3.2.4 Bestimmung von Körpern geringer Masse in der Milchstraße

3.2.4.1 Microlensing

Als Microlensing bezeichnet man den Effekt der Lichtablenkung einer entfernten Quelle durch einen sich zwischen Quelle und Beobachter befindenden massiven Körper, speziell im Bereich der Masse M = 10-8 ... 102 MSonne. Dabei spielt das Gravitationsfeld des Körpers die Rolle einer "Linse". Die beobachtete Wirkung ist eine Ablenkung des Bildes der Quelle von der Position ohne Linse, eine Deformation des Bildes und u. U. Mehrfachbilder.

Ursache des Linseneffekts ist die Raumkrümmung durch die Gravitationskraft. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie ergibt sich das Weltlinienelement ds in der Nähe einer Punktmasse, ausgedrückt in Schwarzschild-Koordinaten (r,q ,j ) zu

(3.11)

Dabei ist

(3.12)

der Schwarzschild-Radius der Linse mit der Masse M.

Lichtfelder breiten sich längs Geodätischer Linien aus, für die gilt: . Integriert man (1) geeignet über die Zeit und betrachtet man das Problem in einem Koordinatensystem, für welches q fest ist, so läßt sich die Trajektorie eines Lichtstrahls durch z. B. eine gegenseitige Abhängigkeit von r und j darstellen. Eine Lösung ist

(3.13)

Dabei spielt b die Rolle eines "impact"-Parameters.
 
 

Betrachtet man eine Quelle, die sich im Abstand Ds befindet, in der Nähe einer (punktförmigen) Linse, welche den Abstand Dl hat, so ergeben wenigstens zwei Lösungen für Lichtwege zum Beobachter. Im dem Fall, wo Beobachter, Linse und Quelle auf einer Linie liegen, ist das Bild sogar ein Ring ("Einsteinring"). Die Abstände der Bilder r von der Richtung zur Linse im Bogenmaß ergeben sich aus der Gleichung

(3.15)
 
 

wobei r0 der "wahre" scheinbare Abstand der Quelle zur Linse,

(3.16)
 
 

der Radius des Einsteinrings im Bogenmaß ist. Hieraus ergibt sich für die Positionen der Bilder relativ zur Linse

(3.17)

Die Intensität der Bilder wird um einen Faktor A verstärkt:

(3.18)
 
Abbg. 3.2.4-1: r als Funktion von r0
Abbg. 3.2.4-2: Intensität als Funktion von r0.

Abbg. 3.2.4-3: Lichtkurven (links) und Sternkarten (rechts) des OGLE-Surveys für Mikrolinsen.

Die Dauer D T eines Ereignisses hängt ab von der Geschwindigkeit vl der Linse relativ zur Verbindungslinie Beobachter-Quelle in der dazu senkrechten Ebene. Sie kann abgeschätzt werden mit

(3.19)

Die Entfernung DS zu einer galaktischen Quelle - i. A. ein Hintergrundstern - läßt sich der Abstand mit photometrisch einer Präzision von ca. 20% bestimmen. Bei einer extragalaktischen Quelle, z. B. bei Sternen in den Magellanschen Wolken, ist der Abstand mit ähnlicher relativer Genauigkeit bekannt. Die Linse hingegen ist i. a. unsichtbar.

Man kennt daher mit (3.19) einen Zusammenhang zwischen Masse, Abstand Dl und Geschwindigkeit der Linse, aber keine dieser Größen unabhängig. Bei der Beobachtung eines Ereignisses muss man daher aus der Lichtkurve und aus den Parametern der Quelle auf die Linsenmasse schliessen.

Bei einem Ereignis von 40 Tagen Dauer in Richtung des Milchstraßenzentrums (8.5 kpc) ergibt sich der schraffierte Bereich für das Verhältnis von Abstand und Masse der Linse in der Abbildung 3 (links). Dies gilt, wenn man eine Geschwindigkeit der Linse von 100 ... 300 km/s zugrunde legt.

Weitere Schlüsse auf die Natur von Linse und Quelle kann man anhand sogen. Anomalien der Lichtkurven schließen.. Da die Lichtablenkun ein geometrischer Effekt ist, ist sie unabhängig von der Wellenlänge. Ist der scheinbare Durchmesser des Quellstern aufgelöst, so kann die Mitte-Rand-Variation der Effektivtemperatur auf der Sternscheibe zu Abweichungen der Lichtkurven als Funktion der Wellenlänge führen.
 
 

Abbg. 3.2.4-5: Mitte-Rand-Variation von Sternen im I- und V-Band.












 
 
 
 
 
 
 
 


 

Andere, drastischere Modifikationen treten auf, wenn die Linse eine Doppelquelle ist. Etwa 10% der bisher beobachteten Ereignisse sind Doppelquellen. Beträgt ihr scheinbarer Abstand ein Vielfaches der jeweiligen Einstein-Radii, so erzeugt jede Linse eine eigene Aufhellung der Quelle, die Effekte überlagern. Ist der Abstand geringer, so entsteht eine gemeinsame Kaustik, die für drastische Sprünge in der Helligkeit sorgt.
 
Gemeinsame Kaustik gleich schwerer Linsen.
Lichtkurven.

