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Astronomie: Das Gas zwischen den Sternen

Das interstellare Medium ist viel interessanter, als die Wissenschaftler einst dachten: Es umhüllt die Sterne und das Milchstraßensystem wie eine Atmosphäre. In einem gewaltigen Kreislauf lässt es aus dem Abfall explodierter Sterne neue Himmelskörper entstehen.


Wenn wir den Mond am Himmel anschauen, so mögen die meisten von uns ihn für einen Himmelskörper mit einheitlichen Eigenschaften halten. Doch weit gefehlt. Zwei Punkte auf seiner Oberfläche, die nur einen Schritt auseinander liegen, können so un-terschiedliche Temperaturen wie minus 100 und plus 100 Grad Celsius haben. Wir könnten dort direkt neben einem Freund stehen und ihm ins Ohr schreien, doch er würde es nicht hören. Ohne eine Atmosphäre, die Wärme und Schall übertragen könnte, ist jede Stelle auf dem Mond von ihrer Umgebung isoliert – wie eine abgelegene Insel in einem Ozean, auf dem keine Schiffe unterwegs sind.

Was die Oberfläche eines Planeten zu einem einheitlichen Ganzen verbindet, ist seine Lufthülle, die Atmosphäre. Sie lässt Umgebungsbedingungen wie die Temperatur sanft variieren. Und lokale Ereignisse können durch sie globale Folgen haben: Ein Asteroideneinschlag, der Ausbruch eines Vulkans oder aus einem Schornstein strömendes Gas wirken sich noch fern vom eigentlichen Ort des Geschehens aus. Diese Eigenschaft von Atmosphären interessiert jetzt auch die Astronomen, die unsere Heimatgalaxie, das Milchstraßensystem, untersuchen.

Schon seit vielen Jahren wissen wir, dass eine extrem dünne "Atmosphäre", das interstellare Medium, unsere Galaxie einhüllt und den Raum zwischen ihren mehreren Milliarden Sternen erfüllt. Noch bis vor kurzem schien dieses Medium nur ein kaltes, fast bewegungsloses Reservoir zu sein, aus dem irgendwann einmal Sterne kondensieren werden. Doch jetzt haben wir das interstellare Medium als ein stürmisches Gemisch erkannt, dessen Eigenschaften – wie Dichte, Temperatur und Ionisationsgrad – äußerst unterschiedliche Werte aufweisen können: Supernova-Explosionen hinterlassen riesige Leerräume, so genannte Blasen, im interstellaren Medium. An verschiedenen Stellen schießen Gasschwaden wie die Fontäne eines Springbrunnens oder wie Rauch aus einem Schornstein weit aus dem scheibenförmigen Milchstraßensystem heraus. Andernorts fallen Gas- und Staubwolken aus dem intergalaktischen Raum in die Scheibe hinein. Diese und andere Vorgänge verbinden weit entfernte Bereiche unseres Milchstraßensystems, der Galaxis, so wie atmosphärische Phänomene Störungen von einer Seite der Erde zur anderen übertragen.

Die Atmosphäre der Galaxis erweist sich gar als ebenso komplex wie die eines Planeten, wie moderne Beobachtungen zeigen. Sie wird von der Schwerkraft der Sterne und der übrigen Materie festgehalten, von Sternenlicht, energiereichen Teilchen und einem Magnetfeld durchdrungen sowie beständig umgerührt, aufgeheizt, umgewandelt und erneuert. Wie jede Atmosphäre hat sie ihre höchste Dichte "am Boden" – in diesem Fall in der Ebene, welche die Mitte der galaktischen Scheibe definiert. Hier muss ihr Druck das "Gewicht" des auf ihr lastenden Mediums ausgleichen. Nahe der galaktischen Ebene verdichtet sich die Materie mancherorts zu Wolken, und in deren dichtesten Bereichen können Sterne regelrecht auskondensieren.

Sterne sind Himmelskörper, die durch Verschmelzen von Atomkernen Energie freisetzen. Dabei erzeugen sie aus dem anfänglich vorhandenen Wasserstoff und Helium schwerere Elemente. Haben sie ihren Kernbrennstoff verbraucht, stoßen alle Sterne, die mindestens so massereich sind wie die Sonne, viel von ihrer Materie in das All zurück. Auf diese Weise reichert jede nachfolgende Sterngeneration das interstellare Medium weiter mit schweren Elementen an. Ähnlich wie im Wasserkreislauf auf der Erde folgt einer Kondensation der Materie also eine "Verdunstung". Auf diese Weise wird die Materie in unserer Galaxis immer wieder recycelt.

