Was ist der interstellare Raum und wo beginnt er?

Entdecken Sie hier das interstellare Medium mit unserem ultimativen Leitfaden.

Der interstellare Raum ist der Bereich zwischen den Sternen, aber er ist alles andere als leer. Es enthält riesige Mengen an Neutrinos, geladenen Teilchen, Atomen, Molekülen, dunkler Materie und Photonen, die von Strahlung höchster Energie bis zum trägen Licht des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) reichen, wenn auch eher spärlich verteilt.

Nach Angaben des National Radio Astronomy Observatory (NRAO) beträgt der durchschnittliche Abstand zwischen Sternen in der Milchstraße etwa 5 Lichtjahre, obwohl sie in der Nähe des Zentrums der Galaxie stärker gebündelt sind als in den Außenbezirken, wo sich Sonne und Erde befinden gelegen.

Das bedeutet, dass zwischen den Sternen viel Platz ist. Zusammenfassend nennen wir alles, was sich in diesem Raum befindet, das „interstellare Medium“, kurz ISM.

Die Zusammensetzung des ISM wird von den Wissenschaftlern des Infrarotverarbeitungs- und Analysezentrums (IPAC) am Caltech aufgeschlüsselt: Das ISM besteht hauptsächlich aus Atomen von Wasserstoff (~90 %) und Helium (~8 %), also den beiden Atomen Die häufigsten Atome im Universum sind im Urknall entstanden, aber es gibt auch andere Spurenelemente und Moleküle, die nicht mehr als 2 % zum ISM beitragen. Diese Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, sind alle beim Tod von Sternen entstanden und wurden in den Weltraum geschleudert. Je mehr Generationen von Sternen es gibt, desto stärker wird das ISM mit der Zeit an chemischen Elementen angereichert.

Die Grenze zum interstellaren Raum ist weit entfernt, aber vielleicht nicht so weit, wie Sie vielleicht denken. Tatsächlich liegt ein Teil unseres Sonnensystems im interstellaren Raum.

Wie kann das sein? Die Definition dieser interstellaren Raumgrenze ist der Bereich, in dem die magnetische Blase der Sonne schwächer wird und zu Ende geht. Diese magnetische Blase – Heliosphäre genannt – ist mit Plasma (ionisiertes Gas) gefüllt. Die Heliosphäre wird vom Sonnenwind angeblasen, der magnetische Feldlinien von der Sonne wegzieht.

Das Plasma im ISM übt mit seinen eigenen Magnetfeldern und geladenen Teilchen einen nach innen gerichteten Druck auf den Rand der Heliosphäre aus, was zu einer komplexen und variablen Struktur an der Grenze führt. Der Sonnenwind beginnt zwischen 370 und 430 Meilen pro Stunde (600–700 Kilometer pro Stunde) schwächer zu werden, wenn er auf den interstellaren Raum trifft, und verlangsamt sich auf etwa 62 Meilen pro Stunde (100 km/h). Der Zeitpunkt, an dem dies geschieht, wird als Terminationsschock bezeichnet. Die Region in der Heliosphäre jenseits des Terminationsschocks, in der sich der Sonnenwind weiter verlangsamt, wird Heliohülle genannt, und die äußere Grenze der Heliosphäre wird Heliopause genannt. An der Heliopause stoppt der Sonnenwind und weicht dem interstellaren Raum, etwa 18 Milliarden Kilometer von der Sonne entfernt.

Nur zwei aktive Raumschiffe haben jemals die Heliopause überquert und sind in den interstellaren Raum eingedrungen. Dabei handelt es sich um die NASA-Missionen Voyager 1 und 2. Sie wurden 1977 gestartet und besuchten die äußeren Planeten, bevor sie tiefer in den Weltraum vordrangen. Im Jahr 2005 gab Ed Stone vom JPL, der vor seiner Pensionierung im Jahr 2022 Projektwissenschaftler der Voyager war, bekannt, dass Voyager 1 den Terminierungsschock in einer Entfernung von 94 astronomischen Einheiten (8,7 Milliarden Meilen/14 Milliarden km) von der Sonne überquert hatte.

