5. Interstellare Materie

5. Interstellare Materie
5.1 Komponenten der interstellaren Materie
Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer sondern besteht aus
verschiedenen Materiekomponenten und Feldern. Es gibt dort
• neutrales und ionisiertes atomares Gas (H, He, H+, X,X+,X+2, …),
• molekulares Gas (H2, CO, ….),
• Staubteilchen (Silikate X-SiOx, C-Teilchen, ….),
• relativistische Teilchen (p, α, ….),
• dunkle Materie,
• ein Gravitationsfeld und Magnetfelder.
Verglichen mit dem uns bekanntem “leeren Raum” ist das interstellare Medium ein Hochvakuum (0.01 – 106 Teilch./cm3). Mit Hilfe
von Strahlungsprozessen kann dieses Medium untersucht werden.
26.10.2016
5. Interstellare Materie, H.M. Schmid
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5.2 Strahlungsprozesse von Gas
Das interstellare Gas kann durch Strahlungsprozesse untersucht
werden. Dabei werden die folgenden Hauptprozesse unterschieden:
Absorptionslinien:
Das Licht einer Hintergrundsquelle wird
durch einen Linienübergang zwischen einem
energetisch niedrigen und einem höheren
Zustand in einem Atom oder Molekül für
ganz bestimmte Wellenlängen absorbiert.
Emissionslinien:
Atome oder Moleküle in einem warmen oder
heissen Gas werden durch Stösse in höhere
Energiezustände angeregt, die durch die
Aussendung eines Lichtquants wieder in
Zustände mit kleinerer Energie
zurückkehren.
26.10.2016
5. Interstellare Materie, H.M. Schmid
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Übergänge durch Strahlung und Stösse
Atome (und Moleküle) können dank den
verschiedenen inneren Zuständen
Energie durch Stösse und Strahlungsprozesse aufnehmen, speichern und
wieder abgeben.
Ekin des
Gases
Erad der
Strahlung
1s
2s
Innere Energie
des Teilchens
Ekin des
Gases
Erad der
Strahlung
Teilchenzustände werden definiert durch
3p
2p
Elektronenbahnen, und bei Molekülen
zusätzlich auch durch Rotations- und
Verteilung der Aufenthaltswahrscheinlichkeit des
Elektrons für verschiedene Zustände des H-Atoms
Vibrationszustände.
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Ionisation und Rekombination
Ionisation: Hochenergetische Teilchenstösse und Strahlung
verursachen, nicht nur eine Anregung eines Elektrons in einem
Atom, sondern ein komplettes wegreissen eines Elektrons. Das
Atom wir photo- oder stossionisiert.
Stossionisation: X+i + Eakin(e-)  X+i+1 + Ebkin(2e-)
Photoionisation: X+i + hν  X+i+1 + Ekin(e-)
Stossionisation dominiert für ein sehr heisses Gas (T > 1 MK), das
sich zum Beispiel in einer Blase nach einer Sternexplosion bildet.
Strahlungsionisation wird durch heisse (T>30000 K) Sterne mit
hochenergetischer Strahlung verursacht.
Rekombination: Ein ionisiertes Atom X+i+1 kann unter Ausstrahlung
eines Photons wieder mit einem Elektron rekombinieren.
Strahlungsrekombination: X+i+1 + e-  X+i + hν
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Energieniveaus von Atomen
Wasserstoff HI hat ein sehr einfaches
Energiediagramm weil Zustände mit
verschiedenem Drehimpuls dieselbe
Energie haben.
Wichtige Übergänge sind die Lyman-Linien
im fernen UV (bei 100 nm), und die
optischen Übergänge der Balmer Serie bei
656nm, 481nm, 430n,… .
Ein angeregter Zustand von Wasserstoff
geht innerhalb von etwa 10-8 s unter
Emission eines Lichtquants in einen
tieferen Zustand über.
21-cm Strahlung: Bei Wasserstoff ist der Grundzustand in zwei Niveaus aufgespalten
(Hyperfeinstruktur), je nachdem ob Elektron und Proton dieselbe ↑↑ oder eine
entgegensetzte ↑↓Spinrichtung besitzen. Der Zustand ↑↑ ist energetisch leicht höher und
3 mal so häufig als ↑↓. Es befinden sich deshalb ¾ des Wasserstoffs im Universum in einem
angeregten Zustand der durch die Emission von niederenegetischer Strahlung bei 21 cm im
Radiobereich zerfällt. Der Zerfall ist mit einer Halbwertszeit von etwa 107 J. sehr selten. Weil
es aber so viel HI gibt, ist die 21cm Strahlung eine der wichtigsten Linien in der Astronomie.
26.10.2016
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Komplizierte Atome
Atome mit mehreren Elektronen habe eine
komplexe Struktur und eine kompliziertes
Energienieveau-Diagramm. Die Atomzustände werden nach elektronischem
Zustand (n=1,2,3,..), nach dem Drehimpuls
(s,p,d,f…), dem Elektronenspin und der
Parität unterschieden. Übergänge sind nur
zwischen gewissen Niveaus schnell (10-8 s),
sogenannte Dipolübergänge (mit
ausgezeichneten Linien dargestellt).
