungen des Doppelsterns Mintaka im Orion fest, dass sich im Zwischenraum das Element Kalzium befand.[15]

Interstellares Gas wurde 1909 von Slipher weiter bestätigt, und 1912 wurde interstellarer Staub von Slipher bestätigt.[16] Auf diese Weise wurde die Gesamtnatur des interstellaren Mediums in einer Reihe von Entdeckungen und Postulisierungen seiner Natur bestätigt.[16]

Im September 2020 wurden Beweise für Festkörperwasser im interstellaren Medium und insbesondere für Wassereis vorgelegt, das mit Silikatkörnern in kosmischen Staubkörnern gemischt ist.[17]

Wissensgeschichte des interstellaren Raumes[edit]

Die Natur des interstellaren Mediums hat im Laufe der Jahrhunderte die Aufmerksamkeit von Astronomen und Wissenschaftlern auf sich gezogen, und das Verständnis für das ISM hat sich entwickelt. Zunächst mussten sie jedoch das Grundkonzept des “interstellaren” Raums anerkennen. Der Begriff scheint erstmals von Bacon (1626, § 354–455) in gedruckter Form verwendet worden zu sein: “Der interstellare Himmel … hat so viel Affinität zum Starre, dass es eine Rotation sowohl dieses als auch des gibt Starre. ” Später diskutierte der Naturphilosoph Robert Boyle (1674) über “den interstellaren Teil des Himmels, den einige der modernen Epikureer leer haben müssten”.

Vor der modernen elektromagnetischen Theorie postulierten frühe Physiker, dass ein unsichtbarer leuchtender Äther als Medium zum Tragen von Lichtwellen existierte. Es wurde angenommen, dass sich dieser Äther in den interstellaren Raum erstreckte, wie Patterson (1862) schrieb: “Dieser Ausfluss verursacht einen Nervenkitzel oder eine Vibrationsbewegung im Äther, der die interstellaren Räume füllt.”

Das Aufkommen der tiefen fotografischen Bildgebung ermöglichte es Edward Barnard, die ersten Bilder von dunklen Nebeln zu erzeugen, die vor dem Hintergrundsternfeld der Galaxie silhouettiert waren, während Johannes Hartmann 1904 die erste tatsächliche Detektion von kalter diffuser Materie im interstellaren Raum durchführte[19] durch die Verwendung von Absorptionslinienspektroskopie. In seiner historischen Untersuchung des Spektrums und der Umlaufbahn von Delta Orionis beobachtete Hartmann das Licht dieses Sterns und stellte fest, dass ein Teil dieses Lichts absorbiert wurde, bevor es die Erde erreichte. Hartmann berichtete, dass die Absorption von der “K” -Linie von Kalzium “außerordentlich schwach, aber fast perfekt scharf” erschien, und berichtete auch von dem “ziemlich überraschenden Ergebnis, dass die Kalziumlinie bei 393,4 Nanometern nicht an den periodischen Verschiebungen der Linien beteiligt ist, die durch die Orbitalbewegung des spektroskopischen Doppelsterns “. Die stationäre Natur der Linie führte Hartmann zu dem Schluss, dass das für die Absorption verantwortliche Gas nicht in der Atmosphäre von Delta Orionis vorhanden war, sondern sich in einer isolierten Materiewolke befand, die sich irgendwo entlang der Sichtlinie zu diesem Stern befand. Diese Entdeckung leitete die Untersuchung des interstellaren Mediums ein.

In der Reihe der Untersuchungen führte Viktor Ambartsumian die mittlerweile allgemein akzeptierte Vorstellung ein, dass interstellare Materie in Form von Wolken auftritt.[20]

Nach Hartmanns Identifizierung der interstellaren Calciumabsorption wurde interstellares Natrium von Heger (1919) durch Beobachtung der stationären Absorption von den “D” -Linien des Atoms bei 589,0 und 589,6 Nanometern in Richtung Delta Orionis und Beta Scorpii nachgewiesen.

Nachfolgende Beobachtungen der Kalziumlinien “H” und “K” durch Beals (1936) ergaben doppelte und asymmetrische Profile in den Spektren von Epsilon und Zeta Orionis. Dies waren die ersten Schritte bei der Untersuchung der sehr komplexen interstellaren Sichtlinie in Richtung Orion. Asymmetrische Absorptionslinienprofile sind das Ergebnis der Überlagerung mehrerer Absorptionslinien, die jeweils demselben Atomübergang entsprechen (z. B. die “K” -Linie von Calcium), jedoch in interstellaren Wolken mit unterschiedlichen Radialgeschwindigkeiten auftreten. Da jede Wolke eine andere Geschwindigkeit hat (entweder in Richtung des Beobachters / der Erde oder von diesem weg), sind die Absorptionslinien, die in jeder Wolke auftreten, durch den Doppler-Effekt entweder blau- oder rotverschoben von der Restwellenlänge der Linien. Diese Beobachtungen, die bestätigen, dass Materie nicht homogen verteilt ist, waren der erste Hinweis auf mehrere diskrete Wolken innerhalb des ISM.

