• Interstellares Medium
• Interstellare Blasen
• Struktur kühler interstellarer Wolken

Das interstellare Medium

Die Materie zwischen den Sternen, kurz das interstellare Medium oder IM ist im Grunde ein gigantischer Kreislauf, in den Materie unter bestimmten Bedingungen hineingebracht wird und aus dem sie bei der Entstehung neuer Sterne wieder entfernt wird. Das astrophysikalische Problem ist, dass der Materieeintrag mit sehr energetischen Mechanismen der Sternentwicklung zusammenhängt, d.h. das hineingebrachte Gas ist sehr heiss bei kleiner Volumendichte. Man braucht jedoch für die Sternentstehung dichtes und sehr kühles Gas. In den letzten Jahren hat sich dann auch noch gezeigt, dass die bisherigen Vorstellungen der quasistatischen Wolkenwechselwirkungen viel zu einfach sind, um den wahren Sachverhalt zu beschreiben. Man benötigt vermutlich eine echte kinematische Beschreibung. In der Arbeitsgruppe werden zur Zeit an zwei Stellen dieses Kreislaufs Vorgänge durch Beobachtungen untersucht, die sehr verschiedene Beobachtungstechniken erfordern.

Abb.: In NGC 6888 zeigt sich die Wechselwirkung eines vom Stern (helles Objekt in der Mitte des Nebelovals) abströmenden Windes mit dem umgebenden IM sehr deutlich. Der Wind strömt mehrere Lichtjahre weit, bis er auf das IM stösst (äusseres Oval); dort wird er plötzlich abgebremst und heizt das IM auf. An der Grenzfläche kommt es zu vielfachen Instabilitäten (Verwirbelungen), die nach dem Abkühlen langgestreckte Filamente bilden. Diese sind besonders gut in der roten Spektrallinie des Wasserstoffs zu sehen. (Die Helligkeit der Filamente ist farbkodiert von schwarz (keine Strahlung) über grün und rot zu weiss.)

Interstellare Blasen

Ein Hauptlieferant für Materienachschub des IM sind die schnellen und dichten Winde heisser Sterne. Da sie in Stossfronten mit dem umgebenden IM bei Machzahlen von > 100 wechselwirken, wird das Gas auf über K aufgeheizt und in dicken Hüllen deponiert. Dieses Gas strahlt daher im Röntgenbereich sehr stark, die Abkühlzeiten sind aber trotzdem sehr lang. Neben Supernova-Überresten sind stellare Winde die wichtigsten Lieferanten von Energie und Materie für die heisse Phase des IM. Wir haben nach dem Start des deutschen Röntgenobservatoriums ROSAT ein Projekt begonnen, in dem erstmals dieses heisse Gas mit Beobachtungen untersucht werden kann. Im Röntgenbereich wird extrem die Partikelnatur des Lichtes ausgenutzt; man zählt also Photonen und muss "Bilder" aus vielen solchen Einzelereignissen zusammensetzen. Neben vielen instrumentellen Problemen treten eine grosse Zahl an astronomischen Störeffekten, wie z.B. nicht zum Objekt gehörige Punktquellen, Überlappungen von Objekten usw., auf. Die Reduktion der Beobachtungen erfordert komplexe Algorithmen in grossen Programmpaketen. Die astrophysikalische Interpretation dieser Bilder ist dann die eigentliche Aufgabe. Bisherige Ergebnisse zeigen, dass die Beobachtungen durch keines der bisherigen theoretischen Modelle wiedergegeben werden können. Offenbar spielt die Vorgeschichte der unmittelbaren Umgebung des Sternes eine entscheidende Rolle. Diese spiegelt sich in kühlen Hüllen wider, die im IR um einige Objekte gefunden wurden.

Struktur kühler interstellarer Wolken

Seit vielen Jahren werden radioastronomische Beobachtungen durchgeführt, die den Übergangsbereich vom kühlen und kalten Gas zur Sternentstehung betreffen. Der Radiobereich eignet sich besonders gut für diese Zwecke, da unterhalb von einigen 100K Kontinuums- und Linien-Strahlung aus energetischen Gründen diesen Wellenlängenbereich bevorzugen. Dabei wurden durch grossflächige Kartierungen sowohl in sog. Molekülwolken nach Verklumpungen, die eventuell bereits junge Sterne enthalten könnten, direkt gesucht als auch an Erkennungsverfahren gearbeitet, die eine allgemeine Strukturbeschreibung ermöglichen. Letzteres ist im Moment sicherlich sehr aktuell, da offenbar geworden ist, dass die sphärisch symmetrische Standardwolke des IM von der Natur kaum produziert wird, andererseits es aber keine numerischen Standardverfahren gibt, die komplizierteren Geometrien angemessen zu beschreiben. Die Projektion verschiedener Zustände des IM in einer Sichtlinie und räumliche Auflösungsprobleme erfordern hier Methoden, die in drei Dimensionen Strukturen erkennen lassen. Erstaunlicherweise ist z.B. die Zerlegung von Karten des neutralen interstellaren atomaren Wasserstoffs (d.h. in der nun schon seit fast 40 Jahren bekannten 21 cm Emissions- und Absorptionslinie) alles andere als trivial. Hinzu kommt, dass lokale Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne offenbar sehr stark schwanken können. Es kommt daher auch darauf an, die Struktur des die Molekülwolke umgebenden Mediums ebenfalls genau zu kennen (physikalisch gesehen ein Druckproblem zu lösen). Die eigentlichen Beobachtungen sind immer an Grossgeräten (Satellitenobservatorien ROSAT und ISO, 100 m-Teleskop in Effelsberg, 30 m-Millimeterteleskop auf dem Pico Veleta in Spanien, dem amerikanischen VLA ( Very Large Array), dem DRAO Interferometer in Kanada usw.) durchgeführt worden. In Hamburg werden die Projekte erarbeitet und vorbereitet. Nach den Beobachtungen werden die Daten dann wiederum hier ausgewertet und interpretiert. Die Arbeitsgruppe beteiligt sich an einer grossen internationalen Kollaboration, die mit dem kanadischen Interferometer in Penticton die 21 cm Strahlung der nördlichen Milchstrasse kartiert. Die erwünschte Winkelauflösung beträgt 1-2 Bogenminuten (bisherige Daten dieser Art 0.6 Grad), die Geschwindigkeitsauflösung etwa 1 km/s. Das Interesse der Arbeitsgruppe liegt vor allem in der Ausnutzung der Absorptionslinien gegen Kontinuumsquellen zur Bestimmung von Temperaturen und Dichten und in der Verfügbarkeit von vielen Daten zur Strukturerkennung.