Die NASA gab bekannt, dass Voyager 2 im August 2007 in einer Entfernung von etwa 83 astronomischen Einheiten (7,7 Milliarden Meilen/12,4 Milliarden km) diesem Beispiel gefolgt sei. Voyager 1 und Voyager 2 fliegen in unterschiedliche Richtungen, und die Tatsache, dass sie den Abschlussschock in der Heliohülle in unterschiedlichen Entfernungen von der Sonne durchquerten, legt nahe, dass die Heliosphäre nicht symmetrisch um das Sonnensystem herum verläuft, sondern gequetscht ist. Diese Form entsteht durch das Gleichgewicht der Stärke des nach außen gerichteten Sonnenwinds und des Drucks des ISM auf die Heliosphäre, insbesondere in Richtung der Sonnenbewegung durch den Raum.

Dann gab die NASA bekannt, dass Voyager 1 am 25. August 2012 die Heliopause durchquerte und als erste Raumsonde den Einfluss der Sonne verließ und in den interstellaren Raum eintrat. Dies geschah in einer Entfernung von 121 Astronomischen Einheiten (11 Milliarden Meilen/18 Milliarden Kilometer) von der Sonne, die sich in der „Streuscheibe“ von Kometen am Rande unseres Sonnensystems befindet. Die NASA gab außerdem bekannt, dass Voyager 2 am 5. November 2018 in einer Entfernung von 121 astronomischen Einheiten (11,3 Milliarden Meilen/18,3 Milliarden km) die Heliopause durchquerte und in den interstellaren Raum eintrat.

Aber woher wissen Sie, wann Sie sich im interstellaren Raum befinden? Der Beweis dafür, dass beide Raumschiffe die Grenze überschritten hatten, erfolgte in Form von Veränderungen der Plasmaumgebung um sie herum, insbesondere der Messung eines Rückgangs der Anzahl der Sonnenwindpartikel und einer Zunahme der Anzahl galaktischer kosmischer Strahlung von außerhalb der Heliosphäre.

Das ISM hat eine Struktur, sogar rund um das Sonnensystem.

Das Sonnensystem durchquert derzeit das, was Astronomen die lokale interstellare Wolke nennen, eine dünne Wolke aus neutralem Wasserstoffgas mit einem Durchmesser von etwa 30 bis 40 Lichtjahren, die Jonathan Slavin vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ausführlicher beschrieben hat. Es gibt auch andere Wolken in der Nähe, und wir und alle diese Wolken existieren in der „Lokalen Blase“, die Hunderte von Lichtjahren groß ist und laut Forschung durch uralte Supernovae-Explosionen vor 14 Millionen Jahren relativ frei von Gas und Staub geblasen wurde unter der Leitung von Catherine Zucker aus Harvard. Die Messungen des Magnetfelds in der lokalen interstellaren Wolke durch Voyager 2 zeigen, dass es stärker ist als erwartet, aber immer noch unglaublich schwach – millionenfach schwächer als ein Kühlschrankmagnet – und dass es einigen Turbulenzen ausgesetzt ist, was dazu führt, dass die Ausrichtung des Magnetfelds um 100 % gekippt wird 30 Grad zur Ebene der Galaxie.

Das Magnetfeld dieser interstellaren Wolken ist Teil des gesamten galaktischen Magnetfelds; Jede Galaxie hat ihr eigenes intrinsisches Magnetfeld, dessen Ursprung nicht genau verstanden ist.

Es ist verlockend, sich die lokale interstellare Wolke wie einen Nebel vorzustellen, aber sie ist sehr diffus. Laut Professor Barbara Ryden von der Ohio State University kann die Dichte des ISM bis zu 0,1 Atome pro Kubikzentimeter betragen (in den größeren Nebeln kann die Dichte jedoch 10.000 Atome pro Kubikzentimeter erreichen). Vergleichen Sie dies mit der Luftdichte auf der Erde, die 27 Millionen Billionen (10^19) Moleküle pro Kubikzentimeter beträgt.