Ineffiziente Sternentstehung

Fasst man das interstellare Medium tatsächlich als Atmosphäre auf, dann muss man viele der drängendsten Fragen der Astrophysik im Zusammenhang sehen. Da ist zu allererst die Sternentstehung. Zwar sind die Astronomen seit Jahrzehnten mit ihren grundlegenden Prinzipien vertraut, doch ist immer noch unklar, wovon es abhängt, wann und mit welcher Rate Sterne aus dem interstellaren Medium kondensieren. Die Theoretiker beschrieben die Bildung von Sternen lange in Abhängigkeit von den lokalen Bedingungen in einer einzelnen Gaswolke. Heute ziehen sie die Zustände im gesamten Milchstraßensystem heran. Und diese beeinflussen nicht nur die Sternbildung, sie werden auch von ihr durch Rückkopplungseffekte beeinflusst.

Was eine Generation von Sternen in der Galaxis bewirkt, bestimmt wiederum die Bedingungen, in der die nachfolgenden Generationen entstehen, leuchten und vergehen. Diese Rückkopplung zu verstehen, wie die Sterne – vor allem die heißesten und massereichsten – das interstellare Medium großräumig beeinflussen, stellt eine weitere der großen Herausforderungen in der Astrophysik dar. Rückkopplung kann verstärkend oder abschwächend wirken. Einerseits können massereiche Sterne das interstellare Medium aufheizen und ionisieren sowie aus der galaktischen Ebene nach außen treiben. Diese Expansion erhöht den Druck in den Außenbezirken der Galaxis, presst die Wolken zusammen und löst vielleicht deren Kollaps aus, sodass in ihnen eine neue Sterngeneration entstehen kann. Andererseits können Aufheizung und Ionisation die Turbulenz der Wolken verstärken und so die Bildung neuer Sterne unterdrücken. Die Explosion eines massereichen Sterns kann sogar die Wolke auseinander reißen, in der er einst entstand. Eine solche negative Rückkopplung könnte durchaus erklären, warum der Sternentstehungsprozess so ineffizient ist: Üblicherweise enden nämlich nur wenige Prozent der Masse einer kollabierenden Wolke als Sterne.

Ein drittes Rätsel ist, warum Sterne oft in regelrechten Ausbrüchen, so genannten Starbursts, entstehen, die einen größeren Raumbereich umfassen. Im Milchstraßensystem wirken die positiven und negativen Rückkopplungen gerade so zusammen, dass neue Sterne mit gemächlicher Rate entstehen – im Mittel nur etwa zehn pro Jahr. In manchen Galaxien jedoch, wie beispielsweise M82, überwiegt die positive Rückkopplung. Vor etwa zwanzig bis fünfzig Millionen Jahren sind die Sternbildungsprozesse in den zentralen Bereichen dieser "Starburst"-Galaxie außer Kontrolle geraten und laufen nun zehnmal schneller ab als zuvor. Auch in unserer Galaxis könnte es solche sporadischen Starbursts gegeben haben. Wie sie zu Stande kommen und was sie wieder abschaltet, muss mit dem Beziehungsgeflecht zwischen den Sternen und der dünnen Atmosphäre zusammenhängen, aus der sie kondensieren.

Schließlich diskutieren die Astronomen auch, wie rasch die atmosphärische Aktivität abflauen wird. Die Mehrzahl der Sterne – die weniger Masse als die Sonne haben und mehrere Milliarden Jahren leuchten können – trägt nicht zu dem Materiekreislauf bei. Im Laufe der Zeit wird deshalb immer mehr interstellares Gas in solchen langlebigen Himmelskörpern gebunden. Eines Tages könnte sogar alles Restgas in der Galaxis verbraucht sein. Dann blieben nur noch Sternengreise übrig. Wann es soweit sein wird, hängt davon ab, ob die Galaxis ein abgeschlossenes System ist. Nach neueren Beobachtungen ist sie noch ein offenes System, das Materie mit ihrer kosmischen Umgebung austauscht. Wasserstoffwolken, die bisher kaum mit schweren Elementen angereichert sind, scheinen aus dem intergalaktischen Raum herabzuregnen und unsere Galaxis zu verjüngen. Zugleich könnte sie Gas als schnellen Wind aus ihrer äußeren Atmosphäre abstoßen, so wie die Sonne einen permanenten Strom von Teilchen abbläst.

