Interstellare Materie

Die noch im vorigen Jahrhundert verbreitete Auffassung, daß der Raum zwischen den Sternen leer ist, ist inzwischen aus vielerlei Gründen revidiert worden. Spektral-Linien wurden entdeckt, deren Schärfe und Doppler-Verschiebung erkennen lassen, daß sie nicht den Sternen zugehören, in deren Spektren sie beobachtet werden, sondern daß sie von einem sehr verdünnten Gas stammen müssen, das den Raum zwischen den Sternen ausfüllt. „Dunkelwolken“ wurden als riesige Gaswolken erkannt, denen absorbierender Staub beigemischt ist. In der Nähe heißer Sterne wird die Materie im interstellaren Raum zu eigenem Leuchten angeregt (leuchtende Gasnebel), und der aufgeheizte interstellare Staub kann im Infraroten Strahlung aussenden (IR-Quellen). Trotz der niedrigen Temperaturen in den interstellaren Wolken werden tiefliegende Energiezustände von Atomen und Molekülen angeregt, was zur Ausstrahlung von Spektral-Linien im Radiobereich führt, so z.B. zur Emission einer Linie des atomaren Wasserstoffs bei =21 cm. Zwar ist die mittlere Dichte der Materie im interstellaren Raum extrem niedrig (etwa 1 Atom pro cm3 oder – was den Staub betrifft – 1 Staubkorn von weniger als einem tausendstel Millimeter Größe in einem Würfel von 50 m Kantenlänge), dennoch ist ihr Zustand, ihre Wechselwirkung mit Sternen, ihre Rolle bei der Sternentstehung von großer Bedeutung. Aus interstellarer Materie bilden sich junge Sterne. Interstellare Materie ist anderseits das Reservoir, das die Materie wieder aufnimmt, die von den Sternen im Lauf ihrer Entwicklung abgegeben wird, z.B durch stellare Winde oder durch Nova- oder Supernova-Explosionen. Schließlich, und das ist ihre unmittelbar wahrnehmbare Wirkung, ist es die Absorption von Strahlung in der interstellaren Materie, insbesondere in ihrer Staubkomponente, die für das gegliederte Bild der Milchstraße verantwortlich ist. Diese Absorption ist ein Hindernis für viele astronomische Beobachtungen.

Interstellare Absorptionslinien 1904 entdeckt J.Hartmann im Spektrum des Doppelsterns  Orionis eine Spektral-Linie (die K-Linie des ionisierten Kalziums), die im Gegensatz zu allen andern stellaren Linien keine periodische Doppler-Verschiebung aufgrund der Bahnbewegung zeigte. Sie wurde daher als „ruhende“ Linie bezeichnet und auf die Existenz eines fein verteilten interstellaren Mediums zurückgeführt. Seit jener Zeit wurden in den Spektren vieler Sterne interstellare Absorptionslinien nachgewiesen. Folgende Schlüsse können aus Beobachtungen an interstellaren Linien gezogen werden: – Die Stärke der Linien nimmt generell mit der Entfernung der Sterne zu. Dieses Resultat ist aus der Annahme des interstellaren Ursprungs der Linien ohne weiteres verständlich. – Viele der identifizierten interstellaren Absorptionlinien gehen vom tiefstliegenden Energiezustand des Atoms bzw. Moleküls aus (Resonanzlinien). Die Linien sind im allgemeinen sehr scharf. Hieraus kann abgeleitet werden, daß wesentliche Teile der interstellaren Materie kalt und sehr verdünnt sein müssen. – Man beobachtet häufig Aufspaltungen in mehrere Komponenten mit relativen Doppler-Verschiebungen der Größenordnung 10 km/s und schließt daraus, daß die interstellare Materie eine wolkige Struktur hat und daß diese Wolken bei geringer innerer Strömung sich mit Geschwindigkeiten der gemessenen Größenordnungen durch den Raum bewegen. – Im UV werden interstellare Absorptionslinien hoch ionisierter Atome, z.B. die Resonanzlinien des OVI bei Wellenlängen von 103.2 nm und 103.7 nm beobachtet. Sie zeigen, daß es im interstellaren Raum auch Gebiete sehr hoher Temperatur geben muß.

Interstellare Emissionslinien Bei den in den interstellaren Wolken vorherrschenden niedrigen Temperaturen (etwa 100 K) können durch Stöße nur sehr tief liegende Energiezustände der Atome und Moleküle angeregt werden. Wegen der Beziehung E = h zwischen der Energie E und der Frequenz  sind durch Stöße hervorgerufene Emissionslinien folglich nur im Bereich niedriger Frequenzen zu erwarten. Daher ist die Beobachtung interstellarer Emissionslinien vor allem eine Domäne der Radio-, Submillimeter- und Infrarotastronomie.

Die 21 cm-Linie des Wasserstoffs Diese Linie gehört zu dem Übergang zwischen dem tiefsten angeregten Zustand des Wasserstoffatoms, bei dem der Spin des Kerns und der des Elektrons in der Atomhülle parallel stehen, und dem Grundzustand, in dem die Spinorientierung antiparallel ist. Dem geringen Unterschied der magnetischen Wechselwirkung in diesen beiden Zuständen entspricht eine sehr kleine Energiedifferenz und damit die niedrige Frequenz von 1420.4 MHz bzw. die große Wellenlänge von rund 21 cm. Der Übergang ist ein magnetischer Dipolübergang mit einer sehr kleinen Übergangswahrscheinlichkeit. Es ist daher sehr unwahrscheinlich, daß ein einmal ausgesandtes 21 cm-Photon reabsorbiert wird. 1945 wies H.C. van de Hulst darauf hin, daß dieser Übergang möglicherweise im interstellaren Medium beobachtbar sein könnte. Sechs Jahre später wurde die Linie in unserer Galaxis entdeckt. Heute sind 21 cm-Beobachtungen eins der wichtigsten Hilfsmittel bei der Untersuchung der großräumigen Struktur des Milchstraßensystems. Das ist deswegen möglich, weil die 21 cm-Strahlung praktisch das gesamte galaktische System ohne Absorption durchlaufen kann. Da das Emissionsvermögen des interstellaren Wasserstoffs in der 21 cm-Linie nur von dessen Dichte abhängt, kaum dagegen von seiner Temperatur, ist die Gesamtintensität der aus einer bestimmten Richtung in dieser Linie einfallenden Strahlung nur abhängig von der Gesamtmenge des Wasserstoffs, die in der betreffenden Richtung liegt. Unbekannt bleibt zunächst die Entfernung der Quellen, d.h. die Verteilung des interstitiellen Wasserstoffs auf dem Sehstrahl. Man ermittelt diese Verteilung aus der Form der Spektral-Linie, die durch die Verteilung der Doppler-Verschiebung bzw. der Radialgeschwindigkeit entsteht. Die Beobachtung liefert also direkt nicht nur die Gesamtmenge des Wasserstoffs in einer Richtung, sondern auch seine Verteilung auf die verschiedenen Radialgeschwindigkeiten. Bei den großen in Betracht kommenden Entfernungen liefert die differentielle galaktische Rotation den Hauptbeitrag zu den Radialgeschwindigkeiten. Die Eigenbewegung der einzelnen Wolken kann im Vergleich dazu in erster Näherung vernachlässigt werden. Nimmt man also die differentielle Rotation als einzige Ursache der Radialgeschwindigkeiten an, so lassen sich Radialgeschwindigkeits-Intervalle im Linienprofil und Entfernungs-Intervalle auf dem Sehstrahl einander zuordnen. Eine Schwierigkeit dieser Umwandlung von Radialgeschwindigkeiten in Entfernungen liegt darin, daß die Zuordnung nicht eindeutig ist (Materie in zwei verschiedenen Entfernungen kann möglicherweise die gleiche Radialgeschwindigkeit haben), eine andere darin, daß das Rotationsgesetz der Galaxis, auf dem diese Umwandlung beruht, nicht mit hinreichender Genauigkeit bekannt ist. Man benutzt Beobachtungen in verschiedenen galaktischen Längen, um gleichzeitig Rotationsgesetz und Verteilung des Wasserstoffs zu bestimmen, und findet so, daß die Verteilung des interstitiellen Wasserstoffs in der Scheibe nicht gleichförmig ist, sondern daß es ringförmige Bereiche höherer Dichte gibt, die sich aus dem Untergrund herausheben. Die Gleichsetzung solcher Bereiche mit Spiralarmen liegt nahe. Des weiteren wurde gefunden, daß der Wasserstoff sehr stark zur galaktischen Ebene hin konzentriert ist, seine Skalenhöhe beträgt nur etwa 100 pc. Damit ist die interstitielle Materie, genauer: sind die Wolken neutralen Wasserstoffs diejenige Komponente des galaktischen Systems, die am eindeutigsten die Scheibe markiert. In den äußersten Teilen unserer Galaxis sind jedoch deutliche Abweichungen der Gasscheibe von der galaktischen Ebene festzustellen. Diese Deformation ist vermutlich auf Gezeitenkräfte bei einer früheren nahen Begegnung mit einer andern Galaxie zurückzuführen.