 
 
 
 
 


 
 
 
 

Ein besonderer Fall tritt ein, wenn bei einer Binärlinse ein Partner eine sehr geringe Masse hat, d. h., eins substellare Komponente ist. In diesem Fall ist das Ereignis aufgrund der masseärmeren Komponente von sehr kurzer Dauer, die Intensitätsänderung aber durchaus von vergleichbarer Größenordnung.   3.2.4.2 Gebundene Körper kleiner Masse

Bei gebundenen Körpern kleiner Masse handelt es sich in der Regel um Begleiter eines normalen Einzelsterns. Aus verschiedenen Gründen waren solche Körper bis vor kurzem praktisch unbeobachtbar und wenig war über ihre Eigenschaften bekannt, insbesondere über ihre Masseverteilung N(M). Das Problem ist häufig die Masse und die alles beherrschende Strahlung des Hauptkörpers des Systems, des Sterns.

Die folgenden Techniken der Detektion von gebundenen Körpern geringer Masse werden eingesetzt:

Diese werden im folgenden besprochen.
 
 

Astrometrische Reflex-Eigenbewegung:

In einem System aus zwei Körpern mit Massen M1 und M2 bewegen sich beide auf elliptischen Bahnen mit großen Halbachsen a1, a2 um den gemeinsamen Schwerpunkt mit der Periode P. Dabei gilt:


, (3.19)

Ist M2 gegenüber M1 vernachlässigbar, so gilt näherungsweise

(3.20)

Diese Gleichung erfordert auf der rechten Seite ausschließlich Größen, die den Hauptkörper betreffen. Man kann aus der abgeschätzten Masse des Hauptkörpers (meist ein Hauptreihenstern), der gemessenen großen Halbachse seiner Bahn und der Periode die Masse des Begleiters ermitteln. Aus der astrometrische Messung läßt sich der Inklinationswinkel und die Exzentrizität bestimmen, wenn die Reflexbahn des Hauptkörpers und ihr zeitlicher Ablauf hinreichend genau gemessen werden kann. Das macht die Bestimmung der Begleitermasse sehr sicher.

Bei bekannter Parallaxe p des Systems, Angabe der Periode P in Jahren sowie von M1 in Sonnenmassen erhält man aus der Messung von a1 in Bogensekunden die Begleitermasse M2 in Massen der Erde mit

. (3.21)
 
Planet
Masse [MSonne]
Umlaufzeit [yr]
Gr. HA [AU]
Gr. HA Sonne [AU]
Gr. HA Sonne bei 10 pc [10-3 arcsec]
V1 [m / s]
Jupiter
9.5 10-4
11.9
5.2
4.9 10-3
0.49
12.3
Saturn
2.9 10-4
29.6
9.6
2.8 10-3
0.28
2.8
Uranus
4.4 10-5
84.7
19.3
8.5 10-4
0.09
0.30
Neptun
5.1 10-5
165.5
30.1
1.5 10-3
0.15
0.27

 

Das Planetensystem, insbesondere die großen Planeten, gibt auch für die Sonne Anlaß zu einer Reflexbewegung. Dabei bewegt sich der Schwerpunkt auf Bahnen von der Größenordnung von 5 10-3 Astronomischen Einheiten (s. Tabelle). Dies entspricht etwa einem Sonnenradius, d. h. der gemeinsame Schwerpunkt befindet sich noch innerhalb der Sonne in der Nähe der Sonnenoberfläche! Beobachtet man unser Sonnensystem aus einer Entfernung von 10 pc, so ergibt sich eine Reflexbewegung von etwa 500 Mikro-Bogensekunden, mit Perioden von 11 Jahren und darüber. Diese Zahlen führen einem die Anforderungen an die instrumentelle Präzision bei astrometrischen Detektionen kleiner Körper vor Augen.

Bis heute sind noch keine substellaren Körper mit M < 90 MJupiter auf diese Weise entdeckt worden. Trotzdem ist die Methode wegen ihres absoluten Charakters von besonderem Interesse. Mit Interferometern auf der Erde (PTI, VLTI und Keck) sowie im Weltraum (SIM) hofft man, die erforderliche astrometrische Präzision zu erreichen.

Reflexbewegung in Radialgeschwindigkeiten:

Ähnlich wie bei der Reflexbewegung misst man mit der Radialgeschwindigkeitsmethode den Einfluß des Begleiters auf den Hauptkörper und sucht nach der radialen Komponente dieser Bewegung durch den Dopplereffekt. Die dabei auftretenden maximalen Geschwindigkeiten lassen sich für die Sonne ebenfalls aus der obigen Tabelle ersehen. Es handelt sich bei Körpern von Planetenmassen (MJupiter = 1.9 1027 kg) und bei sonnenähnlichen Sternen offenbar um Effekte von wenigen m/s, und mit Perioden von vielen Jahren.

Seit Ende der 80er Jahre gab es mehrere Programme, bei welchen die Spektren einiger Dutzend naher Sterne über viele Jahre hinweg vermessen wurden mit dem Ziel, Reflexbewegungen von einigen Dutzend m/s nachzuweisen. Zu diesem Zweck wurden spezielle Spektrographen mittlerer Auflösung und sehr hoher Stabilität gebaut. Insbesondere muss die absolute Kalibration über viele Jahre hin mit hoher Genauigkeit erhalten bleiben. Dabei haben sich zwei Methoden durchgesetzt:

Heute wird eine Kombination beider Methoden verwendet. Als Laborquellen eignen sich Th-Ar-Lampen sowie in den Strahlengang eingebrachte Jodküvetten, wobei dem Sternspektrum eine Vielzahl von Moleküllinien des J2 überlagert werden.