Daneben gibt es langsame (~1s) verbotene
Übergänge (mit gestrichelten Linien
dargestellt).
Verbotene Übergänge treten nur bei den
kleinen Dichten im interstellaren Raum auf,
weil das Atom zwischen Anregung und Zerfall
nicht durch einen Stoss gestört werden darf.
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Niveauschema von OIII = O+2
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Emissions- und Absorptionslinienspektren
Zwei Beispiele für Linienspektren:
Oben: das Spektrum des Orionnebels
wird dominiert durch die verbotenen
OIII Linien (Anregung durch Stösse)
und die Wasserstoff-Rekombinationlinien (Anregung durch
Photoionisation und Rekombination).
Unten: Model für die Absorption der
Sternstrahlung durch Wasserstoffgas
zwischen einem Stern und dem
Beobachter. Das oberste Spektrum
zeigt den Effekt von HI, und die
unteren Spektren, den kombinierten
Effekt von HI und H2, wobei im
zweiten Fall eine heisse H2
Komponente mitberücksichtigt
wurde.
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5.3 HII Regionen
HII (=H+) Regionen sind Gaswolken, die durch heisse Sterne photoionisiert
werden. Die beobachtete Linienstrahlung ist die Kühlstrahlung des Nebels.
Es herrscht ein Gleichgewicht zwischen
Heizung durch Photoionisation von Atomen,
wobei die Überschussenergie des ionisierenden
Photons in kinetische Energie Ekin(e-)
umgewandelt wird, und
Kühlung durch Stossanregung von Atomen,
wobei die kinetische Energie der stossenden
Teilchen erst in innere Energie und dann in
Strahlung umwandelt wird.
Es herrscht oft auch ein Gleichgewicht zwischen
Photoionisation (Anzahl der ionisierenden
Photonen)
Rekombination (Anzahl der Rekombinationen im
Nebel)
Orion Nebel (HII Gebiet)
26.10.2016
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5.4 Stossionisiertes Gas
Stossionisiertes, heisses Gas leuchtet im Röntgenbereich durch die
Bremsstrahlung von schnellen Elektronen die mit schweren Protonen oder
anderen Kernen kollidieren. Die typische Geschwindigkeit der Elektronen ist:
= 5000 km/s für eine Temperatur von 106 K.
Heisses Gas entsteht, wenn Gase mit grossen
Geschwindigkeiten
vGas > 1000 km/s kollidieren. Die dynamische
Energie des Gases wird dabei durch die
Kollision in kinetische Energie verwandelt.
Solche Ereignisse entstehen durch
Sternexplosionen, schnelle Sternwinde oder
die Kollision des Gases in zwei kollidierenden
Galaxien. Das heisse Gas expandiert schnell
und es entstehen grosse, heisse Blasen mit
sehr kleiner Teilchendichte (<1 Teilch./cm3)
26.10.2016
Röntgenbild einer jungen, kompakten und
einer älteren grössere Blase nach SNeExplosionen.
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5.5 Interstellarer Staub
Interstellarer Staub sind kleine Festkörper
(<1μm), die sich durch folgende Effekte
bemerkbar machen:
• Auffällige Dunkelwolken (oberstes Bild),
allgemeine Extinktion und Rötung (nächste
Seite) des Licht weil der Staub das Licht
absorbiert. Das blaue Licht wird dabei
stärker absorbiert:
κ(λ) ~ 1/λ
• Starke Infrarotemission, weil die
absorbierte Energie als Wärmestrahlung
wieder abgestrahlt wird (mittleres Bild).
• Polarisation des visuellen Lichts von
Sternen, weil das galaktische Magnetfeld
die länglichen Staubteilchen ausrichtet, so
dass eine Wellenrichtung stärker absorbiert
wird als die Komponente senkrecht dazu.
26.10.2016
The multiwavelenght Milky Way, NASA
5. Interstellare Materie, H.M. Schmid
optical
mid-IR
Mathewson & Ford 1970
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Beispiel für die λ-abhängige Schwächung des Lichts durch den
Staub in einer Dunkelwolke.
21.10.2015
5. Interstellare Materie, W. Schmutz
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5.6 Gaskomponenten in der Milchstrasse
Es gibt 3 vorherrschende Temperaturkomponenten
– Kaltes neutrales Gas T < 100 K
– Warmes photoionisiertes Gas T ~ 10000 K
– Heisses stossionisiertes Gas T > 106 K
T [K]
N(H) [cm-3]
Teilchen
Atomares Gas
100 -1000
~10
H0, Staub, C+, N0, O0,..
Photoionisiertes Gas
~10000
~0.1
H+, e-, Staub, X+i,…
Stossionisertes Gas
>106
~10-3
H+, e-, X+i,…
Molekülwolken
10 – 100
103 – 106
H2, Staub, CO, …
H II – Gebiete
~ 10000
10 – 104
H+, e-, Staub, X+i,…
Gasart
Diffuses Gas:
Dichte Gebiete:
Für die diffusen Komponenten gilt: p ~ N(H) T ~ 1000 K cm-3
 quasi-hydrostatisches Gleichgewicht
26.10.2016
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5.7 Sternentstehung
Sterne entstehen in dichten, kalten (<30 K) Molekülwolken in der Milchstrassenscheibe. Molekülwolken sind oft massereich (>100 Ms) und gravitativ gebunden.
