Einführung in die Astronomie und Astrophysik II

Transkript

1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 4 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de

2 Erster Nachweis: 1995 Braune Zwerge Zwischen Planeten und Sternen: Deuterium-Fusion (nur für 10 7 yr) 13 M J < M < 80 M J = 0.08 M ʘ Definition umstritten Spektralklassen: M (spät), L, T, Y Kühle, komplexe Atmosphären: 2200 K < T eff < 700 K Die meisten in IR-Durchmusterungen entdeckt: 2MASS, WISE Im Kern: Elektronenentartungsdruck bzw. Coulomb-Druck Z.T. nur schwer von Sternen bzw. Planeten zu unterscheiden

3 Braune Zwerge: WISE T ~ 250 K: das kälteste bekannte kompakte Objekt außerhalb des Sonnensystems Wasserwolken! D = 7.3 ly Gemini, Skemer et al. (2016)

4 Braune Zwerge: WISE

5 Themen Sternentstehung Sternentwicklung Das Interstellare Medium Die Milchstraße Galaxien Galaxienhaufen Intergalaktische Materie Kosmologie

6 Galaxien bestehen nicht nur aus Sternen! Interstellare Materie Das interstellare Medium (ISM) Gas Atomar Ionisiert Neutral Molekular Staub EM-Strahlung Kosmische Strahlung Neutrinos Magnetfelder

7 Die interstellare Materie Reservoir für Sternentstehung Nimmt Gas auf, das sich von Sternen löst (Wind, Abstoßung von äußeren Hüllen, Supernova) Kreislauf wichtig für die Entwicklung von Galaxien Keine eigene Energiequelle Verarbeitet die Strahlung der Sterne Großer Einfluss auf die Interpretation von Beobachtungen von Galaxien Morphologie Spektren

8 Die interstellare Materie ~10% der sichtbaren Masse der Milchstraße ~99% Gas und ~1% Staub Zusammensetzung ~91% H (~70% nach Masse): H 2, HI, HII ~9% He (~28% nach Masse): HeI, HeII < 1% Metalle (~1.5% nach Masse): C, N, O, Na, Ne, Mg, S, SI,... In verschiedenen Phasen: n und T durch lokale Heiz- und Kühlprozesse bestimmt

9 ISM in der Milchstraße

10 ISM Beobachtet als Emmissionsnebel (+ Reflektionsnebel) Dunkelwolken Rötung von Sternen Absorptionslinien in Sternspektren 21 cm Linie Moleküllinien

11 ISM: HII-Region in H

12 ISM: HII Gas in H

13 ISM: Planetarische Nebel

14 ISM: Supernovareste

15 ISM: Reflektionsnebel

16 ISM: HI in 21 cm

17 ISM: Staub

18 ISM: Staub

19 Eigenschaften der ISM Energiezufuhr durch Strahlung und Winde der Sterne Sehr geringe Dichten Geringe Wechselwirkung der Teilchen Beschreibung durch Gleichgewichts-Verteilungsfunktionen (Maxwell-Verteilung, Boltzmann-Verteilung, Saha-Gleichung) nur teilweise oder gar nicht möglich, jdenfalls nicht mit gleicher Temperatur Temperatur hat unterschiedliche Bedeutungen ISM ist nicht im thermodynamischen Gleichgewicht

20 Eigenschaften der ISM Kinetische Temperatur Strahlungstemperatur Strahlungsfeld wird von Sternen dominiert Überlagerung verschiedener Sternspektren mit verdünnter Intensität ( 1/R 2 ) Spektrale Energieverteilung und Energiedichte des Strahlungsfelds durch unterschiedliche T eff beschrieben u rad = at 14, T 2 1/λ max, T 1 T 2 u rad 0.5 ev cm 3 T eff 3 K

21 Eigenschaften der ISM Staubtemperatur Staubteilchen sind kleine Festkörper Absorption von Strahlung Temperaturerhöhung Jedes Staubteilchen ist annähernd ein schwarzer Körper, wobei Abstrahlungsrate (also T) durch Heizrate bestimmt wird, also durch spektrale Form und Energiedichte des Strahlungsfeldes Ionisation Nicht durch Stöße, sondern durch Photonen (Photoionisation) Verteilung über Ionisationsstufen hängt nicht von T ab (Saha- Gleichung), sondern nur vom Strahlungsfeld

22 Eigenschaften der ISM Druckkräfte Gasdruck (~ideales Gas), Strahlungsdruck, Stoßdruck, magnetischer Druck, Druck durch kosmische Strahlung Komplexes Wechselspiel Zwei vereinfachte, stationäre Beispiele 1. Zwei benachbarte Regionen mit unterschiedlichen Temperaturen 2. Gasverteilung senkrecht zur Scheibe der Milchstraße