Moleküle im interstellaren Raum Da im allgemeinen auch Moleküle tiefliegende Energieniveaus haben, wird man auch die Emission interstellarer Molekül-Linien erwarten, sofern die entsprechenden Moleküle in genügender Konzentration vorhanden sind. Absorptionslinien des CH, CH+ und des CN wurden bereits 1940 entdeckt, so daß man davon ausgehen konnte, daß es zumindest gewisse einfachere Moleküle im interstellaren Raum gibt. Die Suche war ungewöhnlich ergiebig, so daß bis jetzt über 60 verschiedene Molekülarten im interstellaren Medium nachgewiesen sind. Interstellare Moleküle können entweder durch direkte Reaktionen in der Gasphase oder aber durch Reaktionen auf der Oberfläche der interstellaren Staubkörner gebildet werden. Der Staub würde dann die Rolle eines Katalysators übernehmen. Man ist heute der Ansicht, daß sich das H2-Molekül vermutlich auf diesem Weg gebildet hat, während für die meisten andern Moleküle auch Reaktionen in der Gasphase wichtig sein könnten.

Molekülwolken 1972 bemerkte man, daß die aus den interstellaren Absorptionslinien erschlossene Wolkenstruktur des interstellaren Mediums in den Molekül-Linien, insbesondere in jenen des Kohlenmonoxids, CO, in sehr ausgeprägter Form erkennbar wird. Durchmusterungen des inneren Teils unserer Galaxis in der 2.6 mm-Linie des CO zeigten diese Wolkenstrukturen sehr deutlich. Eine besondere Konzentration war in der unmittelbaren Umgebung der Richtung zum galaktischen Zentrum festzustellen. Die Interpretation dieser Beobachtungen wurde dadurch erleichtert, daß Linien sowohl des 12C16O-Moleküls ( = 115 271.2 MHz) als auch des 13C16O-Moleküls ( = 110 201.4 MHz) beobachtet werden können. Da man davon ausgehen kann, daß die Anregung der Moleküle nicht durch die unterschiedliche Isotopenmasse beeinflußt wird, war man in der Lage, durch Vergleich der Stärken der beiden Linien die optischen Dicken und die Anregungstemperaturen relativ genau zu bestimmen. Das hierfür erforderliche Häufigkeitsverhältnis der Kohlenstoffisotope, (12C)/(13C), war aus den optisch dünnen Linien des Formaldehyds (H2CO) zu 40 bis 100 gefunden worden (der terrestrische Wert ist 90). Werden schließlich die CO-Beobachtungen mit Messungen der Intensität der ultravioletten H2-Emissionsbanden (die der Lyman -Linie des atomaren Wasserstoffs) kombiniert, so erhält man die Anzahl der H2-Moleküle auf dem Sehstrahl und damit auch, unter Berücksichtigung von Entfernung und Winkelausdehnung der Wolken, ihre Gasmasse. Die Massen der Wolken sind sehr groß, fast vergleichbar mit jenen der Kugelsternhaufen. Man spricht deshalb in der englischsprachigen Literatur auch von den „giant molecular clouds“. Bei ihren tiefen Temperaturen von etwa 10 K ist der Wasserstoff in ihnen weitgehend molekular. Die Wolken tragen daher nicht zur 21 cm-Linie des atomaren Wasserstoffs bei. Die räumliche Verteilung der Wolken im galaktischen System kann unter Verwendung ihrer galaktischen Koordinaten und ihrer Radialgeschwindigkeiten (ähnlich wie bei der 21 cm-Linie) ermittelt werden. Es ergibt sich einerseits eine starke Konzentration im galaktischen Zentrum, anderseits eine klare Häufung in einer Zone, die im Abstand zwischen 4 kpc und 8 kpc das galaktische Zentrum ringförmig umgibt. Bei einer Gesamtzahl von etwa 4000 Wolken liefern die Molekülwolken in dieser Zone den größten Beitrag zur Masse des interstellaren Mediums. Der Nachweis der Existenz riesiger Molekülwolken sowie der Tatsache, daß in ihnen ein wesentlicher, wenn nicht sogar der größte Masseanteil des interstellaren Mediums enthalten ist, hat die Vorstellung von diesem merklich verändert. Wenn ein so großer Masseanteil in den Molekülwolken zu finden ist, müssen sie langlebig sein. Tatsächlich stellen sie, ähnlich wie die Sterne, einen metastabilen Gleichgewichtszustand zwischen Gravitationskräften und inneren Druckkräften dar. Trotzdem werden gelegentlich Teile dieser Wolken instabil, beginnen zu kollabieren und geben so Anlaß zur Sternentstehung. Die dabei entstehenden OB-Assoziationen und HII-Gebiete treten deshalb häufig in Verbindung mit Molekülwolken auf. Daß diese Vorgänge vornehmlich an der Oberfläche der Wolken und nicht in ihrem Innern beobachtet werden, deutet darauf hin, daß die Wolken nicht von selbst und als Ganzes instabil werden, sondern durch äußere Einflüsse komprimiert werden. Die Kompression wird vermutlich durch Supernova-Ausbrüche von massereichen Sternen verursacht, die einige Millionen Jahre früher am Rand dieser Wolken entstanden waren. Die aus der Beobachtung abgeleitete Rate der Sternentstehung von etwa 10 Sonnenmassen pro Jahr in unserer gesamten Galaxis ist weniger als ein Hunderstel der Rate, die man aus der einfachen Theorie des Gravitationskollaps der Molekülwolken erwarten sollte. Hier sind noch viele Fragen offen.

