Quelltext der Seite Molekülwolke

[[Datei:Chamaeleon I Molecular Cloud (NIRCam Image) 01.jpg|mini|hochkant=1.5|Region der dunklen Molekülwolke [[Chamaeleon I]]]]
[[Datei:"Finger of God" Bok globule in the Carina Nebula.jpg|mini|Eine etwa 2 Lichtjahre große Molekülwolke im [[Carinanebel]]]]
'''Molekülwolken''' sind [[Interstellarer Raum|interstellare]] [[Gaswolke]]n, deren Größe, [[Dichte]] und Temperatur die Bildung von [[Molekül]]en erlaubt. Sehr dichte und kalte Molekülwolken sind als [[Dunkelwolke]]n bekannt, es sind die [[Sternentstehungsgebiet|Geburtsstätten von Sternen]]. Mehr als die Hälfte der ([[Baryonische Materie|baryonischen]]) Masse der [[Milchstraße]] steckt in den Molekülwolken.

== Arten von Molekülen ==
Hauptbestandteil einer solchen Wolke ist molekularer [[Wasserstoff]] (H<sub>2</sub>), entsprechend der [[Elementhäufigkeit|Häufigkeit der Elemente]]. Dieser ist jedoch sehr schwierig zu beobachten, weshalb seine [[Häufigkeit]] oftmals nur mithilfe anderer Moleküle bestimmbar ist. Das mit am einfachsten zu beobachtende Molekül ist [[Kohlenstoffmonoxid|Kohlenmonoxid]]&nbsp;(CO), dessen [[Spektrallinie]]n mit [[Radioteleskop]]en nachgewiesen werden können. Die Häufigkeit anderer Moleküle ist jedoch mindestens um den Faktor&nbsp;1000 niedriger als die Häufigkeit von H<sub>2</sub>.

Wenn die Wolke dicht genug ist, können sich viele Arten von Molekülen bilden, bis hin zu komplexen [[Aminosäure]]n.<ref>Kuan et al. (ApJ 593, 848, 2003).</ref> Eine gewisse Dichte ist notwendig, um die Moleküle vor Strahlung zu schützen, die die Moleküle sonst wieder zerstört.

Ab Mitte der 1960er Jahre wurde mit Radioteleskopen eine Vielzahl von Molekülen im [[interstellares Medium|interstellaren Medium]] nachgewiesen, unter anderem das [[Cyanid|Cyan-]] (CN) und das [[Hydroxyl-Radikal]] (OH). Diese Moleküle emittieren Strahlung im Millimeter-Wellenlängenbereich. Inzwischen sind über 150 unterschiedliche Moleküle<ref>[http://www.astrochemistry.net www.astrochemistry.net]</ref>
in Molekülwolken entdeckt worden, wie z.&nbsp;B. [[Wasser]] (H<sub>2</sub>O), [[Cyanwasserstoff]] (HCN) oder [[Ethanol]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>O). Kohlenmonoxid ist von besonderer Bedeutung für die  Erforschung der Molekülwolken, weil man auf Grund des CO/H<sub>2</sub>-Verhältnisses die Masse einer solchen Wolke bestimmen kann.

== Riesenmolekülwolken ==
[[Datei:Messier-42-10.12.2004-filtered.jpeg|miniatur|Der [[Orionnebel]]]]
Sehr große Molekülwolken werden [[Riesenmolekülwolke]]n (GMC – ''Giant Molecular clouds'') genannt. Die Masse dieser GMCs beträgt etwa 10<sup>4</sup>–10<sup>7</sup> [[Sonnenmasse]]n&nbsp;(M<sub>☉</sub>), und sie haben eine typische Ausdehnung von&nbsp;50 bis hin zu mehreren hundert [[Parsec]].

Etwa 80 % des molekularen Wasserstoffs in der Milchstraße ist in GMCs zu finden. Die [[Sternentstehung]] in der Milchstraße und benachbarten [[Galaxie]]n findet fast ausschließlich in GMCs statt. Sie haben zunächst nur mittlere Dichten von etwa 10<sup>−20</sup>&nbsp;g/cm<sup>3</sup> (das sind ca. 6000 Atome pro cm³), kondensieren aber im Zuge der Sternentstehung um Faktoren von etwa 10<sup>18</sup> bis 10<sup>20</sup>.<ref>[[Helmut Zimmermann (Astronom)|Helmut Zimmermann]] und [[Alfred Weigert]]: ''ABC-Lexikon Astronomie''. [[Spektrum Akademischer Verlag]], Heidelberg <sup>9</sup>2000.</ref>
Der Großteil der GMCs in unser Galaxie befindet sich in den [[Spiralarm]]en. Es wird angenommen, dass sich dort GMCs durch [[gravitativ]]e Instabilitäten aus noch größeren molekularen Gasreservoirs bilden, die GMA ([[Giant Molecular Association]]) 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]].

Da wir in unserer eigenen Galaxie direkt in die [[galaktische Ebene]] blicken und ein Teil der GMCs (gerade vor und hinter dem [[Galaktisches Zentrum|galaktischen Zentrum]]) nicht beobachtbar oder in ihrer Entfernung bestimmbar sind, muss man für ein besseres Verständnis der GMCs auf Beobachtungen naher Galaxien zurückgreifen.

Beobachtungen von GMCs in der [[Große Magellansche Wolke|Großen Magellanschen Wolke]] lassen auf einen Lebenszyklus für GMCs schließen (aufgrund der Entfernung und der mangelnden Empfindlichkeit für [[Leuchtkraft]] lässt sich nur die Entstehung von [[Spektralklasse|O-Sternen]] beobachten):
* Während der ersten 6&nbsp;Millionen Jahre nach ihrer Entstehung gibt es noch keine Sternentstehung in der GMC.
* In den folgenden 13&nbsp;Millionen Jahren findet man erste Zeichen für die Entstehung von Sternen – [[H-II-Gebiet|H-II-Regionen]] formieren sich.
* In den letzten 7&nbsp;Millionen Jahren lassen sich Sternenhaufen mit sehr jungen Sternen beobachten. Das erzeugte [[Strahlungsfeld]] dieser jungen Sterne zerstört im Laufe dieser letzten Phase die gesamte GMC.
Während sich in der Großen Magellanschen Wolke und in [[M33]] in etwa 25–33 % aller GMCs noch ''kein'' Anzeichen für massereiche Sternentstehung zeigt, findet diese in der Milchstraße in fast allen GMCs statt.

== Siehe auch ==
* [[Nebel (Astronomie)]]

== Einzelnachweise ==
<references/>

== Literatur ==
* Fukui, Y. & Kawamura, A.: ''Molecular Clouds in Nearby Galaxies'', ''[[Annual Reviews|Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]'', 2010, vol. 48, S.&nbsp;547–580
* S.W. Stahler & F. Palla: ''The Formation of Stars.'' Kapitel I/3 ''Molecular Clouds'', WILEY-VCH, Weinheim 2004, ISBN 3-527-40559-3

== Weblinks ==
* [http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,238493,00.html Merkwürdige Molekülwolke] ''Im Weltall pulst ein dunkles Herz.'' Spiegel-Online-Artikel über die Dunkelwolke [[Barnard 68]].

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[[Kategorie:Interstellares Medium]]