Kosmische Strahlung in unserer Galaxie
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Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente 1 Interstellares Medium 2 Komponenten des Interstellaren Mediums Gas (direkt und indirekt) Staub (indirekt) Photon-Proton (Kern) WW Photon-Photon Paarerzeugung Sternen (optischen und nah Infraroten ~0.1-1mm) Staub (nah und fernes Infrarot (~1-100mm) Gas (Linien und kont. Emission UV bis Infrarot) Synchrotronemission von rel. Elektronen (Radiobereich) Magnetfelder (direkt) Rötung von Sternenlicht „Verdeckt“ Sterne im optischen Photonenemission (s.u.) Photonenfelder (direkt) Proton-Proton (Kern) WW Ionisation Anregung von Gasatomen Fragmentation von schweren Kernen CoulombWW mit ionisiertem Gas Absorption von ionisierenden Photonen Photonenemission (s.u.) Synchrotronverluste Ablenkung Diffusion Abhängig vom Weg des Teilchens ! 3 Interstellares Gas - Überblick 4 Longair Table 17.1 Verteilung in der Milchstrasse Longair Abb.17.2 5 Komplexes Wechselspiel 6 Emission unserer Galaxie Rel. Elektronen Neutrales Gas Molekülwolken Staub Sterne + Staub Sterne Heisses Gas (siehe nächste Woche) 7 Interstellares Photonenfeld • Sternen (im Optischen und nahen Infrarot ~0.1-1mm) • Staub (nah und fernes Infrarot (~1-100mm) • Gas (Linien und kont. Emission UV bis Infrarot) • Synchrotronemission rel. Elektronen (Radiobereich) 8 Offener Sternhaufen, Pleiaden Annahmen Energiebereich: UV bis fernen Infrarot Ohne Kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung Energie stammt aus Sternen durch Kernfusion Photonen werden durch Staub und Gas gestreut, absorbiert und emittiert Betrachtung von Kontinuumsemission, keine Linien 9 Vorgehen Beschreibung von Sternen Sternentstehung Sternentwicklung Absorption durch Gas und Staub Reemission durch Gas und Staub Abhängig vom Ort in der Milchstrasse 10 Physikalische Größen Gesamtleuchtkraft Spektrale Energieverteilung Variabilität ? Abstand zum Beobachtungsort M, R, r, T, M (L), m,… Alter des Sterns (Entwicklung) Ort des Sterns Protostern (Jets, Scheibe, Staubtorus) Hauptreihenstern Riesenstern Stern am Ende seiner Entwicklung Scheibe, Halo, … Haufen Art des Sterns Einzelstern, Binärsystem 11 Spektralklassen Licht aus Photosphäre durchdringt dünnere Atmosphärenschichten des Sterns Elemente absorbieren charakteristische Wellenlängen Bei Rekombination ändert sich Richtung und Wellenlänge des emittierten Lichts Aufschluss über chemische Zusammensetzung und Temperatur der Sternatmosphäre 12 Spektralklassen Klasse Farbe O B A F G K M blau blau-weiß weiß weiß-gelb gelb orange rot-orange Temperatur (K) 50000 28000 9900 7400 6000 4900 3500 Leuchtkraft L* 100000 1000 20 4 1 0,2 0,01 Durchmesser d* 10 5 1,7 1,3 1 0,8 0,3 Masse m* 50 10 2 1,5 1 0,7 0,2 Lebensdauer (a) 107 108 109 5·109 1010 5·1010 1011 Alnilam Rigel Sirius Procyon Sonne Aldebaran Beteigeuze He II He I MG II Balmer (H I) H I, Ca II Ca II Ca I Beispiel Charakteristische Absorptionslinien 13 Spektralklassen 14 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 15 Anfangsmassenverteilung (IMF) Salpeter IMF f(m) dm ~ m-a, a=2.35 16 Sternentstehung 17 Große Molekulare Wolken 105-106 Msun Individuelle „Klumpen“ 103-104Msun Radien von 2-5 pc nH = 3x108m-3 „Klumpen“ haben Kerne Molekulare Wolke bei 2.6 mm J=10 Übergang von CO 1 Msun 0.1pc nH=1010m-3 Noch dichtere „Klumpen“ 20-100 Msun Radien von 0.3-0.6 pc nH=109m-3 Kerne 1012m-3 (Blitz & Thadeus 1980 ApJ, 241, 676) 18 Probleme beim Kollaps Kollaps von H2-Gasdichten nH = 109 m-3 zu Dichte in einem Stern nstar = 1039 m-3 Energie-problem: Kollaps braucht instabilen Zustand Heiz-problem: Temperatur erhöht sich bei Kollaps Drehimpuls-problem: Drehimpulserhöhung bei kleiner werdenden Radii Drehimpulserhaltung Magnetfeld-problem: Feldstärke des Magnetfeldes in der molekulare Wolke erhöht sich 19 Jeans‘ Kriterium Virial Theorem: Ekin = -½ Epot Späherische GMW Masse M, Temperatur T, Radius R, Dichte r, Molekular-Gewicht m Ekin M 3 kT mmH 2 Jeans‘ Masse E pot 5kT M GmmH 1/ 3 Jeans‘ Länge 3M J R 4r 3 GM 2 5 R 3/ 2 1/ 2 3 4r MJ 1/ 2 15kT 4Gmr RJ 20 Freie Fall Zeit M J 9.3 10 (T / m ) 4 RJ 10 (T / mnH ) 4 1/ 2 2 RJ t ff t ( RJ ) GM J 3 3/ 2 nH 1 / 2 M sun pc 10 nH 7 10 3 1m 1 / 2 Berechne mit typischen Werten für HI Wolken und Molekularen Wolken zum Vergleich 21 Verlauf des Kollaps Wolkenradius R ist Lösung von d 2R GM , M M J , R(0) RJ , R(0) 0 2 2 dt R(t ) 22 Massenverteilung 23 Ende des Kollaps: Mjmin Energie Eth muss in der Zeit tff abgestrahlt werden, um aufheizen zu verhindern Eth = ½ Epot t ff (3 / 2rG)1/ 2 1 3GM 2 Eth 2 5R Eth 3G M J L ff t ff 10 2 RJ 3/ 2 Lrad 5/ 2 Energie wird max. als Schwarzkörper 2 abgestrahlt 4 Lrad 4RJ T 24 Ende des Kollaps: Mjmin Eth 3G M J L ff t ff 10 2 RJ 3/ 2 Lrad Lrad 4RJ T 2 Dies kann (numerisch ) gelöst werden. Daraus ergibt sich MJ MJ 5/ 2 min 1/ 4 T 2 1.2 10 M sun 1/ 2 9 / 4 m T=20K, m=2: MJmin=5x10-3 -1/2 Msun 25 4 Sternentstehung 26 Protosterne HH47 HH30 27 Vorhauptreihenentwicklung 28 Sternentwicklung Hauptreihe Wasserstoffbrennen Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-a Leuchtkraft L~Ma 29 Entwicklung einer einfachen Sternpopulation Kneiske et al. (2002) 30 Sternbildungsrate SpT SFR 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 -- 31 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 „Allerersten Sterne“ mit primordialer Zusammensetzung 32 Metallizität 33 Staubmodell Extinktionskurve E(B-V) Reemission als Schwarzkörper 34 Koordinatensystem 35 Staub und Gas Verteilung 36 Verteilung in der Galaxie 37 Lokales Photonenfeld 38 Änderung entlang der galaktischen Ebene 39 Zusammenfassung Verteilung von Gas Verteilung von Staub Interstellares Photonenfeld in unserer Galaxie Wechselwirkung von geladener kosmischer Strahlung Wechselwirkung von Gammaphotonen 40