Die Bestimmung der Begleitermasse erfordert eine wiederholte Messung der Radialgeschwindigkeit des Hauptkörpers. Bei einer charakteristischen periodischen Schwankung bestimmt man Periode P und Geschwindigkeitsamplitude K. Legt man die Sternenmasse nach seinem Spektraltyp zugrunde, so lässt sich der Radius der Begleiterbahn nach dem 3. Keplerschen Gesetz ermitteln

(3.22)

Die Bahngeschwindigkeit des Planeten ergibt sich aus dem Gravitationsgesetz:

(3.23)

und damit die Masse des Planeten aus der Impulserhaltung mit

, mit  (3.24)

In der Tat entspricht die gemessene Geschwindigkeitsamplitude der wahren Geschwindigkeit des Hauptkörpers nur bis auf einen Faktor sin i, wobei i der Inklinationswinkel der Bahnnormalen zur Richtung zum Beobachter ist. Die eigentliche Bestimmungsgröße ist daher .

Bis in die Mitte der 90er Jahre ist man davon ausgegangen, dass Planeten mit nennenswerter Masse keine sternennahe Bahnen haben können, da sie sich nicht in unmittelbarer Nähe zum Stern hätten bilden können. Daher musste man davon ausgehen, dass nur geduldige Arbeit und lange Beobachtungsprogramme erfolgreich massearme Körper werden nachweisen können.

Umso erstaunter war man, als mit einem Begleiter von etwa (0.5 sin i) Jupitermassen um den Stern 51 Pegasi der erste extrasolare Planet um einen sonnenähnlichen Stern nachgewiesen wurde, der eine Umlaufperiode von nur 4.23 Tagen hatte! Dieser Orbit hat eine Halbachse von nur 0.05 AU, weit näher am Zentralstern als für möglich gehalten.

Durch Analyse vorhandenen Datenmaterials und mit der Gewinnung neuer Beobachtungen ist bis heute die Entdeckung von ca. 40 extrasolaren Planeten im Bereich von 0.1 bis 10 Jupitermassen in Orbits bis ca. 3 AU gelungen. Die meisten befinden sich auf sehr sternennahen Bahnen, deren Erklärung ein wichtiges Thema der Hydrodynamik geworden ist.
 

Geschwindigkeitskurve von 51 Peg.

Modell eines entstehenden Planeten.


 

Keck HIRES Spektrograph.
 
 

Messung von Radialgeschwindigkeiten mit Hilfe eines dem Sternspektrum überlagerten Molekülspektrum des J2. Oberste Linie: Spektrum des Jod-Moleküls mit Absorptionslinien durch Vibrations- und Rotationszuständen, die einem elektroni-schem Übergang überlagert sind. Zweite Linie: Spektrum des Sterns. Die breiteren Linien sind durch die höhere Temperatur in der Sternatmosphäre bedingt. Dritte Linie: gemessenes Spektrum (Punkte) der Überlagerung beider oberer Linien, verschmiert durch die Auflösung des Spektrographen, und modelliertes Spektrum mit gefitteter Verschiebung des Sternspek-trums gegenüber den Linien des J2. Punkte ganz unten: um einen Faktor 10 überhöhte Residuen der Differenz Messung - Modell.
 
 

Quellen:

G. Marcy, San Francisco State University, "Discovery of Extrasolar Planets", http://www.physics.sfsu.edu/~gmarcy/planetsearch/planetsearch.html

S. Udry, Univ. Genf, " Extrasolar Planet Search Programmes", http://obswww.unige.ch/~udry/planet/planet.html

J. Schneider, Obs. de Paris, " Extrasolar Planets Encyclopedia", http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html
 
 

Okkultationen:

Befindet sich die Sehlinie zum Hauptkörper in der Bahnebene des Begleiters, so kann dieser den Hauptkörper bedecken und somit eine charakteristische Schwankung der Helligkeit hervorrufen. Ähnlich den Bedeckungsveränderlichen. Dieser Effekt ist selten und vermutlich sehr klein. Bei einer Bedeckung durch den Jupiter würde die Helligkeit der Sonne um ca. 1% schwanken, dies ist aber innerhalb der Nachweisgrenze präziser photometrischer Methoden. Bislang konnte er nur an einem Planetensystem um dem G0-Stern HD 209458, welches schon vorher bekannt war, mit einer Amplitude von 0.017 mag nachgewiesen werden.
 
 





Direkte Abbildung:

Die Leuchtkraft eines Sterns in einem Planetensystem übersteigt je nach Wellenlänge die eines Planeten um viele Größenordnungen. Dabei ist ein Teil des Lichtes des Planeten reflektiertes Sternenlicht, ein anderer Teil die je nach Oberflächentemperatur mehr oder weniger langwellige thermische Eigenstrahlung des Begleiters. In der näheren Sonnenumgebung entsprechen die Bahnradien von sonnensystemähnlichen Planeten einige Zehntel bis Hundertstel Bogensekunden (Jupiter: 0.5 arcsec bei 10 pc). Eine direkte Abbildung eines Planeten erfordert daher die Messung sehr großer Helligkeitsunterschiede von Objekten mit sehr geringem Winkelabstand. Dies ist mit herkömmlichen erdgebundenen Teleskopen unmöglich.