Daten einer typischen Molekülwolke Ausdehnung: 40 pc (kinetische) Temperatur: 10 K Teilchendichte (H2): 300 cm-3 Masse: 5x10hoch5 M

Leuchtende Gasnebel In der Umgebung heißer Sterne mit ihrer starken Strahlung im kurzwelligen UV wird der interstellare Wasserstoff durch Photonen mit mehr als 13.5 eV Energie (bzw. einer Wellenlänge unterhalb 91.2 nm) fast vollständig ionisiert. HII-Gebiete In solchen Gebieten, die wegen der Ionisation des Wasserstoffs HII-Gebiete genannt werden, stellt sich eine Temperatur des Elektronengases von 5x10hoch3 K bis 10hoch4 K ein. Elektronenstöße können damit auch höhere atomare Energiezustände anregen, so daß die HII-Gebiete auch im optischen Spektralbereich in den Linien zahlreicher Ionen leuchten. Dabei wird auch das Wasserstoffspektrum als Folge von Rekombinationsprozessen emittiert. Derartige Gebiete, die viele Parsec ausgedehnt sein können, sind als leuchtende Gasnebel bekannt. Nach ihrem Aussehen unterscheidet man diffuse Nebel und Planetarische Nebel. Wenn auch der Zustand der Materie in Planetarischen Nebeln durchaus vergleichbar ist mit dem in den diffusen leuchtenden Nebeln, so gibt es doch einen wichtigen Unterschied: Planetarische Nebel bilden annähernd eine sphärische Hülle um einen weit entwickelten Zentralstern und bestehen offenbar aus dessen abgeworfenen äußeren Schichten. Dies macht sich meist in einer erhöhten Häufigkeit des Kohlenstoffs in den Hüllen bemerkbar. In diffusen Nebeln dagegen sind meist mehrere sehr junge Sterne für die Anregung verantwortlich, so daß hier häufig eine eindeutige Zuordnung des Nebels, der gewöhnlich normale Elementhäufigkeiten aufweist, zu einem Zentralstern nicht möglich ist. Besonderes Interesse beanspruchen die „verbotenen“ Linien, darunter vor allem die beiden stärksten bei 500.7 nm und 495.9 nm, die den Hauptbeitrag zum Leuchten der Nebel liefern und die damit für deren grünliche Farbe verantwortlich sind. Diese Linien konnten zunächst nicht identifiziert werden und wurden einem hypothetischen Element, dem „Nebulium“ zugeordnet. Die Schwierigkeit der Identifikation rührt daher, daß die verbotenen Linien im Laboratorium nur schwer zu beobachten sind. Ihre Übergangswahrscheinlichkeiten sind extrem gering, d.h. die angeregten Zustände sind nahezu stabil (metastabil): entsprechend niedrig sind die unter Laboratoriumsbedingungen erzielbaren Strahlungsintensitäten. Unter den speziellen Bedingungen der HII-Gebiete (außerordentlich geringe Dichte eines hochionisierten Gases, von der Größenordnung <10hoch4 Atome/cm3, stark verdünntes Strahlungsfeld) kommt es jedoch zu einer starken Überbesetzung der oberen Energiezustände. Die Linien werden dann aus dem großen Volumen des Nebels in entsprechender Stärke emittiert. Die Anregung erfolgt durch Elektronenstoß. Dieser Prozeß ist in hohem Maße abhängig von der Temperatur des Elektronengases und bestimmt damit rückwirkend diese Temperatur. So ist z.B. durch Stöße, die die Ausgangszustände der verbotenen Linien des (OIII) anregen, die Temperatur des Elektronengases auf etwa 7000 K stabilisiert, eine Temperatur, die wesentlich unter den Temperaturen der Zentralsterne Planetarischer Nebel liegt. Die (OIII)-Ionen wirken demnach wie ein Thermostat. HII-Regionen sind auch im Radiobereich beobachtbar, dort sogar besonders gut, da die Radiostrahlung durch den interstellaren Staub nicht absorbiert wird. In dem ionisierten Wasserstoffgas werden die freien Elektronen in ihrer thermischen Bewegung bei nahen Begegnungen mit Wasserstoffkernen (Protonen) durch deren elektrische Felder abgelenkt. Hierbei wird jeweils ein Teil der Bewegungsenergie in Strahlung umgesetzt. Die Stärke dieser sog. frei-frei-Emission (pro Volumeneinheit) wächst mit der Häufigkeit der ablenkenden Stöße und ist damit proportional zum Produkt ni x ne der Dichten der Ionen ni und der Elektronen ne. Da die Wolken hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen, ist ni~ne und demzufolge die Stoßrate proportional zu ne2. Da zur Flächenhelligkeit des Nebels im radioastronomischen Spektralbereich, in dem diese Strahlung vorwiegend emittiert wird, die ganze Materiesäule der Tiefe L über der Einheitsfläche beiträgt, ist die dafür entscheidende Größe

EM = ne2L,

die man als Emissionsmaß des Nebels bezeichnet. Üblicherweise wird ne in cm-3 und L in pc eingesetzt. Zu hohen Frequenzen hin kann ein leuchtender Gasnebel optisch dick, d.h. undurchsichtig, werden. Dann ist die Intensität der Strahlung (gleichbedeutend mit der Flächenhelligkeit) unabhängig von der Dichte und identisch mit dem Wert der Planck-Funktion, also eine reine Funktion der Temperatur. Es gibt auch Linienemission der HII-Gebiete im Radiobereich, Übergänge zwischen sehr hohen Energieniveaus des Wasserstoffatoms. Diese Niveaus liegen so dicht, daß die Energiedifferenzen klein und damit die zugehörigen Wellenlängen groß werden. Einige diffuse Gasnebel Orion-Nebel = NGC 1976 = M 42 Rosetten-Nebel = NGC 2237…46  Carinae-Nebel = NGC 3372 Trifidnebel = NGC 6514 = M 20 Lagunennebel = NGC 6523 = M 8 Omeganebel = NGC 6618 = M 17

Reflexionsnebel In der Umgebung kühlerer Sterne reicht die Energie der Photonen nicht mehr aus, die Materie zu ionisieren, aber immer noch kann der dem Gas beigemischte staub die Sternstrahlung streuen und so die Erscheinung eines ebenfalls hellen „Reflexionsnebels“ hervorrufen.

