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 Medium
2
Komponenten des
Interstellaren Mediums
Gas (direkt und indirekt)
Staub (indirekt)
Photon-Proton (Kern) WW
Photon-Photon Paarerzeugung
Sternen (optischen und nah Infraroten ~0.1-1µm)
Staub (nah und fernes Infrarot (~1-100µm)
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)
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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
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Physikalische Größen
Gesamtleuchtkraft
Spektrale Energieverteilung
Variabilität ?
Abstand zum Beobachtungsort
M, R, ρ, 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
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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
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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
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Anfangsmassenverteilung (IMF)
Salpeter IMF φ(m) dm ~ m-a, a=2.35
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Sternentstehung
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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
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Jeans‘ Kriterium
Virial Theorem: Ekin = -½ E pot
Späherische GMW Masse M, Temperatur
T, Radius R, Dichte ρ, Molekular-Gewicht µ
Ekin
M 3
=
kT
µmH 2
E pot
Jeans‘ Masse
 5kT
M > 
 GµmH
Jeans‘ Länge
 3M J
R > 
 4πρ



1/ 3



3 GM 2
=−
5 R
3/ 2
1/ 2
 3 


 4πρ 
≡ MJ
1/ 2
 15kT 

= 
 4πGµρ 
≡ RJ
20
Freie Fall Zeit
M J = 9.3 ×10 (T / µ )
4
RJ = 10 (T / µnH )
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
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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 E pot
t ff = (3 / 2πρG )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 = η 4πRJ σT
24
Ende des Kollaps: Mjmin
Eth 3G  M J

≥ L ff ≡
=
t ff 10 2  RJ
3/ 2
Lrad
Lrad = η 4πRJ σT 4
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 
η µ 
T=20K, µ=2: MJmin=5x10-3 η-1/2 Msun
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Sternentstehung
26
Protosterne
HH47
HH30
27
Vorhauptreihenentwicklung
28
Sternentwicklung
Hauptreihe Wasserstoffbrennen
Zeit auf der
Hauptreihe tMS ~M1-α
Leuchtkraft L~Mα
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