Um diese Fragen anzugehen, mussten die Astronomen zunächst die chemische Zusammensetzung des interstellaren Mediums bestimmen. Dies gelang bereits in den 50er und 60er Jahren des 20. Jahrhunderts anhand der Spektren heller Gasnebel wie beispielsweise des Orionnebels. Gemessen an der Anzahl der Atome macht Wasserstoff neunzig Prozent und Helium zehn Prozent des interstellaren Mediums aus. Alle anderen Elemente – vom Lithium bis zum Uran – tragen insgesamt nur mit etwa 0,1 Prozent bei.

Weil der Wasserstoff dominiert, hängt der Aufbau der galaktischen Atmosphäre im Wesentlichen davon ab, in welcher Form dieses Gas vorliegt. Die frühen Beobachtungen erfassten vor allem die kühleren, neutralen Komponenten. Zum Nachweis dient die berühmteste Spektrallinie der Astronomie: die 1420-Megahertz- oder 21-Zentimeter-Linie, die neutrale Wasserstoffatome ausstrahlen. Beginnend in den 50er Jahren des 20. Jahrhunderts kartierten die Radioastronomen deren Verteilung in der Milchstraße. Der neutrale Wasserstoff – kurz als HI bezeichnet – kommt demnach in Klumpen und Filamenten mit Dichten von 10 bis 100 Atomen pro Kubikzentimeter und Temperaturen nahe 100 Kelvin vor. Eingebettet sind diese Verdichtungen in einer diffuseren und wärmeren Phase mit Dichten von nur 0,1 Atomen pro Kubikzentimeter und Temperaturen von einigen tausend Kelvin. Das meiste HI befindet sich nahe der galaktischen Ebene und bildet eine etwa 300 Parsec (1000 Lichtjahre) dicke Scheibe – das ist etwa halb so dick wie die Hauptscheibe aus Sternen, die man als Milchstraße am Nachthimmel sieht.

Wasserstoff kann auch in einer molekularen Form (H2) vorkommen, die allerdings kaum direkt nachzuweisen ist. Die meiste Information darüber verdanken wir Radiobeobachtungen eines anderen Moleküls, Kohlenmonoxid, das fast immer mit dem molekularen Wasserstoff gemeinsam auftritt. Die Wasserstoffmoleküle scheinen auf die dichtesten und kältesten Wolken beschränkt zu sein, wo sie vom energiereichen Licht heißer Sterne – das die Moleküle in ihre Atome spalten könnte – abgeschirmt werden. Diese dichten Wolken, die zugleich Sternentstehungsgebiete sind, finden sich in einer nur 100 Parsec dicken Schicht am "Boden" der galaktischen Atmosphäre.

Bis vor kurzem konnten H2-Moleküle nur dort direkt beobachtet werden, wo sie bereits von der UV-Strahlung oder Winden naher Sterne zerstört, also in atomaren Wasserstoff umgewandelt wurden. In solchen Regionen strahlt das Gas im infraroten Spektralbereich bei einer Wellenlänge von 2,2 Mikrometern. In den letzten Jahren haben aber auch Spektrografen von einer Erdumlaufbahn aus im Ultravioletten bei einer Wellenlänge von 100 Nanometern nach molekularem Wasserstoff gesucht. Zu diesen Instrumenten gehören Orfeus-Spas, eine Plattform, die von deutschen Instituten und Firmen gebaut wurde, und der neue Satellit FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) der Nasa. Diese Messgeräte registrieren Wasserstoffwolken, die in der Sichtlinie zu fernen Sternen oder Quasaren liegen. Das von diesen Lichtquellen kommende Licht wird von molekularem Wasserstoff teilweise absorbiert, sodass im beobachteten UV-Spektrum charakteristische Absorptionslinien zu sehen sind. Der große Vorteil dieser Methode: Mit ihr lässt sich auch molekularer Wasserstoff in ruhigen Regionen der Galaxis ausfindig machen, die weit weg sind von heißen Sternen.