23 Eigenschaften der ISM Druckgleichgewicht verschiedener Regionen: P 1 = P 2 n 1 k B T 1 = n 2 k B T 2 n 1 / n 2 = T 2 /T 1 z.b.: kühles, dichtes Gas umgeben von heißem, dünnem Gas Grundlegende Idee des Multi-Phasen-Modells des ISM

24 Eigenschaften der ISM Gasverteilung senkrecht zur Scheibe der Milchstraße Annahmen: Gasverteilung parallel zur Ebene homogen Richtung der Gravitation senkrecht zur Ebene Differentialgleichung: Mehr Annahmen: Ideales Gas: P = n k B T Isotherm, T = const g z (z) = G * = const Lösung: H = Skalenhöhe = pc, je nach ISM Komponente

25 Das kühle interstellare Gas: HI Neutraler Wasserstoff befindet sich im Grundzustand Keine Strahlung im Optischen Aber: kann im Radiobereich beobachtet werden: 21 cm-linie = Hyperfeinstrukturübergang des Wasserstoff- Grundzustands ΔE ev ν = 1420 MHz, λ = cm

26 Das kühle interstellare Gas: HI: 21 cm Linie Sehr geringe Übergangswahrscheinlichkeit: A = 2.85 x s -1 Sehr lange Lebensdauer: t = 1/A = 3.5 x s 1.1 x 10 7 yr Angeregter Zustand bei normalen Dichten durch Stöße entvölkert Keine Aussendung von 21 cm Photonen Im ISM allerdings: geringe Dichten geringe Stoßfrequenzen Beobachtung der 21cm-Linie möglich Rückschlüsse über HI Verteilung in der Galaxie

27 HI in 21 cm Konzentration in der Galaktischen Ebene Aber auch bei höheren galaktischen Breiten warmes (T 10 3 K), neutrales Medium

28 HI in anderen Galaxien

29 HI in 21 cm 21 cm-linie meist optisch dünn Intensität: Maß für HI Säulendichte: Typische beobachtete Werte: N HI cm -2 n HI cm -3 HI = Großteil der Masse des ISM

30 Linienverschiebung durch Dopplereffekt Radialgeschwindigkeit meist durch galaktische Rotation: v rad < ~100 km s 1 Aber auch: Hochgeschwindigkeitswolken (HVC) im galaktischen Halo: ν HVC > 90 km s 1 über lokaler Rotationsgeschwindigkeit Wichtig für Strukturbestimmung der Galaxie (Rotation / Spiralarme) HI in 21 cm

31 ISM: HI in 21 cm Kinematik der Milchstraße aus Dopplerverschiebung der 21 cm Linie

32 HI Rotationskurve

33 HI Rotationskurve

34 Linienverschiebung durch Dopplereffekt Radialgeschwindigkeit meist durch galaktische Rotation: v rad < ~100 km s 1 Aber auch: Hochgeschwindigkeitswolken (HVC) im galaktischen Halo: ν HVC > 90 km s 1 über lokaler Rotationsgeschwindigkeit Wichtig für Strukturbestimmung der Galaxie (Rotation / Spiralarme) Linienverbreiterung durch thermischen Dopplereffekt (natürliche Linienbreite sehr klein) T kin 50 K 1000 K HI in 21 cm

35 Johannes Hartmann He im neutralen ISM nicht im Optischen beobachtbar, obwohl ~ 10% der Atome Das kühle interstellare Gas: Metalle Nur sehr wenige Metalle beobachtbar Grund: zu hohe E zwischen Grundzustand und dem 1. angeregten Zustand, sowie zu geringe Temperaturen im kühlen ISM (T 100 K) für Anregung Ausnahmen: NaI (2.1 ev) und CaII (3.2 ev) Randnotiz: anhand der CaII K Linie ( nm) wurde das ISM 1904 von J. Hartmann überhaupt erst entdeckt: diese Linie im Spektrum des Doppelsterns Orionis bewegte sich nicht!