Einige Reflexionsnebel Nebel in den Plejaden NGC 2068 = M 78 NGC 7129

Die Staubkomponente des interstellaren Mediums Dem interstellaren Gas ist stets ein Staubanteil beigemischt. Es sind insbesondere die schweren Elemente, deren relative Häufigkeit im Kosmos nur gering ist, die am Aufbau des Staubs beteiligt sind. So beträgt die Gesamtmasse des Staubs zwar nur etwa 1% der gasförmigen Komponente, was aber auch bedeutet, daß 50% aller schweren Elemente des kühlen interstellaren Mediums in Festkörperform vorliegen. Da die Größe der Staubkörner etwa mit der Wellenlänge kurzwelliger UV-Strahlung vergleichbar ist, ist die Wechselwirkung des Staubs mit der Sternstrahlung im UV, aber auch im Sichtbaren beträchtlich. Man unterscheidet zweierlei Arten von Wechselwirkung: Durch Streuung wird die Ausbreitungsrichtung der Strahlung verändert, während die Wellenlängen nahezu unverändert bleiben; durch Absorption wird die Strahlungsenergie auf den absorbierenden Körper, in diesem Fall also auf die Staubkörner, übertragen. Die übertragene Energie kann dann in weiteren Elementarprozessen wieder (mit andern Wellenlängen und Richtungen) emittiert werden. Sowohl durch Streuung als auch durch Absorption wird die einfallende Strahlungsintensität geschwächt. Man bezeichnet diese Schwächung zusammenfassend auch als Extinktion. Somit hat das Vorhandensein von Staub zwei wichtige Konsequenzen für das physikalische Verhalten des Systems: – Staub ist ein sehr effektiver Energietransmitter, indem er kurzwellige Strahlung (z.B. im UV) absorbiert, im System seiner inneren Freiheitsgrade thermalisiert und anschließend entsprechend seiner inneren Temperatur langwellig (im IR) reemittiert. Da die optische Dicke der Materie im IR meist erheblich kleiner ist als im UV, kann in einem solchen Fall die Staubstrahlung entweichen, was zu einer effektiven Kühlung des Systems führt. Somit besitzt die Staubkomponente eine wesentliche Bedeutung für das thermodynamische Verhalten des Systems. Ein Beispiel hierfür ist die Protostern-Entwicklung, wo die Staubkühlung den Aufbau der expansiven thermischen Druckkräfte beschränkt und dadurch die Kontraktion des Protosterns ermöglicht. – Staub ist ein effektiver Impulsüberträger, indem er durch Absorption von Photonen Impuls aus dem Strahlungsfeld aufnimmt und durch Stöße mit den umgebenden Gasteilchen wieder an das Gas abgibt. Auf diese Weise kann der Strahlungsdruck mittelbar eine erhebliche Beschleunigung der Materie bewirken. Somit besitzt die Staubkomponente eine wesentliche Bedeutung für das hydrodynamische Verhalten eines Systems (z.B. beim Masseverlust Roter Riesen). Die allgemeine interstellare Extinktion Wie das Gas ist auch der Staub vorzugsweise nahe der galaktischen Ebene konzentriert, so daß seine Extinktion der Sternstrahlung in niedrigen galaktischen Breiten besonders ins Gewicht fällt. Man muß mit einer generellen Extinktion (ohne den Beitrag der Dunkelwolken) im visuellen Bereich von etwa 0.3 mag/kpc rechnen. Diese Extinktion ist wellenlängenabhängig und wächst zum UV etwa proportional mit 1/, so daß kurzwelligere Strahlung stärker unterdrückt wird als langwelligere. Dadurch ist die Farbe von Sternen, deren Licht durch interstellare Extinktion geschwächt wird, systematisch röter als die der nahen Vergleichssterne. Diese Rötung wird als Farbexzeß gemessen, etwa als E b-v wenn man sich auf die Spektralbereiche B und V der UBV-Photometrie bezieht. Der Farbexzeß E b-v und die generelle Extinktion, z.B. im visuellen Bereich A v, stehen in einem Verhältnis zueinander, das, von einigen Ausnahmen abgesehen, für alle Richtungen des Sehstrahls nahezu den gleichen Wert hat:

A v / E b-v ~ 3.2.

Man schließt daraus, daß der interstellare Staub überall in der Galaxis eine ähnliche Mischung der verschiedenen vorkommenden Staubsorten ist. Dunkelwolken Dunkelwolken sind Gebiete erhöhter Dichte der interstellaren Materie und damit auch erhöhter Staubkonzentration. Es sind kalte Gebiete, in denen der Wasserstoff neutral oder sogar molekular ist. Die größeren Dunkelwolken-Komplexe geben der Milchstraße ihr gegliedertes Aussehen und zeigen so ganz direkt, daß die interstellare Materie nicht gleichförmig verteilt, sondern wolkig strukturiert ist. Die Massen derartiger Wolken reichen bis zu einigen hundert, vielleicht bis zu tausend Sonnenmassen. Ihre mittlere Ausdehnung beträgt etwa 10 pc, und sie füllen in der Nähe der galaktischen Ebene einige Prozent des interstellaren Raums. Im Mittel durchsetzt in der Sonnenumgebung der Sehstrahl alle 100 pc eine Dunkelwolke. Die Beziehung zwischen den Dunkelwolken und den großen Molekülwolken ist noch ziemlich unklar. Eine einfache Methode der Bestimmung der Entfernung von Dunkelwolken geht auf M.Wolf zurück: Durch Sternzählungen in Richtung der Wolke gewinnt man die Sternzahlen A(m), d.h. die Anzahl von Sternen pro Quadratgrad, deren scheinbare Helligkeiten in den Intervallen m-1/2 bis m+1/2 liegen. Nimmt man an, daß die Sterne im Raum gleichmäßig verteilt sind, so werden bei der Sternzählung mit abnehmender scheinbarer Helligkeit immer größere Volumina erfaßt, A(m) wird also ansteigen. Dies gilt für ungestörte Gebiete neben der Dunkelwolke. Durchsetzt jedoch der Sehstrahl die Dunkelwolke, so wird durch die Extinktion dieses Anwachsen von A(m) gestört. Hätte eine Wolke konstante Dichte und wäre sie scharf begrenzt, würden ferner nur Sterne der gleichen absoluten Helligkeit gezählt. Aus einem Schema lassen sich dann die Entfernung, der Durchmesser und die Extinktion der Wolke bestimmen. Nicht alle Wolken sind von gleicher Größe, im Gegenteil, Ausdehnung und Dichte streuen über einen weiten Bereich. Wolkenkomplexe können in kleinere Einheiten unterteilt sein. Besonders auffällig sind sehr kleine, scharf begrenzte Dunkelwolken, wenn sie vor hellen Nebeln stehen. Sie werden als Globulen bezeichnet. Die Dichte in ihnen muß besonders hoch sein. Es liegt nahe, sie als Vorstadien der Sternentstehung anzusehen. Infrarotquellen Wird der Staub durch die Strahlung der Sterne auf etwa 100 K oder mehr erwärmt, so wird er selber zu einer Quelle beobachtbarer infraroter Strahlung. Mit der Entwicklung der IR-Techniken (Beobachtungen mit Hilfe moderner Detektoren von hochgelegenen Observatorien aus oder von Ballonteleskopen) wurde es möglich, zahlreiche derartige IR-Quellen nachzuweisen. Sie sind von unterschiedlicher Natur. Es gibt offensichtlich Strahlung von zirkumstellaren Sternhüllen, aber auch aus Gebieten höherer Sterndichte mit diffus verteiltem Staub und schließlich von Kernen anderer Galaxien. Bei vielen IR-Quellen, die auf zirkumstellaren Staub zurückgeführt werden können, nimmt man an, daß es sich um Protosterne, also Vorstadien der Sternentwicklung handelt.