Es ist nicht klar unter welchen Bedingungen sie zu Sternen kollabieren.
Betrachten wir für eine sphärische, protostellare Wolke ein Gleichgewicht
zwischen Gravitationsdruck und Gasdruck (M(r): Masse innerhalb von r):
𝑀 𝑟 𝜌 𝑟
𝑃𝐺 𝑟 = −𝐺
= 𝑃𝑔𝑎𝑠 𝑟 = 𝑛 𝑟 𝑘𝑇(𝑟)
𝑟
Wird der Gasdruck kleiner als der Gravitationsdruck dann kollabiert die Wolke.
Die Wirklichkeit ist viel komplizierter, weil folgende Prozesse eine wichtigen
Einfluss haben:
• Kühlung durch Abstrahlung (Pgas ↓)
• Heizung des Gases durch Strahlung von Sternen oder Turbulenz durch
stellaren Massenverlust (Pgas ↑)
• Magnetfelder P = Pgas + Pmagn ( ~B2/8π)
• Drehimpuls (|Pgrav| ↓ Zentrifugalkräfte)
• Druckwellen (Aussendruck, Kompression)
26.10.2016
5. Interstellare Materie, H.M. Schmid
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Kollaps einer protostellaren Wolke
Fragmentation: Der Drehimpuls einer
Wolke verhindert effektiv den Kollaps.
Die Bildung von Fragmenten mit kleinem
“internen” Drehimpuls hilft, weil der
globale Drehimpuls erhalten bleibt.
Wegen dieser Drehimpuls-Fragmentation
entstehen Sterne sehr oft in Sternhaufen.
Drehimpuls(ab)transport
durch globale B-Felder
26.10.2016
Entmagnetisierung durch
Diffusion der Ionen
5. Interstellare Materie, H.M. Schmid
Drehimpulsspeicherung
in Mehrkörpersystemen
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Virialtheorem: Stabilität einer Gaswolke
2 Ekin + Epot = 0
Das Virialtheorem gilt für den zeitlich gemittelten (relaxierten) Zustand eines
Systems in einem Gravitationsgleichgewicht, z.B. für eine selbstgravitierende
Gaswolke, eine Stern, Planetensysteme, und Sterne oder Galaxien in Haufen.
Jeans-Masse: Für gegebene T und ρ des Gases definiert das Virialtheorem eine
stabile Wolkenmasse (homogene Gaskugel), die sogenannte Jeans-Masse:
Ekin = 3/2 nkT und Epot = -3/5 GM2/R  MJ = const. T3/2/ρ1/2
Interessanterweise ist die Jeans-Masse für typische Parameter von
Molekülwolken gerade etwa einer Sonnenmasse
MJ ≈ M S
(für T=10 K, nH2=2 10+5 cm-3 entspricht ρ=7 10-19g/cm3)
Dies bedeutet, dass Molekülwolken gerade die richtigen Parameter zur Bildung
von sonnenähnlichen Sternen besitzen.
26.10.2016
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Kontraktion einer Gaswolke
Falls für eine Gaswolke die Energieerhaltung gilt
Ekin + Epot = const,
besteht ein Widerspruch zum Virialtheorem
2 Ekin+Epot = 0.
Energieerhaltung bedeutet:
Zunahme Epot  Abnahme Ekin (Ausdehnung  Abkühlung)
Abnahme Epot  Zunahme Ekin (Kontraktion  Aufheizung)
Im Wiederspruch zum Virialtheorem:
z.B. ΔEkin = - ΔEpot
E’pot + 2 E’kin = Epot-ΔEpot + 2(Ekin+ΔEpot) ≠ 0
Neuer Zustand ist nicht Gleichgewichtszustand
Abnahme der pot. Energie nur möglich, falls die totale Energie des
Systems verkleinert wird
 es braucht eine Energieabstrahlung von L=ΔEpot/2
26.10.2016
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Kontraktionsphase
Bei der Entwicklung einer Wolke zu einem Protostern gibt es
zwei Kontraktionsphasen:
1. Kollaps = quasi freier Fall zum Zentrum
Die Wolke muss optisch dünn sein damit das ganze Gasvolumen
Energie abstrahlen kann
2. langsame (quasi-hydrostatische) Kontraktion
Die Wolke ist optisch dick und die Überschussenergie kann nur
von der Oberfläche abgestrahlt werden  Protostern
Die Dauer der quasi-statischen Kontraktionsphase entspricht in
erster Näherung der Kelvin-Helmholz-Zeit:
𝐸𝑝𝑜𝑡 𝐺𝑀2
𝑡𝐾𝐻 =
≈
𝐿
𝑅𝐿
Für eine Sonnenmasse ist tKH ≈ 30 Mio. Jahre
26.10.2016
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