36 Das kühle interstellare Gas: Molekülwolken Fragile Existenz von Molekülen im ISM: Geringe Dissoziationsenergie z.b. H 2 : ~4.5 ev, also 275 nm Lebensdauer im diffusen ISM nur ~100 Jahre Manifestierung des thermischen Ungleichgewichts: großer Unterschied zwischen T kin und Strahlungsfeld Moleküle können nur überleben, wenn sie gegen das interstellare Strahlungsfeld abgeschrimt werden: Ab N HI > ~10 21 cm -2 kann H 2 entstehen Nur in bestimmten Regionen Molekülentstehung möglich Molekülwolken Bisher ca. 200 verschiedene Moleküle gefunden, von H 2, CO bis C 70, CH 3 ONH 2, H 2 COHCHO

37 Das kühle interstellare Gas: Molekülwolken Nachweis meist über Emissionslinien: Aber: nicht durch Elektronenübergänge sondern interne Anregung: Rotation und/oder Schwingung Kleine Energiedifferenzen Strahlung im IR und Sub-mm-Bereich H 2 schwer nachweisbar: Sehr symmetrische Ladungsverteilung Hat kein elektrisches Dipolmoment Quadrupolübergänge sehr schwach Erster angeregter Rotationsübergang bei ~500 K H 2 im kalten ISM im Grundzustand Kann praktisch nicht beobachtet werden (nur im schwer zugänglichen UV)

38 Vibrationsmoden

39 Das kühle interstellare Gas: Molekülwolken Am häufigsten beobachtetes Molekül: CO n CO / n H E CO,Diss = 11.4 ev relativ lange Lebensdauer von ~10 4 yr Eine der wichtigsten CO Linien ist der Rotationsübergang: J = 1 0, = 115 GHz, λ = 2.6 mm Beobachtbar im relative gut zugänglichen mm-bereich C O

40 Das kühle interstellare Gas: Molekülwolken Anregung von CO Emission durch Stöße mit H 2 Indirekter Nachweis von H 2 (Tracer) Kollisionsraten sind temperatur- und dichteabhängig Information über Temperatur und Dichteverteilung der Gasphase Aber: Berechnung der emittierten Strahlung ist ein nicht-lokales Problem Rekonstruktion sehr komplex Bestimmung der Gasdichte und Gesamtmasse von H 2 mit empirischen CO-H 2 Konvertierungsfaktor: X Faktor = X CO Gesamtmasse in H 2 1% der sichtbaren Materie der Milchstraße

41 Das kühle interstellare Gas: CO

42 HI in 21 cm

43 Das kühle interstellare Gas: Molekülwolken Große Bandbreite in den Eigenschaften von Molekülwolken: Giant Molecular Clouds D pc n cm -3 M M Bok Globule D pc n cm -3 M M

44 Das warme interstellare Gas Massereiche Sterne (O,B-Sterne mit T > K) erzeugen hohen UV-Strahlungsfluss Ionisieren umgebendes Gas (HI HII): E Ion = 13.6 ev ν = 3.3 x 1015 Hz λ = nm (Lyman Kontinuum Photon) Inonisiertes Gas sichtbar durch Rekombinationslinien (Emissionsnebel) HII-Regionen Planetarische Nebel Diffuses warmes Gas = Überreste expandierender HII-Regionen

45 Das warme interstellare Gas Emission durch Rekombination Elektronen meist in höheren Energiebändern eingefangen mit anschließender Kaskade Emission verschiedener Linien Sehr häufig beobachtete Linie: H-Linie (Balmer-Serie) n = 3 2 Übergang λ H = 656 nm charakteristische rote Farbe von HII Regionen

46 HII-Region in H

47 HII Gas in H

48 Das warme interstellare Gas: HII-Regionen Emission einer HII Region: HII-Region optisch dünn für meisten Rekombinationslinien: schnelle Rekombination zum H-Grundzustand Rekombinationsrate proportional zu Elektonendichte n e x Protonendichte n p Mit n e n p folgt: Emissionsmaß Dichte Zonen stark betont

49 Größe von HII-Regionen: Strømgren Sphäre Das warme interstellare Gas: HII-Regionen Bestimmung durch Gleichgewicht zwischen Ionisation und Rekombination Rekombinationsrate im Volumen der HII-Region: Rekombinationskoeffizient:

50 Größe von HII-Regionen: Strømgren Sphäre Das warme interstellare Gas: HII-Regionen S * = Anzahl ionisierender Photonen pro Zeiteinheit Mit n p = n e = n folgt: Mit typischen Werten: n 10 3 cm 3, T 10 4 K, S * s 1 (O-Stern)

51 Das warme interstellare Gas: HII-Regionen Ionisation heizt Gas durch überschüssige Energie auf T 10 4 K Hoher thermischer Druck HII-Region expandiert v Expansion c s (HII) 10 km/s Allerdings: c s (HII) 10 c s (HI) Stoßfront + Verdichtung des umgebenden Gases Expansion: HII-Region und dünnt sich aus bis Druckausgleich mit Umgebung wieder hergestellt Endliche Lebenszeit von ca yr Komplikationen: mehrere Sterne, Winde, inhomogene Verteilung der Materie

