Interstellarer Staub

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Der interstellare Staub ist Teil des interstellaren Mediums, das außerdem noch aus neutralem/ionisiertem Gas, Molekülen, Strahlung und Magnetfeldern besteht. Je nach Herkunft unterscheidet man neben interstellarem Staub auch interplanetaren, planetaren und galaktischen Staub. Der interstellare Staub macht sich im Visuellen vorwiegend durch Extinktion bemerkbar, insbesondere innerhalb der galaktischen Scheibe der Milchstraße. Darüber hinaus ist interstellarer Staub im Infraroten aufgrund seiner Temperaturstrahlung direkt nachweisbar.

Die Staubteilchen haben einen mittleren Durchmesser von etwa 0,3 µm und sind damit mikroskopisch klein. Die genaue Verteilung der Durchmesser der Staubteilchen ist allerdings noch unbekannt und kann stark variieren. Weiters geht man heute davon aus, dass interstellare Staubteilchen deutlich von der idealisierten Kugelform abweichen und ihr Volumen bis zu 40 Prozent Vakuum einschließt. Die Dynamik von Wachstum (durch Anlagerung von zusätzlichem Material) und Zerstörung (durch Supernova-Stoßwellen) der Staubteilchen ist ebenfalls noch weitestgehend unbekannt. Es gilt jedoch mittlerweile als gesichert, dass Sternenstaub nur einen sehr kleinen Beitrag zum interstellaren Staub liefert, das heißt, dass dieser hauptsächlich direkt in der interstellaren Materie entsteht.

Die chemische Zusammensetzung wird bestimmt, indem man die Elementhäufigkeiten im interstellaren Gas bestimmt und mit den Elementhäufigkeiten in der Sonne vergleicht. Sind bestimmte Elemente im Gas abgereichert, so sind sie höchstwahrscheinlich im Staub kondensiert. Als die Hauptbestandteile des interstellaren Staubs gelten:

  • Kohlenstoff in Form von Graphit, jedoch nicht in der typischen planparallelen Schichtung, sondern als Knäuel. Eventuell kommt Kohlenstoff auch in Form von Fullerenen vor.

Typische Staubtemperaturen liegen im Bereich von 10 bis 100 Kelvin. Auf galaktischer Skala kann man zwischen zwei "Staubpopulationen" unterscheiden, nämlich einer kalten und einer warmen Komponente, wobei die Temperaturen bei 10-20 Kelvin bzw. bei über 30-100 Kelvin liegen. Der kalte Staub dominiert dabei die Massenbilanz und ist in Spiralgalaxien meist sehr weit ausgedehnt, ähnlich dem neutralen Wasserstoff. Er macht sich aufgrund der niedrigen Temperatur durch Emission im schwerer zugänglichen, fernen Infrarot ab ca. 100µm bemerkbar. Der warme Staub hingegen ist weniger diffus verteilt und kann mit Sternentstehungsgebieten wie etwa Emissionsnebeln und kalten Molekülwolken assoziiert werden. Denn junge, neu gebildete Sterne emittierten jene starke UV Strahlung, welche für die Erwärmung des interstellaren Staubes verantwortlich ist. Damit wird dieser im mittleren Infrarot beispielsweise mit WISE nachweisbar.

Verweise[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • Genzel R & Cesarsky CJ, Extragalactic Results from the Infrared Space Observatory, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38: 761–814, 2000
  • J. Binney & M. Merrifield, Galactic Astronomy (Princeton Series in Astrophysics), 1998
  • D. C. B. Whittet, Dust in the Galactic Environment (Graduate Series in Astronomy)
  • Mayo J.Greenberg: The cosmic dust connection.Kluwer, Dordrecht 1996, ISBN 0-7923-4365-4
  • Gorden Videen: Optics of cosmic dust. Kluwer, Dordrecht 2002, ISBN 1-4020-0819-8
  • Edmond Murad, Iwan P. Williams: Meteors in the earth's atmosphere - meteoroids and cosmic dust and their interactions with the earth's upper atmosphere. Cambridge Univ.Press, Cambridge 2002, ISBN 0-521-80431-0

Weblinks[Bearbeiten]