Einführung in die Astronomie unf Astrophysik II - Teil 4 · Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 4 Jochen Liske Hamburger Sternwarte [email protected]

Einführung in die

Astronomie und Astrophysik II

Teil 4

Jochen LiskeHamburger Sternwarte

[email protected]

Erster Nachweis: 1995

Zwischen Planeten und Sternen:

Deuterium-Fusion (nur für 107 yr)

13 MJ < M < 80 MJ = 0.08 Mʘ

Definition umstritten

Spektralklassen: M (spät), L, T, Y

Kühle, komplexe Atmosphären:

2200 K < Teff < 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

Braune Zwerge

T ~ 250 K: das kälteste bekannte kompakte Objekt außerhalb des

Sonnensystems

Wasserwolken!

D = 7.3 ly

Braune Zwerge: WISE 0855-0714

Gemini, Skemer et al. (2016)

Braune Zwerge: WISE 0855-0714

Sternentstehung

Sternentwicklung

Das Interstellare Medium

Die Milchstraße

Galaxien

Galaxienhaufen

Intergalaktische Materie

Kosmologie

Themen

Galaxien bestehen nicht nur aus Sternen!

Interstellare Materie

Gas

Atomar

Ionisiert

Neutral

Molekular

Staub

EM-Strahlung

Kosmische Strahlung

Neutrinos

Magnetfelder

Das interstellare Medium (ISM)

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

Die interstellare Materie

~10% der sichtbaren Masse der Milchstraße

~99% Gas und ~1% Staub

Zusammensetzung

~91% H (~70% nach Masse): H2, 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

Die interstellare Materie

ISM in der Milchstraße

Beobachtet als

Emmissionsnebel (+ Reflektionsnebel)

Dunkelwolken

Rötung von Sternen

Absorptionslinien in Sternspektren

21 cm Linie

Moleküllinien

ISM

ISM: HII-Region in H

ISM: HII Gas in H

ISM: Planetarische Nebel

ISM: Supernovareste

ISM: Reflektionsnebel

ISM: HI in 21 cm

ISM: Staub

ISM: Staub

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

Eigenschaften der ISM

Kinetische Temperatur

Strahlungstemperatur

Strahlungsfeld wird von Sternen dominiert

Überlagerung verschiedener Sternspektren mit

“verdünnter” Intensität (∝ 1/R2)

Spektrale Energieverteilung und Energiedichte des

Strahlungsfelds durch unterschiedliche Teff beschrieben

urad = aT14, T2 ∝ 1/λmax, T1 T2

urad 0.5 eV cm−3 Teff 3 K


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


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


Druckgleichgewicht verschiedener Regionen:

P1 = P2 n1 kB T1 = n2 kB T2

n1 / n2 = T2 /T1

z.B.: kühles, dichtes Gas umgeben von heißem, dünnem Gas

Grundlegende Idee des Multi-Phasen-Modells des 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 kB T

Isotherm, T = const

gz(z) = G * = const

Lösung:

H = Skalenhöhe = 80 – 3000 pc, je nach ISM Komponente


Neutraler Wasserstoff befindet sich im Grundzustand

Keine Strahlung im Optischen

Aber: kann im Radiobereich beobachtet werden:

21 cm-Linie = Hyperfeinstrukturübergang des Wasserstoff-

Grundzustands

ΔE 6×10−6 eV ν = 1420 MHz, λ = 21.106 cm

Das kühle interstellare Gas: HI

Sehr geringe Übergangswahrscheinlichkeit:

A = 2.85 x 10−15 s-1

Sehr lange Lebensdauer:

t = 1/A = 3.5 x 1014 s 1.1 x 107 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

Das kühle interstellare Gas: HI: 21 cm Linie

HI in 21 cm

Konzentration in der Galaktischen Ebene

Aber auch bei höheren galaktischen Breiten

warmes (T ∼ 103 K), neutrales Medium

HI in anderen Galaxien

21 cm-Linie meist optisch dünn

Intensität: Maß für HI Säulendichte:

Typische beobachtete Werte: NHI 1018 − 1022 cm-2

nHI 10−4 − 102 cm-3

HI = Großteil der Masse des ISM

HI in 21 cm

Linienverschiebung durch

Dopplereffekt

Radialgeschwindigkeit meist

durch galaktische Rotation:

|vrad| < ~100 km s−1

Aber auch: Hoch-

geschwindigkeitswolken

(HVC) im galaktischen Halo:

νHVC > 90 km s−1 über lokaler

Rotationsgeschwindigkeit

Wichtig für Struktur-

bestimmung der Galaxie

(Rotation / Spiralarme)