Trotzdem gibt es gewichtige Gründe für direkte Beobachtungen, da nur durch die Analyse des Lichtes von Planeten Aussagen über die physikalische Beschaffenheit ihrer Oberflächen gemacht werden können. Es gibt daher mehrere Projektvorschläge zu deren Realisierung.

Die Grafik zeigt die geschätzte Rückstreuung und Eigenstrahlung der Erde und der Sonne, dabei ist die Erde typischerweise 7 bis 10 Größenordnungen dunkler als die Sonne. Im Spektrum der Erde lassen sich Signaturen für Moleküle finden. Davon gilt die Signatur von O3 als sicheres Anzeichen von Leben. Liessen sich ähnliche Beobachtungen auf anderen Sternen machen, so könnte man dort ggf. Leben nachweisen.

Um das Licht des Planeten zu messen, muss das Sternenlicht um viele Größenordnungen unterdrücht werden. Eine Möglichkeit, das mit Hilfe eines Interferometers zu tun, wurde von R. Bracewell 1979 vorgeschlagen ("Nulling-Interferometrie").
 
 









 
 






3.2.5 Struktur und Entwicklung der Milchstraße

3.2.5.1 Spiralstruktur

Die Verteilung von Sternen der Population I sowie von H II - Regionen weisen auf die Spiralstruktur der näheren Umgebung der Sonne hin, jedoch ergibt sich kein einheitlichens Bild. Die Ursache der Spiralstruktur ist ein bislang ungelöstes Problem. Jede Störung der Homogenität einer differentiell rotierenden Scheibe würde sich zu einer Spirale deformieren, allerdings würde das Muster nach wenigen Rotationen verschwinden. Da Spiralstrukturen in Galaxien häufig vorkommen, muß es einen Mechanismus geben, der sie aufrechterhält. Nach einer in den sechziger Jahren entwickelten Theorie entstehen sie aufgrund von Dichtewellen, welche mit der Hälfte der Materiegeschwindigkeit propagieren. Materie benötigt ca. 107 Jahre, um die Welle zu durchlaufen. In den Spiralarmen ist sie stark komprimiert, dies führt zu vermehrter Sternentstehung. Damit läßt sich erklären, warum junge Objekte (leuchtkräftige Sterne, H II-Regionen) in den Spiralarmen konzentriert sind.

3.2.5.2 Das galaktische Zentrum

Die stellare Komponente des zentralen Bereichs der Milchstraße ist durch eine elliptische Wolke aus Sternen ("central bulge") mit exzentrischen Orbits gekennzeichnet. Sie hat einen Radius von ca. 2.5 kpc in der Scheibe und eine Abplattung von etwa 0.6. Innerhalb von ca. 1 kpc vom Zentrum nimmt die Dichte r(R) wie R-1.8 ab, darüber hinaus mit R-3.7. Der Zentralbereich enthält helle K- und M-Riesen und Planetarische Nebel. Die Sterne rotieren in dieselbe Richtung wie die Scheibe, aber langsamer. Die Metallhäufigkeiten reichen von 0.1 ... 3 mal der solaren Metallizität; es gibt also sehr metallreiche Sterne. Im Mittel sind die Sterne des Zentralbereichs jünger als die Halopopulation. Die Gesamtmasse beträgt ca. 1010 Sonnenmassen.

Interstellare Materie gibt es im äußeren Zentralbereich kaum, jedoch steigt die Konzentration von H I und H II nach innen stark an, so dass es eine flache H II - Region in der Mitte gibt. Die IM führt komplizierte Bewegungen aus.

Das Zentrum der Milchstraße ist Beobachtungen im Sichtbaren gar nicht, dafür aber im IR und Radiobereich zugänglich. In den innersten wenigen pc befindet sich ein kompakter Sternhaufen und ein Ring aus Molekülwolken. Im Zentrum befindet sich eine kompakte (R < 20 AU) Radioquelle (Sgr A*), die man bislang im IR nicht identifizierten konnte. Dort zeigt sich der Kern des extrem dichten Sternhaufens.

Während der letzten sechs Jahre gelang es, die Eigenbewegungen einiger dieser Sterne direkt zu messen. Daraus ergibt sich ein starker Hinweis auf ein einzelnes ultrakompaktes, massives Objekt mit ca. 2 106 Sonnenmassen. Radiointerferometrische Beobachtungen weisen darauf hin, dass Sgr A* einen Radius von weniger als eine AU haben muss. Der Schwarzschild-Radius einer Masse von 2.6 106 M¤ ist 0.05 AU. Kein Objekt außer einem massiven schwarzen Loch würde diese Zustände erklären können.

Innerster Bereich (ca. 0.1 pc) des Sgr A* - Haufens (links) und Eigenbewegung der zentralen Sterne (rechts). Die Position von Sgr A* ist durch den schwarzen Stern gekennzeichnet. 
Aus der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit abgeleitete eingeschlossene Masse als Funktion des Abstandes von Sgr A*. Die Beobachtungen lassen sich durch die Kombination eines Sternhaufens mit etwa 5 105 M¤ und einer kompakten Masse von 2.6 106 M¤ erklären. 

