Interstellare Materie

Zusammenfassung

Zwischen den Sternen des Milchstraßensystems fein verteilte Materie trat in den Gesichtskreis der Astronomen zuerst in Gestalt der Dunkelwolken, welche das Licht der hinter ihnen befindlichen Sterne durch Absorption schwächen und röten. Aber erst 1930 konnte R. J. Trümpler zeigen, daß auch außerhalb der erkennbaren Dunkelwolken interstellare Absorption und Verfärbung in der ganzen Milchstraße bei der photometrischen Messung von Entfernungen über wenige hundert parsec keineswegs zu vernachlässigen sind. Schon 1922 hatte E. Hubble erkannt, daß die galaktischen (diffusen) Reflexionsnebel (wie sie z. B. die Plejaden umgeben) durch Streuung des Lichtes relativ kühler Sterne an kosmischen Staubwolken entstehen, während in den galaktischen (diffusen) Emissionsnebeln interstellares Gas durch die Strahlung heißer Sterne zur Emission eines Linienspektrums angeregt wird. Daraufhin kam in den Jahren 1926/27 die Erforschung des interstellaren Gases rasch in Gang. Zwar hatte schon 1904 J. Hartmann die „stationären“ CaII-Linien entdeckt, welche in den Spektren von Doppelsternen die Bahnbewegung nicht mitmachen, aber erst 1926 entwickelten A. S. Eddington von der Theorie, O. Struve, J. S. Plaskett U. a. von der Beobachtung her die Vorstellung, daß die interstellaren Call-, NaI-... Linien in einer durch die Strahlung der Sterne teilweise ionisierten Gasschicht entstehen, welche die ganze Scheibe der Milchstraße erfüllt und auch an deren (differentieller) Rotation teilnimmt. Auf der anderen Seite gelang 1927 I. S. Bowen die lange gesuchte Identifikation der „Nebuliumlinien“ in den Spektren der Gasnebel als verbotene Übergänge in den Spektren von [OII], [OIII], [NII]…, und H. Zanstra entwickelte die Theorie des Nebelleuchtens. Erst etwa zehn Jahre später erkannte man, daß auch im interstellaren Gas — wie in den Sternatmosphären — der Wasserstoff das weitaus überwiegende Element ist. O. Struve und seine Mitarbeiter bemerkten zunächst, daß die Annahme großer Wasserstoffhäufigkeit die quantitativen Schwierigkeiten bezüglich der Ionisation des interstellaren Gases erheblich verringerte. Sodann entdeckten sie mit Hilfe ihres sehr lichtstarken Nebelspektrographen, daß viele O- und B-Sterne, bzw. Gruppen derselben, von einer ziemlich scharf begrenzten Region umgeben sind, die in der roten Wasserstofflinie Ha leuchtet. Hier muß der interstellare Wasserstoff also ionisiert sein. Die Theorie dieser HII-Regionen hat dann 1938 B. Strömgren entwickelt.

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