HI in 21 cm

ISM: HI in 21 cm

Kinematik der Milchstraße aus Dopplerverschiebung der 21 cm Linie

HI Rotationskurve

HI Rotationskurve

Linienverschiebung durch

Dopplereffekt

Radialgeschwindigkeit meist

durch galaktische Rotation:

|vrad| < ~100 km s−1

Aber auch: Hoch-

geschwindigkeitswolken

(HVC) im galaktischen Halo:

νHVC > 90 km s−1 über lokaler

Rotationsgeschwindigkeit

Wichtig für Struktur-

bestimmung der Galaxie

(Rotation / Spiralarme)

Linienverbreiterung durch

thermischen Dopplereffekt(natürliche Linienbreite sehr klein)

Tkin 50 K – 1000 K

HI in 21 cm

He im neutralen ISM nicht im Optischen beobachtbar, obwohl ~ 10%

der Atome

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 (393.37 nm) wurde das ISM

1904 von J. Hartmann überhaupt erst entdeckt:

diese Linie im Spektrum des Doppelsterns

Orionis bewegte sich nicht!

Das kühle interstellare Gas: Metalle

Jo

ha

nnes H

art

ma

nn

Fragile Existenz von Molekülen im ISM:

Geringe Dissoziationsenergie

z.B. H2: ~4.5 eV, also 275 nm

Lebensdauer im diffusen ISM nur ~100 Jahre

Manifestierung des thermischen Ungleichgewichts: großer

Unterschied zwischen Tkin und Strahlungsfeld

Moleküle können nur überleben, wenn sie gegen das interstellare

Strahlungsfeld abgeschrimt werden:

Ab NHI > ~1021 cm-2 kann H2 entstehen

Nur in bestimmten Regionen Molekülentstehung möglich

Molekülwolken

Bisher ca. 200 verschiedene Moleküle gefunden,

von H2, CO bis C70, CH3ONH2, H2COHCHO

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

H2 schwer nachweisbar:

Sehr symmetrische Ladungsverteilung

Hat kein elektrisches Dipolmoment

Quadrupolübergänge sehr schwach

Erster angeregter Rotationsübergang bei ~500 K

H2 im kalten ISM im Grundzustand

Kann praktisch nicht beobachtet werden (nur im schwer

zugänglichen UV)


Vibrationsmoden

Am häufigsten beobachtetes Molekül: CO

nCO / nH2 10−4

ECO,Diss = 11.4 eV relativ lange Lebensdauer von ~104 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

Anregung von CO Emission durch Stöße mit H2

Indirekter Nachweis von H2 (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 H2 mit

empirischen CO-H2 Konvertierungsfaktor: “X Faktor” = XCO

Gesamtmasse in H2 1% der sichtbaren Materie der Milchstraße


Das kühle interstellare Gas: CO

HI in 21 cm

Große Bandbreite in den Eigenschaften von Molekülwolken:


Giant Molecular Clouds

D 10 – 100 pc

n 102 – 103 cm-3

M 104 – 106 M⨀

Bok Globule

D 0.1 – 1 pc

n 104 – 106 cm-3

M 1 – 103 M⨀

Massereiche Sterne (O,B-Sterne mit T > 20000 K) erzeugen hohen

UV-Strahlungsfluss

Ionisieren umgebendes Gas (HI → HII):

EIon = 13.6 eV

ν = 3.3 x 1015 Hz

λ = 91.16 nm (Lyman Kontinuum Photon)

Inonisiertes Gas sichtbar durch Rekombinationslinien

(Emissionsnebel)

HII-Regionen

Planetarische Nebel

Diffuses warmes Gas = Überreste expandierender HII-Regionen

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

λH = 656 nm

charakteristische rote

Farbe von HII Regionen

Das warme interstellare Gas

HII-Region in H

HII Gas in H

Emission einer HII Region:

HII-Region optisch dünn für meisten Rekombinationslinien: schnelle

Rekombination zum H-Grundzustand

Rekombinationsrate proportional zu

Elektonendichte ne x Protonendichte np

Mit ne np folgt:

Emissionsmaß

Dichte Zonen stark betont

Das warme interstellare Gas: HII-Regionen

Größe von HII-Regionen: Strømgren Sphäre

Bestimmung durch Gleichgewicht zwischen Ionisation und

Rekombination

Rekombinationsrate im Volumen der HII-Region:

Rekombinationskoeffizient:


Größe von HII-Regionen: Strømgren Sphäre

S* = Anzahl ionisierender Photonen pro Zeiteinheit

Mit np = ne = n folgt:

Mit typischen Werten:

n 103 cm−3, T 104 K, S* 1050 s−1 (O-Stern)


Ionisation heizt Gas durch überschüssige Energie auf T 104 K

Hoher thermischer Druck

HII-Region expandiert

vExpansion cs(HII) 10 km/s

Allerdings: cs(HII) 10 cs(HI)

Stoßfront + Verdichtung des umgebenden Gases

Expansion: HII-Region und dünnt sich aus bis Druckausgleich mit

Umgebung wieder hergestellt

Endliche Lebenszeit von ca. 106 yr

Komplikationen: mehrere Sterne, Winde, inhomogene Verteilung der

Materie


Nachweis durch Weltraumteleskope im

fernen UV (z.B Copernicus 1972−1981; IUE

1978−1996, Hubble):

Absorptionslinien von z.B. CIV, NV, OVI bei

λ < 200 nm nicht zugänglich für erd-

gebundene Teleskope

Nachweis auch durch diffuse Röntgen-

strahlung (auch in anderen Galaxien)

Hohe Ionisationsenergie notwendig, z.B

ΔEion(OVI) = 114 eV

T 106 K

Strahlung von Sternen nicht ausreichend, nur

wenige Photonen mit E > ΔEion(HeIII) = 54 eV

Was also ist die Energiequelle der heißen

Phase der ISM?

Das heiße interstellare Gas

Röntgenbild der Sombrero Galaxie

(Chandra)

Energiequelle des heißen ISM: Supernovae

Abstoßung der Hülle mit v 104 km/s (~ 0.01 − 0.05 c)

MHülle 1M⨀ ESN 1051 erg

Energieabgabe in Stoßfronten (Shocks)

Komplexe Struktur durch Überschallausbreitung mit Mach-Zahlen

von M 1000

Genaue Analyse mit Diskontinuitäts-Sprungbedingung

Einfache Abschätzung: Massenerhaltung: n1 v1 = n2 v2

v1 >> v2 n2 >> n1

Gas wird stark komprimiert

Rückläufige Stoßfront heizt

Das heiße interstellare Gas

SNR im Optischen

CAS A mit HST

SNR im Röntgen-Bereich

CAS A mit Chandra

SNR Entwicklung

Ca. 1% der Gasmasse des ISM

Keine einfachen Spektrallinien

Thermische Infrarotstrahlung

Verändert Hintergrundstrahlung der Sterne durch:

Extinktion (Abschwächung)

Verfärbung (Rötung)

Reflektion

Polarisation

Interstellarer Staub

Extinktion (= Absorption + Streuung) verändert Entfernungsmodul

(schwächt Sternenlicht ab):

mλ = Mλ + 5log(d/10 pc) + Aλ

Bzw.:

Aλ = mλ − mλ,0

mλ,0: scheinbare Helligkeit in Abwesenheit von Staub

Aλ: interstellar Extinktion (in mag)

Interstellarer Staub

Zusammenhang mit optischer Tiefe

I/I,0 = exp(−)

m − m,0 = -2.5 log(I/I,0) = 2.5 log(e) 1.086

A = 1.086

Zusammenhang mit Säulendichte NStaub

= ∫ dx = ∫ n dx = N

= Extinktionsquerschnitt

= Extinktionskoeffizient

N = ∫ n dx = Säulendichte

A ∝ N

Massenbestimmung von Molekülwolken

Zusammenhang mit NHI

Kühles ISM gut durchmischt nahezu konstantes Staub-HI

Massenverhältnis:

Interstellare Extinktion

Extinktion wellenlängenabhängig

Wegen Streuung am Staub

Beschreibung durch Mie-Theorie

Annahme: Staub = kugelförmige Teilchen mit Radius a:

Geometrischer Querschnitt: σg = π a2

Streuquerschnitt abhängig von Wellenlänge:

λ a ∝ λ-1

λ >> a → 0

λ << a → konst. / unabhängig von λ

Interstellare Verfärbung / Rötung


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

Farbexzess: Eλ1/λ2 = (mλ1 − mλ2) − (mλ1 − mλ2)0 = Aλ1 − Aλ2

Typischerweise im Optischen: EB-V = AB − AV

Wichtig zur Korrektur des Entfernungsmoduls:

RV = AV / EB-V 3.1 im Mittel in der Milchstraße

EB-V leicht messbar AV


Größe der Staubpartikel

Aus Extinktionskurve

a 0.05 − 0.35 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

Zusammensetzung des Staubs

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