52 Das heiße interstellare Gas Nachweis durch Weltraumteleskope im fernen UV (z.b Copernicus ; IUE , Hubble): Absorptionslinien von z.b. CIV, NV, OVI bei λ < 200 nm nicht zugänglich für erdgebundene Teleskope Nachweis auch durch diffuse Röntgenstrahlung (auch in anderen Galaxien) Hohe Ionisationsenergie notwendig, z.b ΔE ion (OVI) = 114 ev T 10 6 K Strahlung von Sternen nicht ausreichend, nur wenige Photonen mit E > ΔE ion (HeIII) = 54 ev Was also ist die Energiequelle der heißen Phase der ISM? Röntgenbild der Sombrero Galaxie (Chandra)

53 Das heiße interstellare Gas Energiequelle des heißen ISM: Supernovae Abstoßung der Hülle mit v 10 4 km/s (~ c) M Hülle 1M E SN erg Energieabgabe in Stoßfronten (Shocks) Komplexe Struktur durch Überschallausbreitung mit Mach-Zahlen von M 1000 Genaue Analyse mit Diskontinuitäts-Sprungbedingung Einfache Abschätzung: Massenerhaltung: n 1 v 1 = n 2 v 2 v 1 >> v 2 n 2 >> n 1 Gas wird stark komprimiert Rückläufige Stoßfront heizt

54 SNR im Optischen CAS A mit HST

55 SNR im Röntgen-Bereich CAS A mit Chandra

56 SNR Entwicklung

57 Interstellarer Staub Ca. 1% der Gasmasse des ISM Keine einfachen Spektrallinien Thermische Infrarotstrahlung Verändert Hintergrundstrahlung der Sterne durch: Extinktion (Abschwächung) Verfärbung (Rötung) Reflektion Polarisation

58 Interstellarer Staub Extinktion (= Absorption + Streuung) verändert Entfernungsmodul (schwächt Sternenlicht ab): Bzw.: m λ = M λ + 5log(d/10 pc) + A λ A λ = m λ m λ,0 m λ,0 : scheinbare Helligkeit in Abwesenheit von Staub A λ : interstellar Extinktion (in mag)

59 Interstellare Extinktion Zusammenhang mit optischer Tiefe I /I,0 = exp( ) m m,0 = -2.5 log(i /I,0 ) = 2.5 log(e) A = Zusammenhang mit Säulendichte N Staub = dx = n dx = N = Extinktionsquerschnitt = Extinktionskoeffizient N = n dx = Säulendichte A N Massenbestimmung von Molekülwolken Zusammenhang mit N HI Kühles ISM gut durchmischt nahezu konstantes Staub-HI Massenverhältnis:

60 Interstellare Extinktion Extinktion wellenlängenabhängig Wegen Streuung am Staub Beschreibung durch Mie-Theorie Annahme: Staub = kugelförmige Teilchen mit Radius a: Geometrischer Querschnitt: σ g = π a 2 Streuquerschnitt abhängig von Wellenlänge: λ a λ -1 λ >> a 0 λ << a konst. / unabhängig von λ Interstellare Verfärbung / Rötung

61 Interstellare Extinktion Gute Übereinstimmung von beobachtetem A mit Theorie (Staubverteilung als freier Parameter) Große Unterschiede von Region zu Region Features (z.b. bump bei 220 nm) Im Prinzip erlaubt die Extinktionskurve Rückschlüsse auf: Staubzusammensetzung (z.b. Graphit) Größenverteilung Mittlere Galaktische Extinktionskurve

62 Interstellare Extinktion Farbexzess: E λ1/λ2 = (m λ1 m λ2 ) (m λ1 m λ2 ) 0 = A λ1 A λ2 Typischerweise im Optischen: E B-V = A B A V Wichtig zur Korrektur des Entfernungsmoduls: R V = A V / E B-V 3.1 im Mittel in der Milchstraße E B-V leicht messbar A V

63 Zusammensetzung des Staubs Größe der Staubpartikel Aus Extinktionskurve a μm Größenverteilung: dn/da a 3.5 Chemische Zusammensetzung Graphit Silikate Silizium Absorption im IR (~10 μm) Entstehung? Hohe Temperaturen und Dichten notwendig Keine normalen ISM Bedingungen Sternatmosphären Sternwinde Rote Riesen