Fast das gesamte Medium im interstellaren Raum – etwa 99 % – besteht aus Gas, nur 1 % liegt in Form von Staub- und Eispartikeln vor. Auch wenn der Staubanteil gering ist, kann er einen dramatischen Effekt haben, den Astronomen „Rötung“ oder im schlimmsten Fall „Staublöschung“ nennen.

Staub absorbiert teilweise sichtbare Wellenlängen des Lichts. Wenn also Licht von einem entfernten Objekt durch die staubigen Spiralarme unserer Galaxie oder durch den Staub im interstellaren Raum gelangen muss, wird es dunkler und röter, wie Astronomen der Swinburne University of Technology beschrieben haben. Wenn genügend Staub vorhanden ist, kann er das sichtbare Licht eines Objekts vollständig blockieren.

Während Staub für Beobachtungen mit sichtbarem Licht problematisch ist, kann Infrarotlicht ihn direkt durchdringen, weshalb Astronomen das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) nutzen, um in Nebel zu blicken oder weit entfernte Galaxien zu sehen.

Die Temperaturen im ISM können je nach lokaler Umgebung variieren.

Es gibt überall heißes Gas mit Temperaturen von mehreren Millionen Grad, aber da dieses Gas so dünn ist, würde es sich nicht so heiß anfühlen, wenn man sich darin befände. Wasserstoff, der durch das ultraviolette Licht nahegelegener heißer Sterne ionisiert wird, strahlt mit Temperaturen von mehreren Zehntausend Grad. Am anderen Ende der Skala können Klumpen aus molekularem Wasserstoffgas kaum mehr als 10 Grad über dem absoluten Nullpunkt erreichen.

Es gibt mehr als eine Möglichkeit, den interstellaren Raum zu untersuchen, aber erdbasierte Beobachtungen sind schwierig zu erreichen.

Das Magnetfeld der Heliosphäre trägt dazu bei, unser Sonnensystem vor interstellarer Strahlung zu schützen, die in Form geladener Teilchen, sogenannter „galaktischer kosmischer Strahlung“, auf uns zuströmt. Da jedoch die Stärke des Sonnenwinds und damit die Form und Stärke der Heliosphäre mit dem 11-jährigen Aktivitätszyklus der Sonne zu- und abnimmt, kann diese galaktische kosmische Strahlung manchmal in das Sonnensystem eindringen.

Glücklicherweise wird die Erde sowohl durch ihr eigenes Magnetfeld als auch durch ihre Atmosphäre geschützt, die den Großteil dieser einfallenden interstellaren Strahlung ablenken und blockieren. Diese wirksame Verteidigung des Planeten macht jedoch eine kontinuierliche Beobachtung der galaktischen kosmischen Strahlung von der Erde aus unmöglich.

Wissenschaftler können nicht nur Raumschiffe wie die Voyager in den interstellaren Raum schicken, sondern auch mit Raumschiffen etwas näher an ihrem Heimatort beobachten, was in der Heliopause passiert. Genau das leistet die NASA-Mission Interstellar Boundary Explorer (IBEX), die die Erde umkreist.

IBEX erkennt sogenannte „energetische neutrale Atome“ (ENAs), die sich auf der IBEX-Website des Southwest Research Institute dort bilden, wo die geladenen Teilchen im Sonnenwind auf neutrale oder stabile Atome aus dem interstellaren Raum in der Nähe der Heliopause treffen. Es strömen genügend ENAs zurück in Richtung des inneren Sonnensystems, sodass IBEX bis zu mehrere Dutzend pro Stunde nachweisen kann. Dies ermöglicht es Astronomen, die Wechselwirkung zwischen der Heliosphäre und dem interstellaren Raum anhand der Orte zu untersuchen, an denen der Fluss der ENAs am stärksten und am schwächsten ist, was der Aktivität entspricht an der Heliopause.

Eine wichtige Entdeckung war die eines mysteriösen Teilchenbandes, das über den Himmel verläuft und in dem die ENA-Emissionen zwei- bis dreimal höher sind als anderswo. Der IBEX-Wissenschaftler David McComas von der Princeton University beschrieb das Band in einer NASA-Erklärung als „völlig unerwartet und von keiner Theorie vorhergesehen, bevor wir die Mission flogen“. Das Band bleibt ungeklärt.