Kühle, dichte Wolken mit Schutzfunktion

Forschergruppen um Philipp Richter von der Universitätssternwarte Bonn – jetzt an der Universität von Wisconsin – und Wolfgang Gringel von der Universität Tübingen fanden Überraschendes: H2 kommt nicht nur in Wolken hoher Dichte in der galaktischen Scheibe vor, sondern auch in Regionen geringer Dichte weit außerhalb dieser Scheibe. Dieser Befund wirft Fragen auf: Wie werden die Moleküle dort vom zerstörerischen UV-Licht heißer Sterne abgeschirmt? Gibt es auch in dieser großen Entfernung von der galaktischen Ebene kühle, dichte Wolken, die diese Schutzfunktion übernehmen?

Wasserstoff kann des Weiteren in ionisierter Form vorliegen, also als ein Plasma aus geladenen Teilchen. Die Astronomen hatten lange angenommen, dass ionisierter Wasserstoff – kurz als H II bezeichnet – nur in wenigen, räumlich begrenzten Bereichen vorkommen würde: in den leuchtenden Emissionsnebeln in der Nähe heller Sterne und in den diffusen Explosionswolken von Supernovae. Fortschritte in der Detektortechnik und der Beginn der Beobachtungen vom Weltraum aus haben diese Vorstellung modifiziert. Zwei neue Komponenten der Atmosphäre unserer Galaxis wurden so entdeckt: heißer und warmer ionisierter Wasserstoff mit Temperaturen von rund einer Million beziehungsweise rund zehntausend Kelvin.

Wie die kürzlich entdeckten Wasserstoffmoleküle erstrecken sich auch diese H-II-Regionen weit oberhalb der Schicht aus kalten H-I-Wolken und bilden einen ausgedehnten Gas-"Halo" um die Galaxis. "Interstellar" scheint nicht mehr die rechte Beschreibung für diesen Sachverhalt zu sein. Die heißere Phase mag sich durchaus mehrere tausend Parsec von der galaktischen Ebene nach außen erstrecken und bis zu einer Dichte von 10-3 Ionen pro Kubikzentimeter ausdünnen. Sie ist gleichsam die Korona unserer Galaxis, das Gegenstück zur ausgedehnten heißen Atmosphäre unserer Sonne. Und wie bei ihr deutet das schiere Vorhandensein einer galaktischen Korona auf eine ungewöhnliche Energiequelle hin, die ihre hohe Temperatur aufrechterhält. Stoßwellen von Supernovae und schnelle Sternwinde scheinen die Ursache dafür zu sein. Die warme Phase hingegen wird durch energiereiche Strahlung aus dem extremen UV-Bereich aufgeheizt. Das Gewicht dieser ausgedehnten Schichten erhöht den Gasdruck auf die galaktische Ebene, was sich deutlich auf die Sternbildung auswirkt. Andere Galaxien scheinen ebenfalls Koronae zu haben: Der Röntgensatellit Chandra sichtete eine bei der Galaxie NGC 4631.

Nun, wo die neuen, energiereicheren Phasen des interstellaren Mediums identifiziert sind, stellt sich die Frage nach ihrem Verhalten und den Wechselwirkungen untereinander. Nicht nur durchläuft das Medium einen Kreislauf durch die Sterne, es verwandelt sich auch von H2 in HI in HII und von kalt nach heiß und wieder zurück. Die einzige bekannte Energiequelle, die stark genug ist, um für all diese Aktivität zu sorgen, sind massereiche Sterne. Wie Ralf-Jürgen Dettmar von der Universität Bochum zeigen konnte, verfügen Galaxien mit einer überdurchschnittlichen Population massereicher Sterne auch über besonders aufgeblähte Atmosphären.

Wie es die Sterne bewerkstelligen, eine komplette Galaxie zu beeinflussen, ist noch schleierhaft. Den Schlüssel zu all dem sehen die meisten Astronomen aber in der Produktion von heißem, ionisiertem Gas. Dieses entsteht, wenn Stoßwellen einer Supernova mit Geschwindigkeiten von 100 bis 200 Kilometern pro Sekunde durch das interstellare Medium rasen. Je nach Gasdichte und lokalem Magnetfeld kann solch eine kugelförmig expandierende Stoßwelle eine riesige Blase von 100 bis 200 Parsec Durchmesser freifegen.