3.2.5.3 Allgemeine Struktur der Milchstraße

Zusammenfassend sei hier die bisher bekannte Struktur unserer Milchstraße noch einmal dargestellt. Es gibt fünf sich durch ihre Dynamik und Population unterscheidende Bereiche:

3.3 Das Interstellare Medium

Neben Sternen ist ein Teil der galaktischen Materie im interstellaren Medium zu finden - der Raum zwischen des Sternen ist keinesfalls leer. Ein Großteil des Mediums ist Gas, ein weiterer sehr feiner Staub. Des weiteren gibt es kosmische Strahlung und ein interstellares Magnetfeld. Gas und Staub machen ca. 10% der beobachteten galaktischen Materie aus. Die wesentlichen Eigenschaften dieser Komponenten sind in der folgenden Tabelle dargestellt.

Wegen der häufig geringen Temperaturen werden Staub und Gas insbesondere im Infrarot- und Radiobereich beobachtet. Es gibt keine Möglichkeit, Partikel von einer Größe von mehr als 1mm zu beobachten.

Die lokale Massedichte läßt sich nach Oort aus der Verteilung der Geschwindigkeiten senkrecht zur galaktischen Ebene ableiten. Daraus ergibt sich eine Dichte in der Sonnenumgebung von (7.3 ... 10) 10-21 kg m-3 , davon entfallen auf beobachtete Sterne (5.9 ... 6.7) 10-21 kg m-3 und auf das beobachtete interstellare Medium 1.7 10-21 kg m-3, somit verbleibt wenig Raum für sonstige unbeobachtete Komponenten.
 
Eigenschaft
Gas
Staub
Massenanteil 10 % 0.1 %
Zusammensetzung H I, H II, H2 (70%), He (28%), C, N, O, Ne, Na, Mg, Al, Si, S, ... (2%) Feste Partikel
Teilchendichte 10-4 m-3 10-17 m-3 (= 100 km-3)
Massendichte 10-21 kg m-3 10-23 kg m-3
Temperatur 100 K (H I), 104 K (H II), 50 K (H2) 10 - 20 K
Experimenteller Zugang
  • Absorptionslinien in Sternspektren
  • Radiolinien: H 21 cm in Emission und Absorption
  • Rekombinationslinien von H II, He II, C II
  • Moleküllinien
  • Absorption und Streuung von Sternenlicht
  • Interstellare Rötung
  • Interstellare Polarisation
  • Thermale Emission im IR

  •  

    3.3.1 Staub

    Staubteilchen mit einer Größe von der Ordnung der Wellenlänge absorbieren und streuen Licht viel effektiver als Gas und sind somit für die interstellare Extinktion verantwortlich (s. Abschnitt 2.3.2.2). Die Extinktion geht in das Entfernungsmodul ein (s. (2.38)):

    (3.25)

    Die zweite Form ergibt sich für eine konstante Dichte des Staubs mit konstantem a. Der heute gültige Wert für a ist 2 mag kpc-1 für den sichtbaren Spektralbereich. Dies bedeutet eine Extinktion von 30 mag für das galaktische Zentrum!

    Betrachten wir ein kugelförmiges Staubteilchen mit Radius r , so können wir den Extinktionsquerschnitt cext aus der Querschnittsfläche darstellen mit

    (3.26)

    wobei qext ein Extinktionskoeffizient ist. Mit der Staubteilchendichte NS ergibt sich die optische Tiefe als Funktion des Abstandes r:

    (3.27)

    wobei die längs des Sehstrahls gemittelte Staubteilchendichte ist. Aus (3.27) ergibt sich die Extinktion A durch Logarithmieren:

    (3.28)

    In den Extinktionsquerschnitt geht die Größenverteilung der Staubteilchen ein. Der Extinktionskoeffizient ist eine Funktion des Brechungsindex des Materials und des Verhältnisses von Dimension zur Wellenlänge . Für kleine Werte von x ist der Extinktionskoeffizient proportional zu l-4 (Rayleigh-Streuung), bei x » 1 proportional zu l-1 und für größere Werte nahezu konstant (Mie-Streuung).

    Die Wellenlängenabhängigkeit der Extinktion führt neben der Abschwächung auch zur Verfärbung (s. Abschnitt 2.3.2.7) - der Spektralbereich verschiebt sich zu langen Wellenlängen hin (Rötung). Aus Farb-Helligkeits- und Farb-Farb-Diagrammen bzw. durch Klassifikation der Spektren lassen sich die Farbexzesse bestimmen. Z. B. ergibt sich

    (3.28)

    mit dem Farbexzeß . Es zeigt sich, daß die Extinktion im Visuellen proportional dem Farbexzeß B-V ist

    , (3.29)

    somit kann man aus einem ermittelten Spektraltyp und einem gemessenen Farbexzeß eine photometrische Entfernungsbestimmung unter Berücksichtigung der Extinktion durchführen.

    Mit zunehmender Wellenlänge nimmt die Extinktion stark ab, somit kann man im Infraroten oberhalb von 1 µm erheblich "weiter" in die galaktische Scheibe sehen als im Sichtbaren. Bei 2.4 µm ist das galaktische Zentrum sichtbar. Die Polarisation der absorbierten Strahlung zeigt, daß Staubpartikel nicht sphärisch sind und u. U. durch das galaktische Magnetfeld ausgerichtet werden.

    Das Sonnensystem befindet sich ziemlich genau in der ga-laktischen Ebene inmitten der Staubscheibe von ca. 100 pc Dicke. Extragalaktische Ob-jekte sieht man daher am besten in Richtung der galak-tischen Pole - in der galakti-schen Ebene gibt es gar keine Galaxien zu sehen. Aufgrund von Galaxienzählungen kennt man die mittlere Extinktion in Richtung der Pole von D m = 0.51 mag. Aus photometrischen Sternbeobachtungen ergeben sich nur D m = 0.1 mag. Dies erklärt man mit der Inhomogenität der Staubverteilung. Letztere is auch aus Wolf-Diagrammen ersichtlich.

