16. Interstellares Medium

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1 Komponenten: Sterne, Planeten, Gas, Staub, Strahlungs- und Magnetfelder, hochenergetische Teilchen, Strömungen Alle Energiedichten vergleichbar, zahlreiche, dynamische Wechselwirkungen, violent ISM Gas in mehreren Phasen im Druckgleichgewicht: kalt warm heiß ISM wesentlich durch Sternentstehungsrate bzw. Supernova- Rate kontrolliert Chemische Entwicklung einer Galaxie durch Anreicherung mit schweren Elementen aus den Endstadien der Sternentwicklung Folie 1

2 ISM: Dynamisches Gleichgewicht Plasma Magnetic fields Radiation Cosmic Rays Plasma shocks condensation evaporation phases plasma waves conductivity pressure ionization absorption dust reddening heating waves spallation Gamma-Rays Magnetic fields wave dissipation magnetic braking dynamo process reconnection dissipation Zeemaneffect polarisation synchrotron gyration acceleration generation of waves Radiation heating cooling emission 21cm line Synchrotron emission Faraday rotation Comptoneffect reemission dust Čerenkov γ-emission Bremsstrahlung Viele Interaktionen zwischen allenkomponentenführenzu einer Energie-Åquipartition Permanenter Austausch, Input und Verlust von Energie, Materie und Impuls Großräumige Bewegungen durch galaktische Rotation, Materie-Einfall und Ausstrom Zahlreiche Instabilitäten (thermisch, gravitativ, magnetisch) Chemische Gradienten Entwicklung, nicht-statisches Medium Folie 2

3 Neutraler Wasserstoff ROSAT: Diffuse Röntgen-Emission Thermisches Gas Interstellares Medium in mehreren Phasen, wobei annähernd Druckgleichgewicht: P = nkt Kaltes, dichtes Gas: Interstellare Wolken, 10 T[K] 100, enthält Großteil der Masse, Radio-und IR-Beobachtungen Warmes Gas: Zwischenmedium HII-Regionen, T K, optische und UV-Beobachtungen Heißes, extrem dünnes Gas: Supernova-Überreste (SNRs), T 10 6 K, Großteil des Volumens, Röntgenbeobachtungen Verhalten des interstellaren Mediums durch Sternentstehung (= SN-Rate) kontrolliert Folie 3

4 Ionisiertes Gas CGPS (2000): Radio-Karte der Cygnus-Region Beispiel: 10º aus der Cygnus- Region, farbcodiertes Radio+IR- Bild (74cm: rosa; 21cm: grün; 60µm: türkis; 25µm: blau) Beobachtungen in Radio-Wellenlängen nicht durch Absorption der Staubteilchen (blau dargestellte Emission) behindert Zahlreiche dynamische Strukturen im ISM: stellare Windbubbles, SNRs (G , G ), Filamente durch Winde und alte SNRs, Ionisationsfronten, etc. G : d=1.8kpc, v=900km/s, Ø=300pc (etwa 1º am Himmel) Folie 4

5 CO-Karte der Milchstraße Dame et al., 2001 Doppler-Verschiebung der (J=1-0) CO-Linie (λ=2.6mm) gegen galaktische Länge zeigt Bewegungsverhältnisse Struktur und Bewegung der Spiralarme klar erkennbar Einzelne riesige Molekülwolken: giant molecular clouds (GMC) mit M ~ M, R~50 200pc Bewegungen im Zentrum mit hohen Geschwindigkeiten deuten auf hohe Materiedichte im Zentrum Folie 5

6 Interstellares Medium Gas und Staub HST: NGC1999 Neutrales Gas: Großteil der Masse Interstellare Wolken: T~ K, Giant Molecular Clouds mit ~ M, Orte der Sternentstehung, CNM Warmes neutrales Gas, abgeschirmt von UVund Röntgenstrahlung, WNM Ionisiertes Gas: Großteil des Raumes Warmes ionisiertes Medium, HII-Regionen, T~10 4 K, WIM Heißes ionisiertes Medium, SNR, T~10 6 K, Röntgen-Emission, HIM Staubteilchen in allen Phasen vorhanden Prägen Chemie in Interstellaren Wolken, komplexe Moleküle Strahlungsfelder (Absorption, Extinktion, Emission) im Interstellaren Raum Folie 6

7 Staub Absorption und Rötung des Lichtes ESO/VLT: Dunkelwolke in Oph, B68, d=160pc Staubteilchen sind die wesentliche Quelle der interstellaren Absorption Starke Abhängigkeit von der Wellenlänge: Q abs ~ λ -1 Einfluss auf extragalaktische Quellen, z.b. deep-field Beobachtungen Beispiel: IR-Bild einer Dunkelwolke, Extinktion im Visuellen 35 mag (J:1.25 µm, blau; H:1.65 µm, grün; K': 2.16 µm, rot) Folie 7

8 Extinktionskurve der Staubteilchen UV-peak bei 217,5 nm A v / E(B-V): Verhältnis von totaler zu selektiver Absorption Maximum im UV, amorpher Kohlenstoff Werte im UV stark von Form und Größe der Teilchen abhängig λ > 500 nm: ziemlich unabhängig vom Ort der Beobachtung Geringe Extinktion im IR Entfärbung der Daten stets notwendig Folie 8