Dieser lichtjährige Knoten aus interstellarem Gas und Staub ähnelt einer Raupe.[21]

Die wachsenden Beweise für interstellares Material veranlassten Pickering (1912) zu der Bemerkung: “Während das interstellare absorbierende Medium einfach der Äther sein mag, ist der Charakter seiner selektiven Absorption, wie von Kapteyn angegeben, charakteristisch für ein Gas und freie gasförmige Moleküle sicherlich dort, da sie wahrscheinlich ständig von der Sonne und den Sternen vertrieben werden. ”

Im selben Jahr führte Victor Hess ‘Entdeckung kosmischer Strahlen, hochenergetisch geladener Teilchen, die aus dem Weltraum auf die Erde regnen, andere zu Spekulationen darüber, ob sie auch den interstellaren Raum durchdrangen. Im folgenden Jahr schrieb der norwegische Forscher und Physiker Kristian Birkeland: “Es scheint eine natürliche Folge unserer Sichtweisen zu sein, anzunehmen, dass der gesamte Raum mit Elektronen und fliegenden elektrischen Ionen aller Art gefüllt ist. Wir haben angenommen, dass jeder Stern Das System in den Entwicklungen wirft elektrische Körperchen in den Weltraum. Es erscheint daher nicht unangemessen zu glauben, dass sich der größte Teil der materiellen Massen im Universum nicht in den Sonnensystemen oder Nebeln befindet, sondern im „leeren“ Raum (Birkeland 1913) ).

Thorndike (1930) bemerkte, dass “es kaum geglaubt werden konnte, dass die enormen Lücken zwischen den Sternen vollständig leer sind. Terrestrische Auroren werden nicht unwahrscheinlich durch geladene Teilchen angeregt, die von der Sonne emittiert werden. Wenn die Millionen anderer Sterne ebenfalls Ionen ausstoßen, wie z ist zweifellos wahr, kein absolutes Vakuum kann innerhalb der Galaxie existieren. ”

Im September 2012 berichteten NASA-Wissenschaftler, dass polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAK) ausgesetzt waren interstellares Medium (ISM) Bedingungen werden durch Hydrierung, Oxygenierung und Hydroxylierung in komplexere organische Stoffe umgewandelt – “ein Schritt auf dem Weg zu Aminosäuren und Nukleotiden, den Rohstoffen von Proteinen bzw. DNA”.[22][23] Infolge dieser Transformationen verlieren die PAK ihre spektroskopische Signatur, was einer der Gründe sein könnte “für den Mangel an PAK-Detektion in interstellaren Eiskörnern, insbesondere in den äußeren Regionen kalter, dichter Wolken oder den oberen molekularen Schichten des Protoplaneten Festplatten. “[22][23]

Im Februar 2014 kündigte die NASA eine stark aktualisierte Datenbank an[24] zur Verfolgung von polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK) im Universum. Laut Wissenschaftlern können mehr als 20% des Kohlenstoffs im Universum mit PAK assoziiert sein, möglichen Ausgangsmaterialien für die Bildung von Leben. PAK scheinen kurz nach dem Urknall gebildet worden zu sein, sind im gesamten Universum verbreitet und mit neuen Sternen und Exoplaneten verbunden.[25]

Im April 2019 berichteten Wissenschaftler in Zusammenarbeit mit dem Hubble-Weltraumteleskop über den bestätigten Nachweis der großen und komplexen ionisierten Moleküle von Buckminsterfulleren (C.60) (auch als “Buckyballs” bekannt) in den interstellaren mittleren Räumen zwischen den Sternen.[26][27]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

Zitate[edit]

  1. ^ Herbst, Eric (1995). “Chemie im interstellaren Medium”. Jahresrückblick Physikalische Chemie. 46: 27–54. Bibcode:1995ARPC … 46 … 27H. doi:10.1146 / annurev.pc.46.100195.000331.
  2. ^ Boulanger, F.; Cox, P.; Jones, AP (2000). “Kurs 7: Staub im interstellaren Medium”. In F. Casoli; J. Lequeux; F. David (Hrsg.). Infrarot-Weltraumastronomie heute und morgen. p. 251. Bibcode:2000isat.conf..251B.
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  4. ^ Nelson, Jon (2020). “Voyager – Interstellare Mission”. NASA. Abgerufen 29. November 2020.
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  7. ^ Kurth, WS; Gurnett, DA (25. August 2020). “Beobachtungen eines Radialdichtegradienten im sehr lokalen interstellaren Medium von Voyager 2”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 900 (1): L1. Bibcode:2020ApJ … 900L … 1K. doi:10.3847 / 2041-8213 / abae58. Abgerufen 19. Oktober 2020.
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Quellen[edit]

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