Trotz der großen Entfernungen zwischen den Sternen könnten zukünftige interstellare Raumschiffe das ISM möglicherweise als Treibstoff für ihre kolossalen Reisen nutzen.

Um in ein paar Jahrzehnten schnell genug zu reisen, um die nächsten Sterne zu erreichen, würde eine große Menge Treibstoff benötigt. Eine Möglichkeit, möglicherweise ausreichend Strom zu erzeugen, ist die Kernfusion. Allerdings würde die für die Fusion erforderliche Treibstoffmenge die Startmasse eines interstellar fliegenden Raumfahrzeugs erheblich erhöhen, was bedeutet, dass es noch mehr Treibstoff benötigen würde, um eine Geschwindigkeit von 12 % der Lichtgeschwindigkeit zu erreichen, wie vom Projekt der British Interplanetary Society vorgeschlagen Daedalus-Studie.

Es gibt eine Möglichkeit, wie ein Raumschiff während seiner Reise seinen Treibstoff sammeln könnte. Der ionisierte Wasserstoff, der das ISM füllt, ist ein perfekter Brennstoff für die Kernfusion. Ein Raumschiff könnte im Prinzip ein riesiges kegelförmiges Magnetfeld erzeugen, das sich vor dem Raumschiff ausbreitet, den ionisierten Wasserstoff aufnimmt, komprimiert und durch die Mündung des Magnetkegels in den Fusionsreaktor des Raumschiffs leitet. Ein solches Triebwerk wird als interstellares Staustrahltriebwerk bezeichnet und ist ein Konzept, das 1960 vom Fusionsphysiker Robert Bussard erfunden wurde und vom Institute for Interstellar Studies ausführlicher beschrieben wird.

Allerdings ist es nicht ganz so einfach, wie es sich anhört. Der Magnetkegel muss riesig sein: In einer Region des ISM mit höherer Dichte benötigt er eine Fläche von 10.000 Quadratkilometern, die aus einer 100 km breiten Öffnung austritt, während er in einer Region mit geringerer Dichte austritt , würde es einen Magnetkegel mit einer Fläche von 3,8 Millionen Quadratmeilen (10 Millionen Quadratkilometern) benötigen, der aus einer Öffnung mit einem Durchmesser von 186 Meilen (300 km) herausragt. Außerdem müsste das Raumschiff von vornherein schnell genug fliegen, um schnell genug von dem diffusen Wasserstoff aufnehmen zu können, um eine ausreichende Geschwindigkeit von Fusionsreaktionen zu erzeugen; Berechnungen zeigen jedoch, dass ein Raumschiff, wenn es zunächst auf 2 % der Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden könnte, genug Wasserstoff sammeln würde, um 50 % seines potenziellen Schubs zu erreichen, und von diesem Punkt an könnte das Staustrahltriebwerk die Kontrolle übernehmen.

Mit diesem ISM-Leitfaden der Europäischen Weltraumorganisation können Studierende mehr erfahren. Verfolgen Sie die Fortschritte der Voyager in den letzten Jahren ihrer Missionen, während sie gemeinsam mit der NASA weiterhin den interstellaren Raum erforschen. Lesen Sie mehr über eine mögliche „Interstellare Sonde“, die die Nachfolge der Voyager antreten und im Rahmen einer 50-jährigen Mission das interstellare Medium jenseits der Heliopause erforschen würde.

Der Weg zu den Sternen von Iain Nicolson (William Morrow and Co., 1978)

Projekt Daedalus: Der Abschlussbericht zur BIS-Raumschiffstudie (Journal of the British Interplanetary Society, 1978)

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Keith Cooper ist ein freiberuflicher Wissenschaftsjournalist und Redakteur im Vereinigten Königreich und hat einen Abschluss in Physik und Astrophysik von der University of Manchester. Er ist der Autor von „The Contact Paradox: Challenging Our Assumptions in the Search for Extraterrestrial Intelligence“ (Bloomsbury Sigma, 2020) und hat Artikel über Astronomie, Weltraum, Physik und Astrobiologie für eine Vielzahl von Magazinen und Websites geschrieben.

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