Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Transkript

1 Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente 1

2 Interstellares Medium 2

3 Komponenten des Interstellaren Mediums Gas (direkt und indirekt) Proton-Proton (Kern) WW Ionisation Anregung von Gasatomen Fragmentation von schweren Kernen CoulombWW mit ionisiertem Gas Absorption von ionisierenden Photonen Photonenemission (s.u.) Staub (indirekt) Rötung von Sternenlicht Verdeckt Sterne im optischen Photonenemission (s.u.) Photonenfelder (direkt) 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) Synchrotronverluste Ablenkung Diffusion Abhängig vom Weg des Teilchens! 3

4 Interstellares Gas - Überblick Longair Table

5 Verteilung in der Milchstrasse Longair Abb

6 Komplexes Wechselspiel 6

7 Emission unserer Galaxie Rel. Elektronen Neutrales Gas Molekülwolken Staub Sterne + Staub Sterne Heisses Gas (siehe nächste Woche) 7

8 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) Offener Sternhaufen, Pleiaden 8

9 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

10 Vorgehen Beschreibung von Sternen Sternentstehung Sternentwicklung Absorption durch Gas und Staub Reemission durch Gas und Staub Abhängig vom Ort in der Milchstrasse 10

11 Physikalische Größen Gesamtleuchtkraft Spektrale Energieverteilung Variabilität? Abstand zum Beobachtungsort M, R, ρ, T, M (L), m, Alter des Sterns (Entwicklung) Protostern (Jets, Scheibe, Staubtorus) Hauptreihenstern Riesenstern Stern am Ende seiner Entwicklung Ort des Sterns Scheibe, Halo, Haufen Art des Sterns Einzelstern, Binärsystem 11

12 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

13 Spektralklassen Klasse O B A F G K M Farbe blau blau-weiß weiß weiß-gelb gelb orange rot-orange Temperatur (K) Leuchtkraft L* ,2 0,01 Durchmesser d* ,7 1,3 1 0,8 0,3 Masse m* ,5 1 0,7 0,2 Lebensdauer (a) Beispiel Alnilam Rigel Sirius Procyon Sonne Aldebaran Beteigeuze Charakteristische Absorptionslinien He II He I MG II Balmer (H I) H I, Ca II Ca II Ca I 13

14 Spektralklassen 14

15 Merken! Massereiche (M > 10 M sun ) Sterne (O, B) Kurze Lebensdauer (<10 8 a) Emission im UV (T > 10 4 K) Hohe Gesamtleuchtkraft auf kurze Zeit Massearme (M < 1 M sun ) Sterne (Sonne) Lange Lebensdauer (>10 10 a) Emission im Optischen/NIR (T < 10 3 K) Niedrige Gesamtleuchtkraft auf lange Zeit 15

16 Anfangsmassenverteilung (IMF) Salpeter IMF φ(m) dm ~ m -a, a=

17 Sternentstehung 17

18 Große Molekulare Wolken M sun Individuelle Klumpen M sun Radien von 2-5 pc n H = 3x10 8 m -3 Klumpen haben Kerne 1 M sun 0.1pc n H =10 10 m -3 Noch dichtere Klumpen M sun Radien von pc n H =10 9 m -3 Molekulare Wolke bei 2.6 mm J=1 0 Übergang von CO Kerne m -3 (Blitz & Thadeus 1980 ApJ, 241, 676) 18

19 Probleme beim Kollaps Kollaps von H 2 -Gasdichten n H = 10 9 m -3 zu Dichte in einem Stern n star = 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

20 Jeans Kriterium Virial Theorem: E kin = -½ E pot Späherische GMW Masse M, Temperatur T, Radius R, Dichte ρ, Molekular-Gewicht µ E kin = M µ m H 3 2 kt 3 5 GM R 2 E pot = Jeans Masse Jeans Länge M R 5kT > Gµ m H 3M J > 4πρ 1/3 3/ 2 = πρ 3 4 1/ 2 15kT 4πGµρ 1/ 2 M J R J 20

21 Freie Fall Zeit M J = ( T / µ ) 3/ 2 n H 1/ 2 M sun R J = 10 4 ( T / µ n H ) 1/ 2 pc t ff t( R J ) = 2R GM 3 J J = n 1m H 3 1/ 2 Berechne mit typischen Werten für HI Wolken und Molekularen Wolken zum Vergleich 21

22 Verlauf des Kollaps Wolkenradius R ist Lösung von 2 d R 2 dt = GM R( t) 2, M = M J, R(0) = R J, R(0) = 0 22

23 Massenverteilung 23

24 Ende des Kollaps: M j min Energie E th muss in der Zeit t ff abgestrahlt werden, um aufheizen zu verhindern E th = - ½ E pot E 1 3GM = th 2 5 R 2 t ff = ( 3/ 2πρG) 1/ 2 L rad L ff E t th ff = 3G 10 3/ 2 5/ 2 Energie wird max. als Schwarzkörper abgestrahlt 2 4 L =η4πr σt rad 2 M R J J J 24

25 Ende des Kollaps: M j min 3/ 2 E 3 th G M J L = 10 2 rad L ff 2 4 t ff RJ Lrad =η4πr J σt Dies kann (numerisch ) gelöst werden. Daraus ergibt sich M J M min J = M 5/ 2 sun 1/ 4 T 1/ 2 η µ 9/ 4 T=20K, µ=2: M J min =5x10-3 η -1/2 M sun 25

26 Sternentstehung 26

27 Protosterne HH47 HH30 27

28 Vorhauptreihenentwicklung 28

29 Sternentwicklung Hauptreihe Wasserstoffbrennen Zeit auf der Hauptreihe t MS ~M 1-α Leuchtkraft L~M α 29

30 Entwicklung einer einfachen Sternpopulation Kneiske et al. (2002) 30

31 Sternbildungsrate SpT SFR Timescale Burst E S0 Sa Sb Sc Sd Im Single Burst Exponential Exponential Exponential Exponential Exponential Exponential Constant -- 1 Gyr 2 Gyr 3 Gyr 5 Gyr 15 Gyr 30 Gyr -- 31

32 Sternpopulationen - Metallhäufigkeit Population I Metallreiche Sterne, Sonne, Scheibe, Spiralarme, Z s =0.02 jüngste Population Population II Metallarme Sterne, Halo, Z=10-4 Z s alte Sternenpopulation Population III Allerersten Sterne mit primordialer Zusammensetzung 32

33 Metallizität 33

34 Staubmodell Extinktionskurve E(B-V) Reemission als Schwarzkörper 34

35 Koordinatensystem 35

36 Staub und Gas Verteilung 36

37 Verteilung in der Galaxie 37

38 Lokales Photonenfeld 38

39 Änderung entlang der galaktischen Ebene 39

40 Zusammenfassung Verteilung von Gas Verteilung von Staub Interstellares Photonenfeld in unserer Galaxie Wechselwirkung von geladener kosmischer Strahlung Wechselwirkung von Gammaphotonen 40