Molekülwolken
Molekülwolken
Molekülwolken sind interstellare Gaswolken, deren Größe, Dichte und Temperatur die Bildung von Molekülen erlaubt.
Hauptbestandteil einer solchen Wolke ist molekularer Wasserstoff (H2), entsprechend der Häufigkeit der Elemente. Dieser ist jedoch sehr schwierig zu beobachten, weshalb seine Häufigkeit oftmals nur mithilfe anderer Moleküle bestimmbar ist. Das mit am einfachsten zu beobachtende Molekül ist Kohlenmonoxid (CO), dessen Spektrallinien mit Radioteleskopen nachgewiesen werden können. Die Häufigkeit anderer Moleküle ist jedoch mindestens um den Faktor 1000 niedriger als die Häufigkeit von H2. Wenn die Wolke dicht genug ist, können sich viele Arten von Molekülen bilden, bis hin zu komplexen Aminosäuren.[1] Eine gewisse Dichte ist notwendig, um die Moleküle vor Strahlung zu schützen, da diese sie sonst wieder zerstört. Sehr dichte und kalte Molekülwolken sind als Dunkelwolken bekannt. Diese sind sozusagen die Geburtsstätten von Sternen.
Ab Mitte der 1960er Jahre wurden mit Radioteleskopen eine Vielzahl von Molekülen im interstellaren Medium nachgewiesen, unter anderem das Hydroxyl-Radikal (OH) und Cyan (CN). Diese Moleküle emittieren Strahlung im Millimeter-Wellenlängenbereich. Inzwischen sind über 150 unterschiedliche Moleküle [2] in Molekülwolken entdeckt worden, wie z.B. Wasser (H2O), aber auch giftige Substanzen wie Blausäure (HCN) und sogar Alkohol. Das Kohlenmonoxid bleibt das bedeutendste Molekül zur Erforschung der Molekülwolken, weil man auf Grund des CO/H2-Verhältnisses die Masse einer solchen Wolke bestimmen kann. Mehr als die Hälfte der (baryonischen) Masse der Milchstraße steckt in den Molekülwolken.
Riesenmolekülwolken
Sehr große Molekülwolken werden Riesenmolekülwolken (GMC - Giant Molecular clouds) genannt. Die Masse dieser GMCs beträgt etwa 104-107M☉ und sie haben eine typische Ausdehnung von 50 bis hin zu mehreren hundert Parsec. Etwa 80 % des molekularen Wasserstoffs in der Milchstraße ist in GMCs zu finden. Die Sternentstehung in der Milchstraße und benachbarten Galaxien findet fast ausschließlich in GMCs statt. Der Großteil der GMCs in unser Galaxie befindet sich in den Spiralarmen. Es wird angenommen, dass sich GMCs durch gravitative Instabilitäten aus noch größeren molekülaren Gasreservoirs in den Spiralarmen bilden, den sogenannten GMAs (Giant Molecular Associations).
Teilbereiche einer solchen Molekülwolke kollabieren durch Eigengravitation und bilden so fortlaufend neue Sterne, oft in größeren Ansammlungen, sogenannten Sternhaufen. Die bekannteste von ihnen dürfte die Orion Molekülwolke sein, deren sichtbarer Teil der Orionnebel und deren bekannteste Dunkelwolke der Pferdekopfnebel ist. Da wir in unserer eigenen Galaxie direkt in die galaktische Ebene blicken, und ein Teil der GMCs (gerade vor und hinter dem Galaktisch Kern) nicht beobachtbar oder in ihrer Entfernung bestimmbar sind, muss man auf Beobachtungen naher Galaxien für ein besseres Verständnis von GMCs zurückgreifen. Beobachtungen von GMCs in der Großen Magellanschen Wolke lassen auf einen Lebenszyklus für GMCs schließen. Aufgrund der Entfernung und der mangelnder Empfindlichkeit für Leuchtkraft lässt sich nur die Entstehung von O-Sternen beobachten. Während der ersten 6 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung gibt es noch keine Sternentstehung in der GMC, in den folgenden 13 Millionen Jahren findet man erste Zeichen für die Entstehung von Sternen - H-II-Regionen formieren sich. In den letzten 7 Millionen Jahren lassen sich Sternenhaufen mit sehr jungen Sternen beobachten. Das erzeugte Strahlungsfeld dieser jungen Sterne zerstört im Laufe dieser letzten Phase die gesamte GMC. Während sich in der Großen Magellanschen Wolke und in M33 etwa 25-33 % aller GMCs noch kein Anzeichen für massereiche Sternentstehung zeigt, gibt es in der Milchstraße nur sehr wenige GMCs ohne massereiche Sternentstehung.
