Interstellares Medium

Das interstellare Medium (ISM) ist in Spiralgalaxien und Irregulären Galaxien sehr wichtig. In dem ISM entstehen neue Sterne und am Ende ihres Leben geben sie über Sternwinde oder Sternexplosionen Materie an das ISM zurück. Elliptische Galaxien enthalten sehr wenig Gas.

Einteilung nach Zustand des Gases

Das IS Gas wird , basierend auf dem Ionisationszustand, in verschiedene Komponenten untergliedert. Das bestimmende Element ist Wasserstof (H), da es eben das häufigste ist.
= Neutral heisst das IS Gas, wenn H neutral ist (HI), egal wie hoch ionisiert die anderen Elemente sind. Der Temperaturbereich dieses Gases liegt unter etwa 1000 K.
= Ionisiert heisst das IS Gas, wenn H ionisiert ist (HII), egal wie hoch ionisiert die anderen Elemente sind. Die Temperatur dieses Gas liegt um 10.000 K und höher.
-- Diese erste Einteilung in neutral und ionisiert ist deswegen so gemacht worden, da neutrales Gas alle Photonen mit einer Energie größer als 13.6 eV (Wellenlänge kleiner als 912 A, Frequenz größer als 3.1 1015 Hz) absorbieren kann. Die Absorptionsfähigkeit ist allerdings umgekehrt proportional zur dritten Potenz der Frequenz der Strahlung.
-- Es ist zu beachten, dass auch wenn das Gas neutral ist (also H neutral) andere Elemente zum Teil ionisiert sind. Dies gilt für die Elemente, dessen Ionisationspotential unter 13.6 eV liegt. Die nicht von H absorbierte niederenergetische Strahlung kann solche Atome ionisieren.
= Molekular heisst das neutrale IS Gas, wenn es größere Mengen an Molekülen enthält. Diese Moleküle sind vorwiegend H2 und CO. Es gibt aber jede Menge an komplexen Moleküle, sowie auch noch freie Atome wie H, C, O, oder auch C+, Fe+ usw. In solchem Gas findet man auch viel Staub, der den auskondensierten und meistens in komplexen Oxiden gebundenen schweren Elemente enthält. Das molekulare Gas ist kalt, so um die 10 K herum.
= Koronal heisst das ionisierte IS Gas, wenn es eine Temperatur von grobwegs eine Million Grad hat. Der Name ist den Bedingungen der Sonnenkorona entnommen.
-- Dies sind die vier "stabilen" Phasen des ISM.

Energiebilanz im ISM

Das IS Gas wird durch UV-Strahlung der heissen Sterne ionisiert. Bei Ionisation eines Atoms wird dem freigesetzten Elektron kinetische Energie mitgegeben. Das IS Gas wird geheizt.

Das IS Gas kühlt durch die Kühlungslinien. Durch Stösse von Elektronen können gebundene Elektronen der Atome oder Ionen angeregt werden. Bei der "Abregung" wird ein Photon abgestrahlt, meistens mit kleiner Energie (maximal die des Stosses). Diese Photonen werden, wegen ihrer geringen Energie, nicht erneut absorbiert (die intrinsische Absorptionswahrscheinlichkeit ist viel zu klein).

Die atomaren Eigenschaften der Atome und Ionen bewirken, dass es im ISM bestimmte stabile Temperaturbereiche gibt.
1) Gas um 100.000 K kühlt sehr effizient (viele Kühlungslinien).
2) Ionisiertes Gas wird kräftig rekombinieren, wenn die Temperatur unter 10.000 K fällt.
3) Rekombination führt unmittelbar zu einer Verdichtung um einen Faktor 2, was Kühlung fördert.
-- Daher gibt es stabile Phasen um 1.000.000 K, um 10.000 K, und von etwa 100 K.

Einteilung des Kapitels

Nach einer Einleitung mit allgemeinen Informationen behandelt dieses Kapitel als erstes das ionisierte Gas. Der Grund hierfür ist, dass sofort auch die energetischen Aspekte des Gases beschrieben werden. Dann folgen die recht phänomenologischen Teile zum neutralen und zum molekularen Gas. Eine Besprechung der Eigenschaften des Staubes, der heissen Phase und der kosmischen Strahlung schliessen diesen Teil ab.

In allen Bereichen liegt die Betonung auf den Beobachtungsmöglichkeiten: was sieht man und wie wird es gedeutet. Das ISM wird untersucht mit Hilfe der spektralen Absorptions- und Emissionslinien sowie mit Hilfe der Kontinuumsemission und der Extinktion.

Die Aspekte, die mit der Struktur der Galaxis zu tun haben, kommen zu kurz. Sie zu behandeln ist ein Kapitel für sich. Wichtig für die Untersuchung der Struktur der Galaxis sind aber die Methoden zur Bestimmung der Entfernung von Gaswolken.

Schliesslich wird die Frage der Sternbildung angesprochen. Dabei handelt es sich vorwiegend um die Beschreibung der notwendigen Vorbedingungen. Es wird von Kreisläufen der Materie gesprochen, die in einem Begleittext weiter ausgefürt werden.

2004.08.08   2006.07.06   www.astro.uni-bonn.de/~deboer/eida/eida-ism.html