Die Natur des interstellaren Staubs Nur durch seine Wechselwirkung mit Strahlung erfahren wir etwas über die Eigenschaften des interstellaren Staubs. Die Streuung und Absorption von Lichtwellen durch Staubkörner wird in ihrer einfachsten Form durch die Miesche Theorie beschrieben. Zur Vereinfachung werden dabei meist kugelförmige Staubteilchen angenommen. Es zeigt sich, daß die Ergebnisse einer derartigen Theorie – abgesehen von den Materieeigenschaften des Staubs – entscheidend von dem Verhältnis

x = Umfang des Staubkorns / Wellenlänge der Strahlung

abhängen. Ist diese Verhältnis < 1, so wird auch der Absorptionsquerschnitt des Staubkorns klein (die Streuung kann dann vernachlässigt werden). Denkt man sich eine feste Masse von Staub auf immer kleinere Teilchen verteilt, so bleibt die gesamte Absorption im Fall x < 1 konstant, so daß es nicht möglich ist, aus Beobachtungen die Größe der Teilchen zu bestimmen. Im Bereich von x ~ 1 ist der Absorptionsquerschnitt eines Teilchens von der Größenordnung der geometrischen Querschnittsfläche r2 und variiert stark mit der Wellenlänge. Ist x dagegen viel größer als Eins, werden Absorption und Streuung des Staubs unabhängig von der Wellenlänge und entsprechen im wesentlichen einem einfachen Schattenwurf. Staubkörner aus Materialien, die elektrische Nichtleiter sind, können die Strahlung nur streuen; Voraussetzung für Absorption (im Rahmen dieser Theorie) ist elektrisches Leitvermögen. Zusätzlich zu diesen, bezüglich der Zusammensetzung des Staubs wenig spezifischen Wirkungsquerschnitten gibt es noch in einigen Wellenlängenbereichen eine mehr oder weniger selektive Wechselwirkung, die (ähnlich wie bei Spektral-Linien für Atome) für bestimmte Mineralien charakteristisch sind. Sie werden als breite Absorptions- oder Emissionsbereiche („feature“) beobachtet. Für zahlreiche Sterne ist auch eine geringe Polarisation ihrer Strahlung gemessen worden, wobei der Polarisationsgrad Maximalwerte von wenigen Prozent erreicht und generell mit zunehmendem Farbexzeß anwächst. Es liegt nahe, diese Polarisation dem interstellaren Staub zuzuschreiben. Polarisation durch Extinktion ist möglich, wenn die Staubkörner nicht sphärisch, sondern länglich und zumindest teilweise ausgerichtet sind. Eine solche Ausrichtung kann durch eine komplizierte Wechselwirkung mit dem interstellaren Magnetfeld erfolgen. Eine akzeptable Wiedergabe („Fit“) der Beobachtungen (Extinktionskurve, Albedo und Polarisation) wird i.a durch die Annahme eines Gemischs aus elektrischen und dielektrischen Teilchen der typischen Größe 0.01 … 0.1 m erzielt. Eine genauere Untersuchung des Größenspektrums der Teilchen, bestehend aus Graphit, Siliziumkarbid und Aluminium- bzw. Magnesiumsilikaten, liefert eine maximale Teilchengröße von etwa 0.1 bis 1 m und eine deutliche Dominanz der kleineren Teilchen. Allerdings liefern Fits derartig breitbandiger Strukturen zwar größenordnungsmäßige „generelle Eigenschaften“, enthalten aber nur wenig Information über die detaillierten physikalischen, chemischen und mineralogischen Eigenschaften der Staubkomponente. Dazu ist es notwendig, die charakteristischen Absorptions- bzw. Emissionsbanden der in Frage kommenden Festkörper zu untersuchen. Leider geben auch diese i.a. nur unmittelbar Auskunft über einzelne funktionelle Gruppen im Festkörper, nicht aber über dessen genaue chemische Zusammensetzung, Form, Aufbau und Kristallstruktur. So nimmt man z.B. an, daß das in der interstellaren Extinktionskurve auffällige 220 nm-Feature (von Vibrations- und Rotationszuständen überlagerten) Übergängen von -Elektronen entspricht, die für C6-Ringe charakteristisch sind. Es ist aber im einzelnen nicht möglich, eindeutig zu sagen, ob diese Ringe in einem Graphitgitter, in einer mehr ungeordneten Konfiguration (wie z.B. Ruß) oder in Platten bzw. Schalen aus polyaromatischen mMlekülen vorliegen. Gleicherweise lassen die „Silikat-Features“ keine definitiven Schlüsse auf die tatsächliche chemische Struktur und den kristallinen Aufbau der silikatischen Staubteilchen zu. Somit sind die aus der üblichen Analyse des Strahlungstransports abgeleiteten Staubsorten (wie „Graphit“ oder „Silikate“) relativ unscharf definierte Sammelbegriffe für Teilchen, deren Größe, Form, morphologische Struktur (kristallin, polykristallin, amorph, heterogen) in weiten Bereichen variieren können. Eine konsistente Vorstellung über die wahre Natur der Staubteilchen kann nur durch Aufklärung der grundlegenden Prozesse der Entstehung und des Wachstums des interstellaren Staubs, seiner Wechselwirkung mit dem umgebenden Gas und dem Strahlungsfeld sowie seiner ständigen Prozessierung im kosmogonischen Kreislauf der Materie gewonnen werden. Der Ursprung des interstellaren Staubs Bereits die Tatsache, daß etwa die Hälfte der Elemente schwerer als Helium in der interstellaren Materie zu Staub kondensiert sind, weist auf einen effektiven Bildungsmechanismus hin. Selbst in den dichten Regionen der interstellaren Materie ist jedoch aufgrund der geringen Dichten und der niedrigen thermischen Geschwindigkeiten eine Kondensation von Festkörperteilchen direkt aus der Gasphase nicht möglich. Zwar können z.B. Wasserdampf und organische Moleküle auf bereits vorhandene Staubteilchen (sogenannte Saat-Teilchen) aufwachsen, die Saat-Teilchen selbst hingegen müssen bei deutlich höheren Dichten um 10hoch10 Wasserstoffteilchen pro cm3 und Temperaturen um 1000 K entstanden sein. Solche Bedingungen sind im Weltall vor allem dort vorhanden, wo Sternmaterie durch massive Sternwinde oder durch explosive Ereignisse (Novae und Supernovae) an die interstellare Materie abgegeben wird. Die größte Bedeutung kommt hierbei den Winden kühler Riesen und Überriesen zu sowie den expandierenden Hüllen von Novae und Supernovae, wo günstige Bedingungen (relativ hohe Dichten, Temperaturen um 1000 K und Geschwindigkeiten um 10 km/s) für Staubbildung und -wachstum angetroffen werden. Da die Staubkondensation sehr effektiv ist, müssen daran die häufigsten Spezies beteiligt sein, die bei hohen Temperaturen feste Phasen bilden können. In den sauerstoffreichen Hüllen von M-Riesen sind dies vor allem Silizium-Oxid, Magnesiumoxid und Eisen, woraus sich die „silikatische“ Komponente des interstellaren Staubs bildet. Graphitteilchen können in M-Riesen nicht entstehen, da hier der gesamte Kohlenstoff im CO-Molekül gebunden ist, das keinen Staub bilden kann. Freien Kohlenstoff gibt es aber in kohlenstoffreichen Sternen (C-Sternen), in deren Hüllen mehr Kohlenstoff als Sauerstoff vorhanden ist. In den Winden dieser C-Riesen werden Ruß, Graphit, Siliziumkarbid und vermutlich auch in hohem Maß polyaromatische Kohlenwasserstoffe produziert. So zeigen auch die Beobachtungen solcher Sterne auffällige Infrarotexzesse, die von den sie umgebenden ausgerägten Staubhüllen verursacht werden. Da Festkörperteilchen im Gegensatz zu Molekülen nicht von der UV-Strahlung zerstört werden, überstehen die in den Winden gebildeten Teilchen unbeschadet den Weg in die interstellaren Wolken.