    Das Streulicht von Staubwolken läßt sich in der Nähe von hellen Sternen beobachten, man kennt ca. 500 dieser Reflexions-nebel. Man kann daraus schließen, daß ihr Reflexionsgrad recht hoch sein muß, er ist allerdings wegen der unbekannten Distanzen zwischen Sternen und Wolken nicht genau bekannt.

    Neben Streuung absorbieren Staubwolken Licht bei sichtbaren Wellenlängen und strahlen die Energie im Infraroten wieder ab. Die temperatur des Staubes beträgt im interstellaren Raum ca 10 ... 20 K, mit einem Emissionsmaximum bei 300 ... 150 µm. In der Nähe heißer Sterne kann die Temperatur auf 100 ... 600 K steigen. Die Infrarotstrahlung von Galaxienkernen ist im wesentlichen auf Staub zurückzuführen.

    Aus der Extinktion kann man auf die Bestandteile von Staub schließen - Wassereis, Silikate, und vermutlich Graphit. Die Partikel sind kleiner als 1 µm. Sie werden in den Hüllen von Sternen späten Typs (K, M) gebildet und durch den Strahlungsdruck in den Weltraum getrieben.

     
     
    Links: Dunkelwolken (Staubwolken) in einem Sternentstehungsgebiet mit H II - Region. Rechts: Pferdekopfnebel im Orion.
     

     
     

    Reflexionsnebel in den Pleiaden.

      3.3.2 Interstellares Gas

    Die Masse des interstellaren Gases ist 100 mal größer als die des Staubs, trotzdem ist seine Beobachtung schwieriger. Sie gelang Anfang des Jahrhunderts in Spektren von Doppelsternen, wo scharfe Absorptionslinien nicht den Änderungen der Sichtliniengeschwindigkeit unterworfen sind. Mitunter deuten mehrfache Linien darauf hin, daß das Sternenlicht mehrere sich mit unterschiedlicher Geschwindigkeit bewegende Wolken durchlaufen hat. Im Sichtbaren sind die stärksten Linien von Na I und von Ca II, im UV ist es die Ly a - Linie. Viele Atome sind in erster Linie durch die UV-Strahlung junger, heißer Sterne ionisiert. Die geringe Dichte des Gases erschwert die Rekombination. Die chemische Zusamensetzung umfaßt fast alle leichteren Elemente, in der Hauptsache H (ca. 70%) und He (ca. 30%). Schwere Elemente fehlen fast ganz; diese sind vermutlich in Staubpartikel kondensiert, wo sie nicht zur Linienabsorption beitragen.

    3.3.2.1 Neutraler Wasserstoff

    Atomarer Wasserstoff ist am besten im UV beobachtbar. Die Ly a - Linie wird in den Spektren der Sterne bis 1 kpc Entfernung gemessen. Daraus ergibt sich eine mittlere Dichte von NH = 7 105 m-2 . In unmittelbarer Nähe der Sonne ist die Dichte um eine Größenordnung geringer. Die meisten H-Atome befinden sich im Grundzustand und absorbiert daher Strahlung mit l < 91.2 nm durch Ionisation. Das interstellare Medium ist bei diesen Wellenlängen daher opak; die mittlere freie Weglänge der Photonen bei 90 nm beträgt 1 pc, bei 10 nm einige 102 pc. Im Lyman-Kontinuum kann man daher Sterne nur in unmittelbarer Nähe der Sonne untersuchen.

    Im Radiobereich wird der Hyperfeinstruktur-Übergang des neutralen Wasser-stoffs (Energieunterschied zwischen paralleler und anti-paralleler Orientierung der Spins von Proton und Elektron D E = 5.9 10-6 eV, l = 21 cm) in allen Himmelsrichtungen beobachtet. Die Linie existiert im wesentlichen in Emission. Wegen der langen radiativen Lebensdauer ist die Linie stoßangeregt und ihre Verbreiterung ist auf turbulente und kohärente Bewegungen der Gaswolken zurückzuführen. In einigen Richtungen in der galaktischen Ebene ist die 21-cm-Linie optisch dick und es läßt sich von der gemessenen Intensität über die Helligkeitstemperatur auf die Anregungstemperatur von 125 K schließen. In der galaktischen Ebene ist die Konzentration neutralen Wasserstoffs stark variabel; in den H I - Regionen ist sie 10 - 100 mal höher als der Mittelwert.

    3.3.2.2 Ionisierter Wasserstoff, H II - Gebiete

    In der Nähe heißer Sterne bilden sich Gebiete ionisierten Wasserstoffs - H II - Regionen. Dies betrifft besonders O-Sterne mit Effektivtemperaturen von 30.000 bis 50.000 K, welche hohe UV-Flüsse aufweisen. Das Gas in H II - Regionen leuchtet als Emissionsnebel vorwiegend in den Balmer-Linien, insbesondere Ha . Ein einmal ionisiertes H-Atom bleibt es einige hundert Jahre, bevor es rekombiniert. Als neutrales Atom lebt es nur einige Monate bevor es erneut ionisiert wird. Die spezifische Rekombinationsrate ist in diesem Fall proportional zum Quadrat der Elektronendichte ne. Die Flächenhelligkeit des Emissionsnebels in Ha ist dem Emissionsmaß, dem Integral längs der Sehlinie, proportional.

