Dazu gehören interstellare Gaswolken, auch Dunkelwolken, die die Bildung von Molekülen erlauben und häufig zu Geburtsstätten von Sternen werden.
Hubble-Space-Telescope-Aufnahme des Nebels NGC 604, 2,7 Mio. Lichtjahre entfernt im Sternbild Triangulum
© Wikipedia: Hui Yang (University of Illinois) / NASA / ESA, 1995
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| Molekülwolken sind interstellare Gaswolken, deren Größe, Dichte und Temperatur die Bildung von Molekülen erlaubt. Sehr dichte und kalte Molekülwolken sind als Dunkelwolken (Dunkelnebel) bekannt, es sind die Geburtsstätten von Sternen. Mehr als die Hälfte der Masse der Milchstraße steckt in den Molekülwolken. Sehr große Molekülwolken werden Riesenmolekülwolken genannt. Deren Masse beträgt etwa 104–107 Sonnenmassen, und sie haben eine typische Ausdehnung von bis zu mehreren hundert Lichtjahren. Etwa 80% des molekularen Wasserstoffs in der Milchstraße ist in Riesenmolekülwolken zu finden. Die Sternentstehung in der Milchstraße und benachbarten Galaxien findet fast ausschließlich darin statt. Sie haben zunächst nur mittlere Dichten von etwa 10–20 g/cm3, kondensieren aber im Zuge der Sternentstehung um Faktoren von etwa 1018 bis 1020. Der Großteil der Riesenmolekülwolken in unser Galaxie befindet sich in den Spiralarmen. Es wird angenommen, dass sie sich dort durch gravitative Instabilitäten aus noch größeren molekularen Gasreservoirs bilden, die Giant Molecular Association (GMA) genannt werden. Riesenmolekülwolken können auch in gravitativ gebundenen Komplexen auftreten, wie beispielsweise dem Orion-Molekülwolkenkomplex. Teilbereiche einer solchen Molekülwolke kollabieren durch Eigengravitation und bilden so fortlaufend neue Sterne, oft in größeren Ansammlungen, den Sternhaufen. Während sich in der Großen Magellanschen Wolke und dem Dreiecksnebel in etwa 25–33% aller Riesenmolekülwolken noch kein Anzeichen für massereiche Sternentstehung zeigt, findet diese in der Milchstraße in fast allen statt. [1] |
| Ein H-II-Gebiet ist eine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas mit einem Durchmesser von manchmal mehreren hundert Lichtjahren, in der die Sternentstehung stattfindet. Junge, heiße, blaue Sterne, die durch lokale Verdichtungen in dieser Gaswolke entstanden sind, strahlen große Mengen ultraviolettes Licht aus, das den Nebel um sie ionisiert. Vorboten eines H-II-Gebietes sind Dunkelnebel in Form riesiger Molekülwolken. Sie sind sehr kalt (10–20 K) und bestehen zum Großteil aus molekularem Wasserstoff. Solche Riesen-Molekülwolken können über eine längere Zeit stabil bleiben. Jedoch können Stoßwellen durch Supernovae, Kollisionen zwischen den Nebeln und magnetische Wechselwirkungen den Kollaps eines Wolkenteils auslösen. Wenn das passiert, kommt es während des Kollabierungsprozesses und der Zerteilung der Wolke zur Sternentstehung. Wenn Sterne in einer Riesen-Molekülwolke entstehen, werden die massereichsten unter ihnen Temperaturen erreichen, die ausreichen, um umliegendes Gas zu ionisieren. Kurz nachdem das ionisierende Strahlungsfeld entstanden ist, erzeugen energiereiche Photonen eine Ionisationsfront, die sich durch das umliegende Gas mit Überschallgeschwindigkeit ausbreitet. Je weiter sich diese Front von ihrem Stern entfernt, desto stärker wird sie abgebremst. Durch den Druck des gerade ionisierten Gases kommt es zur Ausbreitung des ionisierten Volumens. Schließlich erreicht die Ionisationsfront Unterschallgeschwindigkeit und wird durch die Schockfront des ionisierten Nebels eingeholt. Das ist die Geburt eines H-II-Gebietes. Ein H-II-Gebiet bleibt für ein paar Millionen Jahre bestehen. Der Sternenwind der heißen jungen Sterne und Supernovaexplosionen der massereichsten Sterne schiebt das meiste Gas des Nebels weg. H-II-Gebiete haben ihren Namen von der großen Menge an ionisiertem atomarem Wasserstoff (ein Plasmazustand aus einzelnen Protonen), wohingegen H-I-Gebiete atomaren, nicht ionisierten Wasserstoff und molekularen Wasserstoff (H2) beinhalten. H-II-Gebiete können im Universum noch aus sehr großen Entfernungen wahrgenommen werden. [2] |
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[1] Wikipedia (de): Molekülwolke [2] Wikipedia (de): H-II-Gebiet |
Wikipedia (en): Molecular cloud Wikipedia (en): H II region |
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| Daten |
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Erfasst werden Molekülwolken, die ... Anzahl: etwa ... Datensätze. |
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| Quellen und Material |
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| Wikipedia (de) – Listen |
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| Wikipedia (en) – Listen |
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