Obere Grenze für den Masseanteil des interstellaren Mediums Trotz seiner geringen Dichte könnte der Anteil des interstellaren Mediums an der Gesamtmasse unserer Galaxis durchaus beträchtlich sein. Es müßte dann auch sein Beitrag zum Schwerefeld der Galaxie feststellbar sein. Auf dieser Überlegung beruht folgendes Verfahren, eine Obergrenze für die Dichte des interstellaren Mediums abzuleiten: Die räumliche Dichte der Sterne, also ihre mittlere Anzahl pro pc3, nimmt senkrecht zur galaktischen Scheibe mit wachsender Höhe Z über der galaktischen Ebene ab, ebenso wie etwa die Dichte der Erdatmosphäre mit zunehmender Höhe abnimmt. Man geht nun davon aus, daß diese Z-Verteilung der Sterne sich mit der Zeit nicht ändert, daß sie also als eine Gleichgewichtsverteilung angesehen werden kann. Dann müssen die Bewegungsenergie der Sterne und die Gravitationsenergie, zu der alle Sterne und das interstellare Medium beitragen, in einem festen Verhältnis zueinander stehen. Die Bewegungsenergie der Sterne kann aus Mittelwerten der beobachtbaren Radialgeschwindigkeiten berechnet werden. Anderseits läßt sich der Beitrag der Sterne zur Gravitationsenergie bei Kenntnis der individuellen Sternmassen aus ihrer räumlichen Dichte ermitteln. Man findet dabei eine mittlere Dichte von etwa 4x10hoch-24 g cm-3, die also nur auf die beobachtbaren Sterne zurückzuführen ist. Für das erwähnte Gleichgewicht von Bewegungsenergie und Gravitationsenergie wäre aber eine Dichte von 10x10hoch-24 g cm-3 erforderlich, so daß eine Differenz von 6x10hoch-24 g cm-3 verbleibt. Hiervon wird ein merklicher Bruchteil sicher noch auf das Konto verborgener Massen, so z.B. schwächster, nicht sichtbarer Sterne gehen. Zugleich aber kann dieser Wert als eine obere Grenze für die Dichte des interstellaren Mediums angesehen werden. Sie liegt um etwa einen Faktor 2 bis 3 höher als die Dichte, die aus der 21 cm-Beobachtung erschlossen wurde.

Die heiße Komponente des interstellaren Mediums Es ist seit längerem bekannt, daß die Energie, die in der hydrodynamischen Strömung der interstellaren Materie steckt, etwa 0.3 eV/cm3 beträgt. Erst bei einer Temperatur von etwa 3000 K wäre die Dichte der Wärmeenergie von der gleichen Größe. Gelegentlich wurden sogar Geschwindigkeiten der Wolken bis zu 50 km/s beobachtet, was Temperaturen von 100 000 K entsprechen würde. Daß derartige Temperaturen im interstellaren Medium tatsächlich vorkommen, ist erst durch UV-Beobachtungen und durch Beobachtungen im Röntgenbereich gezeigt worden. 1973 wurden in einer Reihe von Sternspektren interstellare Absorptionslinien des fünffach ionisierten Sauerstoffatoms (OVI,  103.2 nm und  103.7 nm) entdeckt. Die Auswertung ergab, daß das Gas Temperaturen von etwa 500 000 K haben müßte und daß die Teilchendichte kaum größer als 10hoch-4 cm-3 sein könne. Noch höhere Temperaturen, bis zu einigen Millionen Kelvin, wurden aus Emissionslinien des OVII und aus der Beobachtung einer schwachen kontinuierlichen Röntgenstrahlung erschlossen. Man ist heute der Auffassung, daß die so nachgewiesene heiße Komponente (T > 10hoch6 K) etwa 50% des Volumens in der Scheibe unserer Galaxis ausfüllt, und daß das kühlere Medium (5x10hoch4 K < T < 10hoch6 K) vielleicht weitere 20% bis 30% des Volumens innehat. Die kalte Komponente (T < 10hoch4 K), also das im wesentlichen in den Wolken konzentrierte Medium, dürfte kaum mehr als 10% des Volumens beanspruchen. Die hohen Temperaturen in der heißen Komponente müssen notwendigerweise mit extrem geringen Dichten einhergehen, da nur dann die Abstrahlung so gering ist, daß der Zustand über eine nennenswerte Zeit erhalten bleiben kann. Es wird angenommen, daß die kalten Wolken (T ~ 100 K) wie Inseln in dem heißen Medium (T ~ 10hoch6 K) liegen, und daß diese kalten Wolken jeweils von einer breiten Übergangszone umgeben sind, in der die Temperatur von innen nach außen langsam von 100 K auf 10hoch6 K ansteigt. Der Energieverlust der heißen Komponente wäre dieser Vorstellung nach auf Wärmeleitung in dieser Übergangszone zurückzuführen. Als Mechanismus der Aufheizung der heißen Komponente werden Supernova-Explosionen für denkbar gehalten. Diese Auffassung wird gestützt durch die Beobachtung von Röntgenstrahlung aus Supernova-Überresten, die die Existenz eines sehr heißen Mediums anzeigt.

Bemerkungen zur räumlichen Verteilung und zum physikalischen Zustand des interstellaren Mediums Die wichtigsten bisher besprochenen Eigenschaften des interstellaren Mediums lassen sich wie folgt zusammenfassen: – Das interstellare Medium ist stark zur galaktischen Ebene konzentriert. In der Sonnenumgebung beträgt die Dicke der Gas- und Staubscheibe etwa 200 pc. – Die mittlere Dichte, ebenfalls in Sonnenumgebung, beträgt höchstens 6x10hoch-24 g cm-3, was etwa 2 bis 3 Aatome pro cm3 entsprechen würde. – Das interstellare Medium ist in der galaktischen Scheibe nicht gleichmäßig verteilt, sondern zu den Spiralarmen der Galaxis, möglicherweise bevorzugt zu deren inneren Grenzen hin konzentriert (21 cm-Beobachtungen). Eine derartige Konzentration wird auch daraus erkennbar, daß ganz junge Sterne, die sich wahrscheinlich erst vor wenigen Millionen Jahren aus interstellarer Materie gebildet haben, und die in der Galaxis praktisch noch am Ort ihrer Entstehung stehen, fast nur in Spiralarmen vorkommen (extreme Population I). – Die kleinräumige Verteilung ist extrem ungleichförmig. Es gibt eine deutliche Wolkenstruktur, wobei nur etwa 1/10 des Volumens durch Wolken erfüllt ist. Sie bewegen sich mit Geschwindigkeiten von einige Kilometer pro Stunde durch ein sehr viel dünneres Medium, das den Raum zwischen den Wolken ausfüllt. Ein Dichteverhältnis (Wolke : Zwischenraum) von mehr als tausend kann durchaus erreicht und für kompakte Wolken sogar überschritten werden. – Der relative Anteil der Moleküle wächst mit zunehmender Dichte. Insbesondere in dichten Wolken ist der interstellare Wasserstoff fast vollständig molekular. Es gibt Anzeichen dafür, daß auch der Staubanteil mit der Dichte wächst. Fragt man nach dem physikalischen Zustand des interstellaren Gases, so ist zunächst festzustellen, daß es keine Komponente im interstellaren Raum gibt, die energetisch eindeutig überwiegt. Man findet etwa folgende mittlere Energiedichten:

