Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Kosmische Strahlung in
unserer Galaxie
Das Interstellare Medium
Gas
Staub
Sternentstehung und -entwicklung
Interstellares Photonenfeld
Wechselwirkung von kosmischer Strahlung
Photonen
geladene Komponente
1
Interstellares Photonenfeld
2
Sternentstehung
3
Anfangsmassenverteilung (IMF)
Salpeter IMF φ(m) dm ~ m-a, a=2.35
4
Spektralklassen
5
Merken !
Massereiche (M > 10 Msun) Sterne (O, B)
Kurze Lebensdauer (<108a)
Emission im UV (T > 104 K)
Hohe Gesamtleuchtkraft auf kurze Zeit
Massearme (M < 1 Msun) Sterne (Sonne)
Lange Lebensdauer (>1010a)
Emission im Optischen/NIR (T < 103 K)
Niedrige Gesamtleuchtkraft auf lange Zeit
6
Sternentwicklung
Hauptreihe Wasserstoffbrennen
Zeit auf der
Hauptreihe tMS ~M1-α
Leuchtkraft L~Mα
Vortrag: Endstadien der Sternentwicklung
Vortrag: Kompakte Überreste von Sternen
7
Entwicklung einer einfachen
Sternpopulation
Sternaufbaugleichungen
Entwicklungswege in
Abhängigkeit der Masse
L(λ,τ )
Sternatmosphären
Absorptionlinien
Addition der Sternspektren
je nach IMF und Alter τ
Sternentstehungsausbruch
(starburst) bei τ=0
Bruzual & Charlot (2003)
8
Sternbildungsrate
SpT
SFR ψ(τ)
Timescale
Burst
Single Burst
--
E
Exponential
1
Gyr
S0
Exponential
2
Gyr
Sa
Exponential
3
Gyr
Sb
Exponential
5
Gyr
Sc
Exponential
15 Gyr
Sd
Exponential
30 Gyr
Im
Constant
--
9
Sternpopulationen Metallhäufigkeit
Population I
Metallreiche Sterne, Sonne,
Scheibe, Spiralarme, Zs=0.02
jüngste Population
Population II
Metallarme Sterne, Halo,
Z=10-4 Zs
alte Sternenpopulation
Population III
„Allererste Sterne“ mit
primordialer
Zusammensetzung (Vortrag:
Dunkle Materie Sterne)
10
Metallizität
11
Staubmodell
Extinktionskurve:
E(λ-V)/E(B-V)
Drei Sorten Staub
Kleine Körner
Große Körner
PAH
Absorptionskoeffizient g(λ)
g (λ ) = 10 −0.4⋅ Aλ
Aλ = E (B − V ) ⋅ R(λ−1 − 0.35)
12
Staub Emission
Emission der drei Staubsorten
Schwarzkörperspektrum Bλ(T)
Drei Temperaturen
Kalter Staub 20 K, Warmer Staub 100 K, PAH (~400K)
13
M82 - Starburst Galaxy
Silva et al. (1998)
Abstand 3.28 Mpc
Wechselwirkung mit
M81 vor 108y
Salpeter IMF
Sternbildungsrate: 3
Msun y-1 für ca. 3 Gyr
Hoher UV Fluss wird
zu hohem FIR Fluss
14
M51 - Spiralgalaxie
Abstand 9.6 Mpc
Keine besondere
Aktivität
Gesamte
Baryonische Masse
1.55 1011 Msun
Beide Maxima auf
gleicher Höhe
15
Ortsabhängigkeit
16
Staub und Gas Verteilung
Strong & Moskalenko (1998)
17
Verteilung in der Galaxie
Strong & Moskalenko (1998)
18
Lokales interstellares
Photonenfeld
Strong & Moskalenko (2006)
19
Änderung entlang der
galaktischen Ebene (ISRF)
Strong & Moskalenko (2006)
Extragalaktisches Photonenfeld (EBL) siehe Vortrag:
Propagation von hochenergetischen Photonen
20
Zusammenfassung
Verteilung von Gas
Verteilung von Staub
Interstellares Photonenfeld in unserer
Galaxie
Wechselwirkung von
Gammaphotonen
Wechselwirkung von geladener
kosmischer Strahlung
21
Photon-Photon Paarproduktion
γlow
e-
γhigh
γhigh
e+
22
Photon-Photon Paarproduktion
σ γγ
(
3
= σT 1− β 2
16