    Neben den H-Linien gibt es z. T. verbotene Linien anderer Elemente wie O+, O2+ und N+. Sie können im Labor praktisch nicht beobachtet werden und wurden ursprünglich unbekannten Elementen ("Nebulium") zugeordnet.

    H II - Regionen entstehen wenn O und B - Sterne anfangen, das umgebende Medium zu ionisieren. Da das ionisierte Material transparent für die UV-Strahlung ist, dehnt sich die Ionisationszone um den Stern aus. Sie bildet eine scharfe Grenze zu dem neutralen Gas ("Strömgren-Sphäre"). Deren Radius ist für einen B0 V-Stern 50 pc und für einen A0 V-Stern nur 1 pc.
     
     

    3.3.3 Interstellare Moleküle

    Interstellare Moleküle wurden zuerst in den 30ern, jedoch vorwiegend in den 60ern und 70ern entdeckt. Ein erheblicher Anteil des gasförmigen Mediums liegt in Form von Molekülen vor, deren Anteil stark mit der Dichte wächst. Sie entstehen auf den Oberflächen von Staubteilchen; Gas und Staub ist in aller Regel gut vermischt. H2 und CO sind die häufigsten Moleküle.

    Es gibt eine erstaunliche Anzahl komplexer Moleküle, u.a. H2O und Äthanol, insbesondere im Inneren dichter Wolken. Sie werden im Radiobereich anhand von Rotationsübergängen im mm-Bereich gemessen.

    Anhand der Radiostrahlung der Moleküle lassen sich große, dichte Hüllen um H II - Regionen nachweisen. Da ihre Dichte sehr hoch sein kann (109 ... 1010 Moleküle m-2), sind die Massen bis zu 106 Sonnenmassen. Sie gehören zu den massivsten Gebilden der Milchstraße. Die Temperatur in Molekülwolken beträgt 30 ... 100 K.

    Einige interstellare Wolken enthalten sehr kompakte (einige AU) Quellen von MASER-Strahlung der OH, H2O und SiO - Moleküle. Erstere treten im Zusammenhang mit dichten H II-Gebieten und IR-Quellen auf und können mit der Entstehung von Sternen zusammenhängen.
     

    3.4   Sternentstehung und das Vergehen der Sterne

    3.4.1 Protosterne

    Aus der in Sternen konzentrierten Masse und dem Alter der Milchstraße errrechnet sich die mittlere Sternentstehungsrate zu

    .

    Aus Zählungen der O-Sterne schätzt man eine gegenwärtige Entstehungsrate von ca. 3 Sonnenmassen pro Jahr ab. Die Wiegen der Sterne sind offensichtlich kühle und dichte Staubwolken in den Spiralarmen. Erreicht ein Gebiet in den Wolken eine gewisse kritische Masse, so beginnt es zu kontrahieren und zu fragmentieren. Bei diesem Prozeß entstehen bis mehrere Hundert Protosterne.

    Der Kontraktionsprozeß setzt ein, wenn die potentialle Energie der Wolke die kinietische Energie um wenigstens den Faktor 2 übersteigt (Virialsatz). Hieraus läßt sich eine kritische Masse ableiten, oberhalb deren es zur Kontraktion kommt. Diese wird eine Funktion des Drucks P und der Dichte r der Wolke sein, außerdem muß sie die Newton'sche Gravitationskonstante G enthalten. Aus dem Vergleich der Dimensionen erhält man die Jeans-Masse:

    (3.30)

    mit einer dimensionslosen Konstanten C, welche von der Geometrie der Wolke abhängt und von der Größenordnung 1 ist. Der Druck läßt sich mit Hilfe des Gasgesetzes durch die kinetische Gastemperatur ersetzen, die Dichte durch die Teilchenzahldichte n und das mittlere Molekulargewicht m ausdrücken.

    Bei der Annahme eines mittleren Molekulargewichts m von 1.67 10-27 kg (H-Atom) läßt sich (3.30) auch in Einheiten der Sonnenmasse angeben:

    , (3.31)

    wobei T in [K] und n in [m-3] angegeben werden.

    Für eine typische H I - Region ist n = 106 und T = 100 K, damit ist ihre Jeans-Masse ca. 3 104 Sonnenmassen. In den dichtesten Wolken ist n = 1012 und T = 10 K, somit ist MJ = 1 MSonne.

    Man nimmt an, daß der Kollaps in Gebieten um 10 pc mit einigen 103 Sonnenmassen einsetzt. Durch die hohe Transmission im IR heizt sich das kollabierende Gebiet nicht auf, mit zunehmender Dichte verringert sich die Jeans-Masse. Dadurch fragmentiert die kollabierende Wolke in Teile, welche unabhängig weiterkollabieren. Dieser Prozeß hält erst an, wenn mit der Dichte die Opazität für IR-Strahlung - und somit die Temperatur - steigt. Die Jeans-Masse übersteigt nun die Masse der Fragmente und der Sternentwicklungsprozeß setzt ein (Abschnitt 2.5.2). Evtl. überschüssiger Drehimpuls wird in Bildung von Mehrfachsystemen aufgefangen. Der Kollaps wird vermutlich durch Dichtewellen in den Spiralarmen (Abschn. 3.2.4.1) ausgelöst.
     