9 Staubemission in der Milchstraße IRAS: 100μm Absorption im kurzwelligen Bereich, Emission im fernen IR (100 μm) Etwa 10 7 M Staub in unserer Milchstraße Staub in der galaktischen Ebene, h dust ~ 100 pc, zahlreiche Strukturen Sogenannter Cirrus auch in hohen galaktischen Breiten (IRAS- Photometrie) Folie 9

10 Staub in der Milchstraße Beobachtungen im IR durch COBE: 60μm(blau), 100μm(grün), 240μm(rot) Kurzwellige Strahlung von warmen Staubteilchen in unserem Sonnensystem (Zodiakallicht) Aufgeheizter Staub in unserer Milchstraße, Energie durch stellare Strahlungsfelder, Mittlere Temperatur: T 18K, weitere Komponente mit T 5K Zahlreiche extragalaktische Quellen, kosmischer IR-Hintergrund Magellan sche Wolken Folie 10

11 Energiequelle: Strahlungsfelder Input Stellare [W/kpc 2 ] Strahlung Winde SNe Summe Stoßheizung Kinetische Energie ISW Heizung der HII-Regionen Heizung des HI-Gases Gesamte Leistung der Milchstraße Tabelle nach Abbott (1982) Folie 11

12 Galaktische Kosmische Strahlung Propagation durch magnetisiertes, thermisches Plasma der Milch-straße, Diffusions-Advektions-Prozess, typische Aufenthalts-dauer 10 7 Jahre Quellspektrum durch Energieverluste beeinflusst Keine Richtungsinformation, Gyrationsbewegung entlang der Feldlinien Direkte Beobachtung außerhalb der Erdatmosphäre, sonst air-shower arrays, Myonen-Detektoren, Čerenkov- Strahlung Folie 12

13 Cosmic rays: Zusammenfassung Ultra-relativistische, nicht-thermische, geladene Teilchen Homogen (?) in der Galaxie verteilt, geringe Anisotropien Beschleunigungsmechanismus: Fermi-Prozess 1. Ordnung in Stoßwellen, bislang fehlt dazu die experimentelle Bestätigung, eventuell SN1006 Chemische Zusammensetzung entspricht dem ISM (außer LiBeB), typische Verweildauer (Milchstraße) etwa 10 7 Jahre Druck und Energiedichte vergleichbar mit anderen Komponenten des ISM CR-Leuchtkraft etwa erg/s, etwa 10% der SN-Energie bei SN-Rate von 1/30 pro Jahr notwendig Wechselwirkung mit thermischem Gas: Kollision erzeugt neutrale Pionen Zerfall in Gammaquanten mit Eγ >100MeV Folie 13

14 Stellare Strahlung HST: Orion-Nebel Stellare Strahlung ist wichtigste Heizquelle des interstellaren Mediums, starke lokale Effekte Heizung von Gas und Staub durch UV-Photonen Reemission durch Staubteilchen im Infraroten, Indiz für junge Sterne, Diagnostik von Sternentstehung in extragalaktischen Systemen Beispiel: Orion-Nebel-Komplex, nächste Sternentstehungsregion (d=470pc), etwa 2000 junge Sterne, etwa 700 (variable) Röntgenquellen Folie 14

15 HII-Regionen M33, Hα Regionen ionisierten Wasserstoffs um Sterne mit hohem UV-Anteil Aufrechterhaltung durch die stellare UV-Strahlung, d.h. Photonen mit hν 13.6 ev Temperatur: T ~ K Gleichgewicht zwischen Rekombination und Absorption: max. Ausdehnung, Strömgren-Radius Indikatoren für Sternentstehung, wichtige Rolle in Extragalaktik Auftreten in den Spiralarmen, am Beispiel von M33 Folie 15

16 HII-Region: M20=Trifid-Nebel HST visuell Hα Ionisations- und Stoßfronten, Instabilitäten der Grenzfläche Dissoziation und Kompression des Mediums Kühlung der HII-Region durch Spuren schwerer Elemente Folie 16

17 Stellare Winde HST: M1-67 um WR224 Wichtige Energie- und Impulsquelle des interstellaren Mediums, vor allem Winde von jungen, massereichen Sternen, z.b. Wolf-Rayet-Sterne, Verlust der H-Hülle Stellarer Wind breitet sich im ISM aus, Bildung einer sog. Windbubble, kollektive Effekte in einem Sternhaufen Ausbreitung späterer SNRs hängt von der äußeren Dichteverteilung ab Zahlreiche Mechanismen zum Antreiben der Winde wesentlich: Strahlungsdruck auf Atome, Moleküle und Staubteilchen, Wellen, Pulsationen, Rotation,... Folie 17