Quelle: Wikipedia
Hauptbestandteil einer solchen Wolke ist molekularer Wasserstoff (H2), entsprechend der Häufigkeit der Elemente. Dieser ist jedoch sehr schwierig zu beobachten, weshalb seine Häufigkeit oftmals nur mithilfe anderer Moleküle bestimmbar ist. Das mit am einfachsten zu beobachtende Molekül ist Kohlenmonoxid (CO), dessen Spektrallinien mit Radioteleskopen nachgewiesen werden können. Die Häufigkeit anderer Moleküle ist jedoch mindestens um den Faktor 1000 niedriger als die Häufigkeit von H2. Wenn die Wolke dicht genug ist, können sich viele Arten von Molekülen bilden, bis hin zu komplexen Aminosäuren.[1] Eine gewisse Dichte ist notwendig, um die Moleküle vor Strahlung zu schützen, da diese sie sonst wieder zerstört. Sehr dichte und kalte Molekülwolken sind als Dunkelwolken bekannt. Diese sind sozusagen die Geburtsstätten von Sternen.
Ab Mitte der 1960er Jahre wurden mit Radioteleskopen eine Vielzahl von Molekülen im interstellaren Medium nachgewiesen, unter anderem das Hydroxyl-Radikal (OH) und Cyan (CN). Diese Moleküle emittieren Strahlung im Millimeter-Wellenlängenbereich. Inzwischen sind über 150 unterschiedliche Moleküle [2] in Molekülwolken entdeckt worden, wie z.B. Wasser (H2O), aber auch giftige Substanzen wie Blausäure (HCN) und sogar Alkohol. Das Kohlenmonoxid bleibt das bedeutendste Molekül zur Erforschung der Molekülwolken, weil man auf Grund des CO/H2-Verhältnisses die Masse einer solchen Wolke bestimmen kann. Mehr als die Hälfte der (baryonischen) Masse der Milchstraße steckt in den Molekülwolken.
Riesenmolekülwolken
Sehr große Molekülwolken werden Riesenmolekülwolken (GMC - Giant Molecular clouds) genannt. Die Masse dieser GMCs beträgt etwa 104-107M☉ und sie haben eine typische Ausdehnung von 50 bis hin zu mehreren hundert Parsec. Etwa 80 % des molekularen Wasserstoffs in der Milchstraße ist in GMCs zu finden. Die Sternentstehung in der Milchstraße und benachbarten Galaxien findet fast ausschließlich in GMCs statt. Der Großteil der GMCs in unser Galaxie befindet sich in den Spiralarmen. Es wird angenommen, dass sich GMCs durch gravitative Instabilitäten aus noch größeren molekülaren Gasreservoirs in den Spiralarmen bilden, den sogenannten GMAs (Giant Molecular Associations).
Teilbereiche einer solchen Molekülwolke kollabieren durch Eigengravitation und bilden so fortlaufend neue Sterne, oft in größeren Ansammlungen, sogenannten Sternhaufen. Die bekannteste von ihnen dürfte die Orion Molekülwolke sein, deren sichtbarer Teil der Orionnebel und deren bekannteste Dunkelwolke der Pferdekopfnebel ist. Da wir in unserer eigenen Galaxie direkt in die galaktische Ebene blicken, und ein Teil der GMCs (gerade vor und hinter dem Galaktisch Kern) nicht beobachtbar oder in ihrer Entfernung bestimmbar sind, muss man auf Beobachtungen naher Galaxien für ein besseres Verständnis von GMCs zurückgreifen. Beobachtungen von GMCs in der Großen Magellanschen Wolke lassen auf einen Lebenszyklus für GMCs schließen. Aufgrund der Entfernung und der mangelnder Empfindlichkeit für Leuchtkraft lässt sich nur die Entstehung von O-Sternen beobachten. Während der ersten 6 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung gibt es noch keine Sternentstehung in der GMC, in den folgenden 13 Millionen Jahren findet man erste Zeichen für die Entstehung von Sternen - H-II-Regionen formieren sich. In den letzten 7 Millionen Jahren lassen sich Sternenhaufen mit sehr jungen Sternen beobachten. Das erzeugte Strahlungsfeld dieser jungen Sterne zerstört im Laufe dieser letzten Phase die gesamte GMC. Während sich in der Großen Magellanschen Wolke und in M33 etwa 25-33 % aller GMCs noch kein Anzeichen für massereiche Sternentstehung zeigt, gibt es in der Milchstraße nur sehr wenige GMCs ohne massereiche Sternentstehung.
Quelle: Wikipedia
© Matthias Voß