Sternstrahlung					0.43 eV cm-3
Strömungsenergie				0.3 eV cm-3

kosmische Strahlung 0.6 eV cm-3 magnetische Energie

(Feldstärke 1  = 10hoch-9 Tesla)	1.6 eV cm-3

Die Tatsache, daß diese Energiedichten im Rahmen ihrer Genauigkeiten alle nahezu gleich groß sind, ist überraschend. Es gibt hierfür keine überzeugende theoretische Begründung. Die Temperaturen im interstellaren Medium überstreichen einen sehr großen Bereich, von etwa 10 K in den dichten Wolken bis hinauf zu Werten über 10hoch6 K in dem sehr dünnen Medium zwischen den Wolken. Fragt man, woher das kommt, so muß man nach Prozessen suchen, die für die Aufheizung des interstellaren Mediums verantwortlich sind, und anderseits nach dem Mechanismus der Abkühlung fragen. Man ist heute der Ansicht, daß als Energiequellen die sich explosionsartig ausdehnenden HII-Gebiete um junge, heiße Sterne anzusehen sind, besonders aber auch Supernova-Explosionen. Sie reichen völlig aus, auch wenn nur etwa ein Prozent der freiwerdenden Energien auf das interstellare Medium übertragen wird. Die sehr heiße Komponente des interstellaren Mediums verliert ihre Energie vermutlich im wesentlichen durch Wärmeleitung, während für die Energieverluste der kalten Komponente allein Strahlungsprozesse verantwortlich sind. Sie erfolgen wegen der niedrigen Temperatur durch Übergänge zwischen tief liegenden Niveaus und setzen Anregung durch Stöße voraus.

Die kosmische Strahlung Zum interstellaren Medium gehört auch die kosmische Strahlung, eine hochenergetische Korpuskularstrahlung, die aus dem Kosmos auf die Erde einfällt (Teilchenenergien zwischen einigen 10hoch7 eV und etwa 10hoch20 eV). Sie wurde zu Beginn des 20. Jahrhunderts entdeckt. Anfangs standen Aspekte der Hochenergiephysik im Vordergrund des Interesses, da vor dem Bau großer Teilchenbeschleuniger die kosmische Strahlung die einzige Möglichkeit bot, Stöße von Elementarteilchen im Bereich hoher Energien zu studieren. Der erste Schritt auf dem Weg zur Entdeckung der kosmischen Strahlung wurde 1900 getan, als man bemerkte, daß die Luft, die eigentlich ein perfekter Isolator sein sollte, eine gewisse Restleitfähigkeit aufweist. Bei Ballonflügen stellte V.F.Hess 1912 fest, daß die Restleitfähigkeit mit der Höhe zunahm. Er führte sie daher auf eine von außen einfallende ionisierende Strahlung zurück. Hess verwendete die Bezeichnung „Höhenstrahlung“, heute spricht man von „kosmischer Strahlung“ oder von „kosmischer Ultrastrahlung“. Die Geräte zum Nachweis der kosmischen Strahlung sowie zur Messung ihrer Intensität in Abhängigkeit von Richtung und Teilchenenergie können kaum dem Instrumentarium der klassischen Astronomie zugerechnet werden, sie gehören viel eher in ein Laboratorium der Teilchenphysik. Sie benutzen in der Regel den Effekt, daß energiereiche Teilchen beim Durchgang durch Materie eine Spur von Ionen hinterlassen, die dann ihrerseits nachgewiesen werden kann. Anfangs wurden Ionisationskammern verwendet, später Zählrohre, die in geeigneter Anordnung und Schaltung als Zählrohrteleskope auch eine gewisse Winkelauflösung ermöglichen. Die Spuren der kosmischen Strahlung werden in Nebelkammern, Blasenkammern oder Funkenkammern, aber auch in sog. Kernspurplatten direkt sichtbar gemacht. Schließlich kann zur Messung auch der Cerenkov-Effekt herangezogen werden. Als Hilfsmittel der Diagnose werden schließlich die Abschwächung der Strahlung in Absorbern benutzt, ebenso wie die Ablenkung der geladenen Teilchen in Magnetfeldern. Für die Beobachtung bedeuten die Absorption, oder allgemeiner die Wechselwirkung beim Durchgang durch Materie, sowie die Ablenkung in Magnetfeldern aber auch ein großes Hindernis. Allein der Durchgang durch die Erdatmosphäre beeinflußt sehr stark die Zusammensetzung (nach Teilchenarten) und die Energieverteilung. Bemerkenswert sind in diesem Zusammenhang die großen Luftschauer, ein gleichzeitiges Auftreten von zahlreichen sich in nahezu gleicher Richtung bewegenden Teilchen – etwa einem Schrotschuß vergleichbar – die durch die Reaktion eines einzigen, allerdings sehr energiereichen Teilchens in der Erdatmosphäre verursacht werden. Der zweite Effekt, der die Beobachtungsmöglichkeiten einschränkt, ist die Ablenkung der Teilchen im Magnetfeld der Erde. Sie hat beispielsweise zur Folge, daß der geomagnetische Äquator für die weiche, d.h. energiearme Komponente der kosmischen Strahlung unerreichbar ist, da die Teilchen im Erdmagnetfeld zu stark abgelenkt werden. Für Protonen in der kosmischen Strahlung ist die kritische Grenzenergie 15 GeV. Für die geomagnetischen Pole gibt es keine derartige Grenze, da die Teilchen dort die Erdoberfläche längs der magnetischen Feldlinien erreichen können. Es ist die Störmersche Theorie (sie war ursprünglich mit dem Ziel der Deutung der Nordlicherscheinungen entwickelt worden), die sich mit den Bahnen geladener Teilchen im Erdmagnetfeld beschäftigt und die derartige Aussagen ermöglicht. Einiges Aufsehen hat die Entdeckung der sogenannten Strahlungsgürtel der Erde gemacht (van Allen Gürtel). Man bemerkte bei Messungen der kosmischen Strahlung von Satelliten aus, daß sich in einer Höhe von einige tausend Kilometer ein Maximum der Intesität ergab. Genauere Untersuchungen zeigten, daß dieser Strahlungsgürtel eine gegliederte Struktur aufweist, daß also mehrere Gürtel existieren. Diese Gürtel entstehen dadurch, daß energiereiche geladene Teilchen im Erdmagnetfeld eingefangen werden können und dann längs der Feldlinien zwischen den geomagnetischen Polen hin- und herpendeln. Sie werden durch die zu den Polen hin anwachsende Feldstärke zurückgeworfen (gespiegelt), bevor sie zu tief in die Erdatmosphäre eintauchen, wo sie absorbiert werden können. Derartige Strahlungsgürtel sind auch beim Jupiter festgestellt worden. Auch die Magnetfelder im Sonnenwind beeinflussen die kosmische Strahlung, indem sie den innern Bereich des Sonnensystems gegen die niederenergetische Komponente abschirmen. Es ist daher sehr schwierig, aus der am Ort der Erde gemessenen Energieverteilung auf die Verteilung im interstellaren Raum zu schließen. Die bei Sonneneruptionen verstärkten interplanetarischen Magnetfelder unterdrücken die kosmische Strahlung in stärkerem Maß. Derartige Abschwächungen sind als Forbush-Ereignisse bekannt. Erst Stunden oder Tage nach einem solchen Ereignis erreicht die Intensität der kosmischen Strahlung wieder ihren normalen Wert. Wichtige Daten der kosmischen Strahlung Gesamtintensität: 700 Teilchen pro Quadratmeter, Sekunde und Raumwinkel. (Zur Zeit des Sonnenfleckenminimums in 40° geomagnetischer Breite.) Chemische Zusammensetzung: Schwere Komponente: 86 % Protonen