     

    3.4.2 Planetarische Nebel

    Planetarische Nebel (PN) entstehen um Sterne in den späteren, instabilen Phasen der Entwicklung. Dabei können Sterne ihre gesamte äußere Hülle in den Weltraum abstoßen, wenn das He-Brennen einsetzt. Nur der ehemalige Kern des Sterns bleibt als heißes Objekt zurück. Dessen Strahlung ionisiert den abgestoßenen Nebel, viele Emissionslinien entsprechen verbotnene Übergängen. Die abgestoßene Hülle bewegt mit hohen Geschwindigkeiten (20 ... 30 km sec-1). Sie bilden einen wesentlichen Mechanismus des Eintrags von Sternmaterie in das interstellare Medium. Die symmetrische Form der Hüllen erklärt die Namensgebung. Innerhalb weniger tausend Jahre dissipiert das Material der PN im interstellaren Medium. Man kennt ca. 1000 PN.

    3.4.3 Supernova - Reste

    Ein anderer Mechanismus des Eintrags stellarer Materie in das interstellare Medium ist über Supernova-Explosionen. Deren Reste bilden ausgedehnte Quellen, ähnlich wie H II - Gebiete. Ihr kontinuierliches Spektrum dominiert im Radiobereich, ein Hinweis auf die durch relativistische Elektronen und Resten des Magnetfeldes hervorgerufene Synchrotron-Strahlung als Quelle. Emissionslinien wie z. B. Balmer a werden durch den UV-Anteil der Synchrotron-Strahlung angeregt.

    Supernova-Reste kommen mit ringförmiger und mit irregulärer Struktur vor. Die ringförmigen Reste stammen von Supernovae des Typs I und beziehen ihre Energie aus der eigentlichen Explosion. Die Gashülle bewegt sich mit Geschwindigkeiten um 104 km sec-1 und löst sich nach 100.000 Jahren im interstellaren Medium auf. Beispiel: Schleier-Nebel im Cygnus. Die irregulären Reste beinhalten immer einen kompakten, schnell rotierenden Pulsar, der die Wolke mit Energie in Form relativistischer Elektronen versorgt. Sie leben etwa 104 Jahre. Man kennt um die 120 Supernova-Reste.
     

    3.5 Sternhaufen und Assoziationen

    Durch den gemeinsamen Ursprung während des Entstehungsprozesses befinden sich viele Sterne in Assoziationen und Haufen. Einige der näheren Haufen sind mit bloßem Auge auszumachen (Pleiaden), andere sind nur aufgrund statistischer Methoden nachweisbar. Die Hauptmerkmale sind in Tabelle 1 aufgeführt.
     
    Bezeichnung
    Zahl der Mitglieder
    Art der Sterne
    Bemerkungen
    Assoziationen
    ~101
    O und B, T Tauri Sehr junge und heiße Sterne

    Sterne im Vor-Hauptreihenstadium

    Nur durch Eigenbewegungen identifizierbar

    x Persei, Orion

    Offene Haufen
    ~101 ... ~102
    Hauptreihensterne, wenige Riesen Bestimmung durch kinematische Parallaxen

    Pleiaden, Hyaden

    Kugelhaufen
    ~105
    Hauptreihensterne nur noch als späte Typen

    Ausgeprägter Riesenast, RR Lyrae, W Virginis

    Metallarm

    Elliptische Bahnen um galaktisches Zentrum

    Tabelle 1: Eigenschaften von Haufen.





    Assoziationen gibt es vor allem in den Spiralarmen und lösen sich schnell auf.

    Offene Haufen gibt es in der Scheibe, sie leben u. U. einige 108 Jahre. Die HR-Diagramme der offenen Haufen weisen schmale Hauptreihen aus, die auf die gemeinsame chemische Zusammensetzung der Mitglieder schließen lassen. Ein "Abknicken" der Hauptreihe bei frühen Typen erlaubt eine Altersbestimmung durch Vergleich mit Rechnungen von Sternenmodellen. Interstellare Rötung wird photometrisch bestimmt, durch das Anpassen der Hauptreihe an die der Hyaden (deren Entfernung gut bekannt ist) lassen sich Entfernungen bestimmen. Durch das ungefähr gleiche Alter und den ungefähr gleichen Abstand spielen offene Haufen eine besondere Rolle bei der Sternentwicklung.

    Kugelsternhaufen enthalten sehr viel mehr Sterne sind im Zentrum 10 mal dichter als offene Haufen und wesentlich älter. Die Hauptreihe liegt "tiefer" (absolute Leuchtkraft bei gleicher Effektivtemperatur geringer), dies ist auf die geringe Metallhäufigkeit (< 0.1%) zurückzuführen. Der Übergang in den Riesenast bei mittleren Spektraltypen weist auf das hohe Alter von 10 ... 12 109 Jahren hin. Kugelhaufen sind für die Sternentwicklung sehr wichtig. Leuchtkräftige Veränderliche mit bekannten Perioden-Helligkeitsbeziehungen fungieren als Entfernungsindikatoren.

    Kugelhaufen durchdringen auf ihren exzentrischen Bahnen die galaktische Ebene im Mittel alle 108 Jahre ohne erkennbare Auswirkungen.


     
     

    Kugelsternhaufen M 15. Aufnahme: NOT.