Die Stoßwellen beschleunigen dabei einen kleinen Teil der Ionen und Elektronen fast auf Lichtgeschwindigkeit. Über diese kosmische Strahlung können vergehende Sterne auf die Bildung neuer zurückwirken – positiv wie negativ. Die energiereiche Partikelstrahlung erhöht den Druck des interstellaren Mediums. Höherer Druck wiederum komprimiert dichte Molekülwolken, die dann leichter zu Protosternen kollabieren können. Die kosmische Strahlung ionisiert zudem einen Teil des Wasserstoffs und begünstigt dadurch chemische Reaktionen, durch die komplexe Moleküle entstehen, auch solche, die zu den Grundbausteinen des Lebens gehören. Und weil die geladenen Ionen eng mit den magnetischen Feldlinien verbunden sind, halten sie umgekehrt das Feld in den Wolken fest, was den Kollaps zu Protosternen bremst.

Wenn heiße Blasen häufig genug entstehen, können sie sich zu einem regelrechten Schaum riesiger Dimen-sion vereinigen. Diese Idee formulierten Barnham Smith und Donald Cox von der Universität von Wisconsin in Madison in den 70er Jahren. Später fanden Christopher F. McKee von der Universität von Kalifornien in Berkeley und Jeremiah P. Ostriker von der Princeton-Universität, dass die heiße Phase 55 bis 75 Prozent des interstellaren Raumes ausfüllen sollte. Kühlere neutrale Phasen würden sich auf einzelne Wolken innerhalb dieser ionisierten Matrix beschränken. Das bedeutete praktisch eine Umkehrung des traditionellen Bildes, in dem das neutrale Gas dominierte und das ionisierte auf kleine Enklaven beschränkt war.

Löchrig wie Schweizer Käse

Jüngere Beobachtungen scheinen indes zu zeigen, dass die neue Sichtweise richtig ist. Die nahe Spiralgalaxie M101 zum Beispiel verfügt über eine kreisförmige Scheibe aus atomarem Gas, das löchrig ist wie ein Schweizer Käse. Vermutlich haben heiße Sterne diese Löcher freigeblasen. Das Erscheinungsbild einer anderen Galaxie, sieben Milliarden Lichtjahre entfernt, scheint diese Erklärung zu bestätigen. Aber wie viel von diesem heißen Gas vorhanden ist und wie es die Struktur der galaktischen Atmosphären beeinflusst, wird noch manche Debatte unter den Astronomen auslösen.

Unsere Sonne selbst scheint sich in einer heißen Blase zu befinden, die sich durch die Röntgenstrahlung hochionisierter Ionen wie etwa Sauerstoff verrät. Diese "lokale Blase" entstand vermutlich vor rund einer Million Jahren durch eine nahe Supernova.

Ein noch spektakuläreres Beispiel liegt 450 Parsec von der Sonne entfernt in Richtung der Sternbilder Orion und Eridanus. Carl Heiles von der Universität von Kalifornien in Berkeley und seine Kollegen haben diese Orion-Eridanus-Blase kürzlich untersucht. Sie geht auf einen außergewöhnlichen Sternhaufen im Orion zurück, eine OB-Assoziation. Das sind Ansammlungen der heißesten und massereichsten Sterne der Spektraltypen O und B, 20- bis 60-mal massereicher als die Sonne und tausend- bis hunderttausendmal heller. Als einige dieser kurzlebigen Sterne in den letzten zehn Millionen Jahren als Supernovae explodierten, wurde das Gas in der Umgebung zu einer dünnen Schale um den äußeren Rand der Blase zusammengeschoben. Im sichtbaren Licht erscheint die Schale als schwaches Geflecht aus ionisierten Bögen und Filamenten. Das Millionen Grad heiße Gas im Inneren der Blase erzeugt im Röntgenbereich ein diffuses Glühen.

Im gesamten Gebiet dieser Riesenmolekülwolke, in der sich die OB-Assoziation befindet, haben sich zahlreiche neue Sterne gebildet, und ein Ende dieses Prozesses ist nicht in Sicht. Einer der jüngsten O-Sterne in dieser Region, Theta1 C Orionis, ionisiert ein kleines Gebiet der Wolke, das nun als Orionnebel leuchtet. Irgendwann jedoch werden Supernovae und ionisierende Strahlung die Molekülwolke vollständig zerreißen und ihre Moleküle zerstören. Der molekulare Wasserstoff wird dann wieder zu atomarem und ionisiertem Wasserstoff, und die Sternentstehung kommt zum Erliegen. Weil aber der heftige Umwandlungsprozess den Druck im interstellaren Medium erhöht, kann der Untergang dieser Molekülwolke durchaus anderswo in der Galaxis die Bildung von Sternen auslösen.