18 Stellare Winde ISM ESO/VLT: M27, Planetarischer Nebel Sterne M < 8M : Erheblicher Massenverlust am Ende des Sternlebens, sog. AGB-Sterne mit bis zu 10-5 M /Jahr Nuklear prozessiertes Material in der Sternatmosphäre, s-prozess Pulsations- und staubgetriebene Winde, 80% aller Staubteilchen kommen von Roten Riesen Bis zu 3M /Jahr an Staub ins ISM Bildung eines Planetarischen Nebels durch Wechselwirkung des Windes mit dem Wind des Weißen Zwerges Folie 18

19 SNRs und interstellare Wolken SN1987A, 1994 (HST) Explosionswolke überläuft zahlreiche interstellare Wolken Kompression der Wolke durch die Stoßwelle, Erhöhung der Leuchtkraft Strömungsinstabilitäten am Rand der Wolke (Kelvin-Helmholtz), Mischen der beiden Medien Ausbreitung des SNR modifiziert, sog. mass loading der Strömung Erzeugung von Röntgen- und Gamma- Strahlung Kompression der Wolken fördert Bildung neuer Sterne SN1987A, 1997 (HST) Folie 19

20 Elemente in einem SNR Schwere Elemente werden ins ISM geschleudert Chemische Stratifikation der SN-Vorläufersterne, Abbild der verschiedenen nuklearen Brenn-phasen (Zwiebelschalenmodell) Explosionswolke breitet sich im ISM aus, Bildung eines Supernova Remnants (SNR) Ausdehnung eines SNRs hängt von der äußeren Dichte, der SN-Energie und dem Wind des Vorläufers ab XMM: Tycho-SNR Folie 20

21 Entwicklung von SNRs Chandra: Cas A Entwicklung der Explosionswolke verläuft in mehreren Phasen 1. Freie Expansion: ballistische, ungebremste Explosion ins Umgebungs- Medium bis ausgeschleuderte Masse der weggeschobenen Masse des ISM vergleichbar 2. Sedov-Phase: Bildung einer heißen Blase, druckgetriebene, adiabatische Ausdehnung 3. Kühlphase: Radiative Kühlung des SNR dominiert weitere Entwicklung, langsamere Ausdehnung, Instabilitäten 4. Dispersion ins interstellare Medium, Instabilitäten, Fragmentation, kinetische Energie auf interstellaren Wolken verteilt Folie 21

22 OB-Assoziationen CHANDRA (2001): Rosettennebel, Röntgen+optisch Raumbereich mit jungen massereichen O- und B-Sternen OB-Assoziationen sind lose gebunden und lösen sich allmählich auf O-und B-Sterne sind sehr leuchtkräftig, viele ionisierende UV- Photonen OB-Assoziationen oft 100 Sternen Kollektive Effekte von Ionisationsfronten, stellaren Winden und SN-Explosionen Beispiele: Orionnebel (etwa 200 junge Sterne), Rosettennebel OB-Assoziationen: Merkmal gasreicher und irregulärer Galaxien, treten nicht in Elliptischen Galaxien auf Folie 22

23 Kollektive Effekte von SNRs VLT/ESO: N70 in LMC Entwicklung massereicher Sterne in einem Sternhaufen (OB-Assoziation) führt zu räumlich benachbarten SN- Explosionen Bildung von sogenannten Superbubbles, Ausdehnung erreicht galaktische Dimensionen, Abströmung in den galaktischen Halo Wesentlicher Einfluss auf Entwicklung des ISM In anderen Galaxien gut beobachtbar, Beispiel: N70 in der Großen Magelan'schen Wolke (LMC), Durchmesser etwa 100 pc, Material von stellaren Winden und SN-Explosionen Folie 23

24 Junge Sterne Alte Sterne Materiekreislauf PN SNR Weißer Zwerg Neutronenstern ISM, Wolken Schwarzes Loch Folie 24

25 Chemische Entwicklung Zaritsky et al Allgemein: Mittlere Metallizität des ISM steigt im Laufe der Zeit durch stellare Nukleosynthese an Entwicklung chemischer Gradienten innerhalb einer Galaxie, Metallizität nimmt nach außen ab Wechselwirkung mit dem galaktischen Halo und intergalaktischem Medium (IGM): Einfall von metallarmen Material, Abströmen von metallreichem Material Wechselwirkung mit anderen Galaxien, merging, Einfang von Kugelhaufen oder Zwerggalaxien, inhomogene Metallizitäten im Bulge von Galaxien Folie 25

26 Materiekreislauf Zusammenfassung Sternentstehung: Gravitationskollaps, Fragmentation, Drehimpulstransport, Planetensysteme, Sternhaufen, OB-Assoziationen, HII-Regionen,... Sternentwicklung: Hauptreihe, Spektralklassen, thermo-nukleare Reaktionen, Pulsationen, Altersbestimmung, stellare Winde, Strahlungsfelder,... Endstadien: massearme bzw. massereiche Sterne, Rote Riesen, Supernovae, s,r,p-prozesse, stellare Winde, Staubbildung,... Dispersion ins ISM: Planetarische Nebel, Novae und Supernovae, explosive Nukleosynthese, Metalle ins ISM, Stoßwellen, heißes ISM, Interstellare Wolken (Chemie, Staubkoagulation),... Folie 26