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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 Photonenfeld
2
Sternentstehung
3
Anfangsmassenverteilung (IMF)

Salpeter IMF f(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-a
Leuchtkraft L~Ma
Vortrag: Endstadien der Sternentwicklung
Vortrag: Kompakte Überreste von Sternen
7
Entwicklung einer einfachen
Sternpopulation



Sternaufbaugleichungen
Entwicklungswege in
Abhängigkeit der Masse
L(l,t )
Sternatmosphären



Absorptionlinien
Addition der Sternspektren
je nach IMF und Alter t
Sternentstehungsausbruch
(starburst) bei t=0
Bruzual & Charlot (2003)
8
Sternbildungsrate
SpT
SFR y(t)
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(l-V)/E(B-V)
Drei Sorten Staub




Kleine Körner
Große Körner
PAH
Absorptionskoeffizient g(l)
g (l )  100.4 Al
Al  E (B  V )  R(l1  0.35)
12
Staub Emission



Emission der drei Staubsorten
Schwarzkörperspektrum Bl(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
glow
e-
ghigh
ghigh
e+
22
Photon-Photon Paarproduktion
(
3
 gg   T 1   2
16

 1   
2
4

2   2  3   ln 
 1   

) (
T
 gg
) (
)
 1  4me c 

  

s


2 4
1
2
, s  2  EHE  ELE (1  cos )
s  2mec 2  106 eV
EHE  ENE  2(mc
)
2 2
 1012 eV 2
EHE  1012 eV  ENE  1eV  1m
23
Strahlungs-Transportgleichung
dI
 a I  j
ds
dI
 a I
ds
a = Absorptionskoeffizient
j = Emissionskoeffizient
nur Absorption j =0
Lösung:
s

I ,obs ( s)  I ( s0 )  exp    a ( s' )ds' 
 s0

I ,obs ( s )  I ( s0 )  exp ( t gg )
I
I, obs
s0
s
24
Optische Tiefe
I ,obs ( s )  I ( s0 )  exp ( t gg )



t = 1  Iobs = I0 / e
t < 1  optisch dünn
t > 1  optisch dicht
25
Optische Tiefe
d 2 
t gg ( EHE , x)  c  

0 0 E gr

2
 n( x, E NE )   gg ( EHE , ELE ,  , x)dE NE ddx
26
Absorption von
Gammaphotonen
I ,obs ( s )  I ( s0 )  exp ( t gg )
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
glow
e-
ghigh
ghigh
e+
Vortrag: Propagation von hochenergetischen Photonen
32
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)
35
Galaktischer
Gammastrahlungshintergrund
Strong & Moskalenko (1998)
36