Die riesigen Blasen im interstellaren Medium sollten einen Auftrieb von der galaktischen Ebene weg erfahren, ganz wie eine Thermik über heißem Boden auf der Erde. Numerische Berechnungen, wie sie kürzlich Mordecai-Mark MacLow vom Amerikanischen Museum für Naturgeschichte in New York und seine Kollegen durchgeführt haben, weisen darauf hin, dass solche Blasen bis in den Halo der Galaxis aufsteigen können. Das Resultat wäre ein kosmischer Schlot oder Schornstein, durch den Gas, das Supernovae in der galaktischen Ebene aufgeheizt haben, bis in die obere Atmosphäre des Milchstraßensystems gelangen kann. Dort würde sich das Gas abkühlen und zurück auf die galaktische Scheibe regnen. Das Ganze wäre ein Riesenspringbrunnen von wahrhaft galaktischer Dimension.

Solche großräumigen Gasströmungen könnten vielleicht die heiße galaktische Korona und sogar das Magnetfeld des Milchstraßensystems verursachen. Nach Berechnungen von Katia M. Ferrière vom Midi-Pyrénées-Observatorium in Frankreich kann die Kombination des Auftriebs und der Rotation der galaktischen Scheibe als Dynamo wirken, ebenso wie Bewegungen tief im Innern der Sonne und der Erde Magnetfelder erzeugen.

Doch noch ist nicht bewiesen, dass die heiße Phase tatsächlich weit verbreitet ist und dass es galaktische Springbrunnen gibt. Die Orion-Eridanus-Blase liegt 400 Parsec über der galaktischen Ebene, und eine weitere riesenhafte Blase im Sternbild Cassiopeia befindet sich 230 Parsec über ihr. Doch beide sind noch 1000 bis 2000 Parsec von der galaktischen Korona entfernt. Magnetfelder und kühleres, dichteres ionisiertes Gas könnten die Riesenblasen am Ausbrechen in den Halo hindern. Aber wo sollte die heiße Korona sonst hergekommen sein? Es gibt keine plausible Alternative.

Mysteriöses Plasma

Das warme, etwa 10000 Kelvin heiße Plasma ist genauso rätselhaft. Dem traditionellen Bild des interstellaren Mediums zufolge dürfte es gar nicht überall im interstellaren Raum vorkommen. Lediglich in bestimmten Regionen des Weltraums wie in den Emissionsnebeln, die durch heiße, überschwere Sterne aufgeheizt werden, sollte es anzutreffen sein. Nur ein Stern unter fünf Millionen gehört in diese Klasse, und das meiste interstellare Gas – atomarer und molekularer Wasserstoff – lässt ihre Strahlung nicht durch. Folglich sollte der Großteil der Galaxis frei von warmem Plasma sein. Und doch ist es überall vorhanden. Eine kürzliche Himmelsdurchmusterung namens WHAM spürte es sogar im galaktischen Halo auf, fern aller heißer O-Sterne. In anderen Galaxien ist es ebenfalls weit verbreitet. Wie nur konnten die ionisierenden Photonen solche Distanzen von ihren Sternen zurücklegen?

Die Blasen könnten die Antwort sein. Wenn Supernovae signifikante Teile des interstellaren Mediums ausgehöhlt haben, können ionisierende Photonen weite Strecken zurücklegen, bevor neutraler Wasserstoff sie absorbiert. Die OB-Assoziation im Orion bietet ein exzellentes Beispiel, wie so etwas funktionieren kann. Die O-Sterne sitzen in einer riesigen Höhle, die frühere Supernovae geschaffen haben. Ihre Photonen können sich nun frei in der Höhle ausbreiten und gar ihre Wand erreichen und sie zum Leuchten bringen. Wenn sich galaktische Springbrunnen oder Schornsteine wirklich bis in den galaktischen Halo erstrecken, dann könnten sie nicht nur die heiße Korona, sondern auch die weite Verbreitung des warmen ionisierten Gases erklären.