			12.7 % -Teilchen
			1.3 % schwere Kerne

Diese Zusammensetzung entspricht etwa der kosmischen Häufigkeit der Elemente. Lithium, Beryllium und Bor sind jedoch gegenüber dieser kosmischen Häufigkeit um etwa einen Faktor 10hoch5 angereichert. Diese Überhäufung ist das Ergebnis von Kernreaktionen beim Durchgang der kosmischen Strahlung durch das interstellare Medium. Leichte Komponente: Auf etwa 100 schwere Teilchen entfällt ein Elektron, auf etwa 10 Elektronen entfällt ein Positron. Energieverteilung: Die Intensität (Zahl der Teilchen pro Quadratmeter, Sekunde und Raumwinkel) im Energieintervall E bis E+dE sei DxdE. Dann kann für einen großen Bereich von Energien die spektrale Dichte D durch ein Potenzgesetz dargestellt werden,

D = A x E-d.

Isotropie: Die kosmische Strahlung fällt aus allen Richtungen fast gleich stark ein. Die Anisotropie ist kleiner als 0.5% bei Energien bis 10hoch14 eV und beträgt wenige Prozent bei höheren Energien. Mittleres Alter: Dieses Alter, etwa 2x10hoch6 Jahre, ergibt sich aus der Rate, mit der die kosmische Strahlung unser galaktisches System verlassen kann, wie auch aus ihrer Wechselwirkung mit interstellarer Materie. Die relative Häufigkeit derjenigen Teilchen in der kosmischen Strahlung, die auf Wechselwirkung mit Materie zurückgeführt werden müssen (Positronen, Li-, Be- und B-Kerne), lassen den Schluß zu, daß die kosmische Strahlung im Mittel etwa 2 bis 4 Gramm Materie pro Quadratzentimeter durchsetzt haben muß. Berücksichtigt man die mittlere Dichte der Materie im interstellaren Raum, so erhält man zunächst die Wegstrecke, die diesen 2 bis 4 g/cm2 entsprechen. Bedenkt man dann, daß die Teilchen der kosmischen Strahlung diesen Weg praktisch mit Lichtgeschwindigkeit zurücklegen, so erhält man die dazu benötigte Zeit, also ihr oben angegebenes mittleres Alter.

Die Suche nach den Quellen der kosmischen Strahlung ist eng verknüpft mit der Erforschung der Ausbreitungsgesetze. In den interstellaren Magnetfeldern werden die elektrisch geladenen schnellen Teilchen von ihren geraden Bahnen abgelenkt, so daß sie zu jedem Zeitpunkt ein Stück eines Kreisbogens durchfliegen. Die Krümmungsradien dieser Kreisbögen wachsen mit der Teilchenenergie. Sie sind zwar sehr groß, aber erst bei Energien von 10hoch17 eV werden sie vergleichbar mit der Größe unserer Galaxis. Die Bahnen aller Teilchen, deren Energien unter dieser Grenze liegen, werden durch Ablenkung in den interstellaren Magnetfeldern so stark aufgewickelt und verknäult, daß diese Teilchen die Galaxis praktisch nicht verlassen können. Oberhalb dieser Energiegrenze sind die Bahnen auch im galaktischen Maßstab praktisch geradlinig, so daß es hier keinen Speichereffekt gibt. Aus der gemessenen Isotropie der Strahlung, also der gleichmäßigen Verteilung über alle Richtungen, kann folgender Schluß gezogen werden: Unterhalb von 10hoch17 eV würden nur Quellen in großer Nähe die Isotropie stören. Solche Quellen gibt es aber offensichtlich nicht. Auch das mittlere Alter der kosmischen Strahlung von etwa 10hoch6 Jahren spricht gegen eine nahe Quelle. Die Isotropie oberhalb von 10hoch17 eV kann als Indiz dafür angesehen werden, daß die Strahlung oberhalb dieser Energien extragalaktischen Ursprungs sind. Galaktische Quellen würden hier, bei einer praktisch geradlinigen Ausbreitung, eine höhere Intensität der Strahlung aus der galaktischen Ebene bzw. aus der Richtung zum galaktischen Zentrum erwarten lassen. Derartige Abweichungen von der Isotropie sind jedoch nicht beobachtet worden. Anderseits kann nicht die gesamte kosmische Strahlung extragalaktischer Natur sein. Das würde – abgesehen von andern Schwierigkeiten – eine unsinnig hohe Energiedichte von etwa 1 eV/cm3 im gesamten intergalaktischen Raum bedeuten. Es muß also galaktische Quellen geben. Die von ihnen aufzubringende Gesamtleistung wäre etwa 10hoch33 Watt. Man erhält diesen Wert, indem man die gesamte in der kosmischen Strahlung gespeicherte Energie (Energiedichte mal Volumen der Galaxis) durch das mittlere Alter der Strahlung dividiert. Die Leistung von 10hoch33 Watt entspricht der Leuchtkraft von mehr als einer Million Sonnen. Als mögliche Quellen werden diskutiert: – Supernova-Ausbrüche: Mit einer plausiblen Rate von Supernova-Ereignissen in unserer Galaxis könnte die Energiedichte der kosmischen Strahlung aufrechterhalten werden. – Pulsare: Die rotierenden Neutronensterne mit starken Magnetfeldern (Polfeldstärke bis zu 10hoch9 Tesla) erzeugen eine niederfrequente elektromagnetische Welle von extrem hoher Feldstärke. In ihr werden geladene Teilchen auf hohe Energien beschleunigt. Die Gesamtenergiedichte der kosmischen Strahlung könnte auch auf diese Weise aufrechterhalten werden. Jedoch sind auch hier viele Fragen offen. – Stöße mit magnetischen interstellaren Wolken (Fermi-Mechanismus): Bei Stößen mit interstellaren Wolken, in denen nicht nur die materielle Dichte, sondern auch die Stärke des Magnetfelds höher ist als im Zwischenwolkenmedium, werden die Teilchen der kosmischen Strahlung reflektiert. Da die Wolken sich selber bewegen, werden im statistischen Mittel Stöße mit der „Vorderseite“ der Wolken häufiger sein als Stöße mit der „Rückseite“. Die ersteren führen zu einem Energiegewinn, der allerdings nur dann die Verlustprozesse überwiegt, wenn die Teilchen bereits eine Energie von etwa 10hoch8 … 10hoch9 eV haben. Eine effektive Beschleunigung der Teilchen kann auch durch Wechselwirkung mit magnetohydrochemischen Stoßfronten bewirkt werden. Dies geschieht dadurch, daß die Teilchen wiederholt durch die Stoßfront hin und her laufen, wobei sie sukzessive Energie aufnehmen. – Weitere denkbare Quellen: Sterne mit starken Magnetfeldern (magnetische A-Sterne, Weiße Zwerge) oder Novae tragen möglicherweise zur kosmischen Strahlung im niederenergetischen Bereich bei. Unklar ist auch noch, ob sich bevorzugt im galaktischen Zentrum Quellen kosmischer Strahlung befinden.