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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
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Interstellares Medium
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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 ~0.1-1m) Staub (nah und fernes Infrarot (~1-100m) Gas (Linien und kont. Emission UV bis Infrarot) Synchrotronemission von rel. Elektronen (Radiobereich)
Magnetfelder (direkt) Synchrotronverluste Ablenkung Diffusion
Abhängig vom Weg des Teilchens !
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Interstellares Gas - Überblick
Longair Table 17.1
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Verteilung in der Milchstrasse
Longair Abb.17.2
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Komplexes Wechselspiel
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Emission unserer Galaxie
Sterne
Sterne + Staub
Staub
Rel. Elektronen
Neutrales Gas
Molekülwolken
Heisses Gas
(siehe nächste Woche)
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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
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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
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Vorgehen
Beschreibung von Sternen Sternentstehung Sternentwicklung Absorption durch Gas und Staub Reemission durch Gas und Staub Abhängig vom Ort in der Milchstrasse
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Physikalische Größen Gesamtleuchtkraft Spektrale Energieverteilung Variabilität ?
Abstand zum Beobachtungsort M, R, , 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
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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
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Spektralklassen
Klasse O B A F G K M
Farbe blau blau-weiß weiß weiß-gelb gelb orange rot-orange
Temperatur (K) 50000 28000 9900 7400 6000 4900 3500
Leuchtkraft L* 100000 1000 20 4 1 0,2 0,01
Durchmesser d* 10 5 1,7 1,3 1 0,8 0,3
Masse m* 50 10 2 1,5 1 0,7 0,2
Lebensdauer (a) 107 108 109 5·109 1010 5·1010 1011
Beispiel Alnilam Rigel Sirius Procyon Sonne Aldebaran Beteigeuze
CharakteristischeAbsorptionslinien
He II He I MG II Balmer (H I) H I, Ca II Ca II Ca I
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Spektralklassen
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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
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Anfangsmassenverteilung (IMF)
Salpeter IMF (m) dm ~ m-a, a=2.35
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Sternentstehung
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Große Molekulare Wolken
105-106 Msun Individuelle „Klumpen“
103-104Msun Radien von 2-5 pc nH = 3x108m-3
„Klumpen“ haben Kerne 1 Msun 0.1pc nH=1010m-3
Noch dichtere „Klumpen“ 20-100 Msun Radien von 0.3-0.6 pc nH=109m-3
Kerne 1012m-3(Blitz & Thadeus 1980 ApJ, 241, 676)
Molekulare Wolke bei 2.6 mmJ=10 Übergang von CO
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Probleme beim Kollaps
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
Kollaps von H2-Gasdichten nH = 109 m-3
zu Dichte in einem Stern nstar = 1039 m-3
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Jeans‘ Kriterium
Virial Theorem: Ekin = -½ Epot
Späherische GMW Masse M, Temperatur T, Radius R, Dichte , Molekular-Gewicht
Jeans‘ Masse
Jeans‘ Länge
kTm
ME
Hkin 2
3
R
GMEpot
2
5
3
JJ
JH
RG
kTMR
MmG
kTM
2/13/1
2/12/3
4
15
4
3
4
35
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Freie Fall Zeit
pcnTR
MnTM
HJ
sunHJ
2/14
2/12/34
)/(10
)/(103.9
2/1
310
3
1107
2)(
m
n
GM
RRtt H
J
JJff
Berechne mit typischen Werten für HI Wolken und Molekularen Wolken zum Vergleich
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Verlauf des Kollaps
0)0()0(,,)( ,22
2
RRRMMtR
GM
dt
RdJJ
Wolkenradius R ist Lösung von
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Massenverteilung
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Ende des Kollaps: Mjmin
Energie Eth muss in der Zeit tff abgestrahlt werden, um aufheizen zu verhindern Eth = -½ Epot
Energie wird max. als Schwarzkörper abgestrahlt
R
GMEth 5
3
2
1 2
2/1)2/3( Gt ff
2/52/3
210
3
J
J
ff
thffrad R
MG
t
ELL
424 TRL Jrad
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Ende des Kollaps: Mjmin
Dies kann (numerisch ) gelöst werden. Daraus ergibt sich
T=20K, =2: MJmin=5x10-3 -1/2 Msun
2/52/3
210
3
J
J
ff
thffrad R
MG
t
ELL 424 TRL Jrad
4/92/1
4/12min 102.1
T
MMM sunJJ
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Sternentstehung
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Protosterne
HH30HH47
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Vorhauptreihenentwicklung
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Sternentwicklung
Hauptreihe Wasserstoffbrennen
Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-
Leuchtkraft L~M
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Entwicklung einer einfachen Sternpopulation
Kneiske et al. (2002)
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Sternbildungsrate
SpT SFR 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 --
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Sternpopulationen - Metallhäufigkeit
Population I Metallreiche Sterne, Sonne,
Scheibe, Spiralarme, Zs=0.02jüngste Population
Population II Metallarme Sterne, Halo,
Z=10-4 Zs
alte Sternenpopulation Population III „Allerersten Sterne“ mit
primordialer Zusammensetzung
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Metallizität
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Staubmodell
Extinktionskurve E(B-V)Reemission als Schwarzkörper
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Koordinatensystem
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Staub und Gas Verteilung
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Verteilung in der Galaxie
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Lokales Photonenfeld
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Änderung entlang der galaktischen Ebene
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Zusammenfassung
Verteilung von Gas Verteilung von Staub Interstellares Photonenfeld in unserer
Galaxie Wechselwirkung von geladener
kosmischer Strahlung Wechselwirkung von
Gammaphotonen