 1 + β 
2
4

2β β − 2 + 3 − β ln
 1 − β 

) (
σT
σ γγ
) (
)
 1 − 4me c 

β = 

s


2 4
1
2
, s = 2 ⋅ E HE ⋅ ELE (1 − cos Θ )
s > 2me c 2 ≈ 106 eV
(
EHE ⋅ E NE > 2 mc
)
2 2
≈ 1012 eV 2
EHE ≈ 1012 eV ⇒ E NE ≈ 1eV ≈ 1µm
23
Strahlungs-Transportgleichung
dIν
= −aν Iν + jν
ds
dIν
= −aν Iν
ds
αν = Absorptionskoeffizient
jν = Emissionskoeffizient
nur Absorption jν =0
Lösung:
s

Iν ,obs ( s ) = Iν ( s0 ) ⋅ exp − ∫ aν ( s ' )ds ' 
 s0

Iν ,obs ( s) = Iν ( s0 ) ⋅ exp(− τ γγ )
Iν
Iν, obs
s0
s
24
Optische Tiefe
Iν ,obs ( s ) = Iν ( s0 ) ⋅ exp(− τ γγ )
τ = 1 Iobs = I0 / e
τ < 1 optisch dünn
τ > 1 optisch dicht
25
Optische Tiefe
d 2 ∞
τ γγ ( EHE , x) = c ∫ ∫
∫
0 0 E gr
µ
2
⋅ n( x, E NE ) ⋅ σ γγ ( EHE , ELE , µ , x)dE NE dµdx
26
Absorption von
Gammaphotonen
Iν ,obs ( s) = Iν ( s0 ) ⋅ exp(− τ γγ )
EBL
27
Krebsnebel
Vortrag: TeV-Beoobachtungen von Supernova-Überresten
Vortrag: Photonoszillation
28
Galaktisches Zentrum
Vortrag: Suche nach Dunkler Materie
29
Zukunft: CTA
Mögliche Teleskopverteilung für CTA
H.E.S.S. Teleskope
30
Weitere Zukunkftsprojekte
MT, (2008)
31
Extragalaktische Absorption
γlow
e-
γhigh
γhigh
e+
Vortrag: Propagation von hochenergetischen Photonen
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Primäre Kosmische Strahlung
Proton(Kern)spektrum als
Funktion des Ortes nur
lokale Beobachtungen
33
Primäre Kosmische Strahlung
Proton(Kern)spektrum als
Funktion des Ortes nur
lokale Beobachtungen
Elektronspektrum als
Funktion des Ortes Radiobeobachtungen !
Energieverluste !
Berechnung der
Propagation entlang einer
Sichtlinie
Wichtigste Beobachtung:
entstehende diffuse
Gammastrahlung
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Wechselwirkung geladener
Kosmischer Strahlung
1) Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung
(KS und ISM) (katastrophaler Verlust + Emission
dominant > 100 MeV
2) Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an
Kernen des ISM (Energieverluste + Emission wichtig
<100MeV)
3) Inverse Compton Streuung von Elektronen am
interstellaren Photonenfeld (Energieverluste + Emission
wichtig <100 MeV)
Synchrotronemission (Energieverlust + Radioemission)
Ionisation (Energieverlust)
Coulomb-Wechselwirkung (Energieverlust)
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Galaktischer
Gammastrahlungshintergrund
Strong & Moskalenko (1998)
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