Eine neues WHAM-Bild der Riesenblase in der Cassiopeia liefert ein Indiz: einen Bogen aus warmem Gas, der sich weit oberhalb der Blase erstreckt, bis zu 1200 Parsec von der galaktischen Ebene entfernt. Der Umriss dieses Bogens erinnert entfernt an einen Schornstein, außer dass er (noch) nicht in den äußeren Halo der Galaxis durchgebrochen ist. Um eine solch gigantische Struktur hervorzurufen, ist eine enorme Energie nötig – mehr als die Sterne in dem Haufen geliefert haben könnten, welche die kleinere Blase schufen. Auch die erforderliche Zeit wäre zehnmal so lang wie die Lebensdauer des Haufens. Der Bogen mag deshalb das Produkt mehrerer Sterngenerationen sein, geschaffen von einer Serie einzelner Starbursts aus einer Zeit vor der Entstehung des heutigen Sternhaufens. Jeder Starburst schoss neue Energie in die Blase, die der vorangegangene geschaffen hatte, und trieb sie weiter voran.

Dass weite Bereiche der Galaxis von der Bildung massereicher Sterne in wenigen begrenzten Gebieten beeinflusst werden können, deutet auf eine gewisse Koordination der Sternentstehung über lange Zeiträume hin. Es mag alles mit einem einzelnen O-Stern oder einem Haufen solcher Sterne in einer Riesenmolekülwolke beginnen. Die Strahlung der Sterne, ihre Winde und Explosionen höhlen das interstellare Medium in einem kleinen Gebiet aus. Die Geburtswolke wird dabei vielleicht zerstört, aber der Vorgang mag Sternbildung in einer benachbarten Wolke auslösen und so weiter, bis das interstellare Medium in dieser Ecke der Galaxis einem Schweizer Käse ähnelt. Die Blasen beginnen sich zu überlappen und verschmelzen zu einer Riesenblase, einer superbubble. Die Energie von mehr und mehr O-Sternen füttert diese expandierende Riesenblase, bis der Auftrieb sie von der galaktischen Ebene bis in den Halo gestreckt hat – ein galaktischer Schornstein ist entstanden.

Die Riesenblase bildet nun einen Strömungskanal für heißes Gas aus dem Inneren des Milchstraßensystems, das bis in die oberen Bereiche der galaktischen Atmosphäre gelangt und dort eine ausgedehnte Korona formt. Fern von seiner ursprünglichen Energiequelle beginnt sich das koronale Gas langsam abzukühlen und zu Wolken zu kondensieren. Diese Wolken fallen zur Mittelebene der Galaxis zurück, womit sich der springbrunnenartige Kreislauf schließt: Die galaktische Scheibe wird mit kühlen Wolken gefüttert, in denen irgendwann vielleicht wieder Sterne entstehen können.

Obwohl die Hauptkomponenten und -prozesse unserer galaktischen Atmosphäre identifiziert zu sein scheinen, bleiben viele Details noch unklar. Fortschritte sind zu erwarten, wenn die Astronomen weiter untersuchen, wie das Medium durch die Sterne prozessiert wird, sich in seine verschiedenen Phasen umwandelt und zwischen der Scheibe und dem Halo transportiert wird. Beobachtungen an anderen Galaxien liefern zudem eine Art Vogelperspektive auf die interstellaren Geschehnisse.

Einige entscheidende Puzzleteile könnten immer noch fehlen. Sind zum Beispiel die Sterne wirklich die Hauptenergiequelle für das interstellare Medium? Der Bogen über der Cassiopeia-Riesenblase ähnelt verdächtig manchen Protuberanzen, den Verdichtungen der Sonnenkorona, die sich hoch über der Oberfläche unseres Zentralgestirns erheben – und im Wesentlichen von Magnetfeldern gesteuert werden. Könnte es sein, dass magnetische Aktivität auch die Atmosphäre unserer Galaxis dominiert? Wenn das der Fall sein sollte, dann wäre die Analogie zwischen den galaktischen Atmosphären und ihren stellaren und planetaren Gegenstücken sogar noch treffender als wir denken.

Literaturhinweis

Ionizing the Galaxy. Von Ronald J. Reynolds in: Science, Band 277, S. 1446. (1997).


Steckbrief


Das dünne Gas, das den weiten Raum zwischen den Sternen erfüllt, sahen die Astronomen lange Zeit als Störfaktor an, weil es die Beobachtung dahinter liegender Sterne erschwert.

Heute ist klar, dass das interstellare Gas in vielerlei Hinsicht einer Planeten- oder Sternenatmosphäre ähnelt: Es transportiert Materie von explodierten Sternen und Energie über weite Bereiche der Galaxis und sorgt so für eine beständige Erneuerung des Sterneninventars unseres Milchstraßensystems.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 3 / 2002, Seite 30
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
3 / 2002

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 3 / 2002

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