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Astroteilchenphysik

Astroteilchenphysik. Kosmische Strahlung auf der Erde Geladene Komponente (Kosmische Strahlung) Photonen (>keV) Neutrinos Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das interstellare Medium Sternentstehung und –entwicklung Wechselwirkung von rel. Elektronen und Protonen

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Astroteilchenphysik

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  1. Astroteilchenphysik • Kosmische Strahlung auf der Erde • Geladene Komponente (Kosmische Strahlung) • Photonen (>keV) • Neutrinos • Kosmische Strahlung in unserer Galaxie • Das interstellare Medium • Sternentstehung und –entwicklung • Wechselwirkung von rel. Elektronen und Protonen • Transport kosmischer Strahlung • Ursprung der leichten Elemente • „Confinement“ Volumen und kosmische Uhren

  2. Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Sternentstehung und -entwicklung Wechselwirkung von KS

  3. Entstehung hochenergetischer Teilchen (Kerne, Elektronen, Photonen, Neutrinos…) Beschleunigung von KS Galaktische Beschleuniger (zB Supernova) Extragalaktische Beschleuniger (zB Gamma Ray Bursts, GRB; Aktive Galaxien Kerne, AGN) Wechselwirkung (WW) von KS auf dem Weg zur Erde WW in der Quelle WW zwischen den Galaxien WW in der Galaxie (Milchstrasse) WW im Sonnensystem WW in der Atmosphäre Wichtige WW Gas (Molekülen) Staub Photonenfeldern Magnetfeldern Ursprung Kosmischer Strahlung (KS)

  4. Beobachtbarkeit von elektromagnetischer Strahlung

  5. Wechselwirkung in unserer Galaxie • Gas (direkt undindirekt) • 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 ~0.1-1mm) • Staub (nah und fernes Infrarot (~1-100mm) • Gas (Linien und kont. Emission UV bis Infrarot) • Synchrotronemission von rel. Elektronen (Radiobereich) • Magnetfelder (direkt) • Synchrotronverluste • Ablenkung • Diffusion • Abhängig vom Weg des Teilchens !

  6. Energiedichten im interstellaren Medium • Kosmische Strahlung 0.7 eV cm-3 • „Thermische Strahlung“ (gesamtes Sternenlicht) 0.3 eV cm-3 • Kinetische Energie der interstellaren Materie (106 Protonen m-3 mit 7kms-1) 0.2 eV cm-3 • Galaktisches Magnetfeld B2/(2m0) (mit B = 2x10-10T) 0.1 eV cm-3

  7. Milchstrasse

  8. Dynamik in der Galaxie • Gas ist „gefangen“ in der Galaktischen Ebene • Gas bewegt sich kreisförmig um das Galaktische Zentrum • Differentielle Rotation der Scheibe der Galaxie • Sonne: 220 km s-1 • Beobachtet vrot~konst. • Festkörper vrot~r • Kepler Orbit vrot~r-1/2 • DARK MATTER

  9. Spirale – aber wie ? Orionarm

  10. Dichte – Wellen – Theorie • Sterne zirkulieren auf elliptischen Orbits • Hauptachsen sind parallel  Balken (im Innern von Galaxien) • Hauptachsen sind Funktion von R  Spiralstruktur

  11. Simulation zur Spiralstruktur

  12. Galaktische Koordinaten

  13. Zwischen den Sternen

  14. Teil der Galaktischen Ebene beobachtet mit H.E.S.S.

  15. Interstellare Materie (ISM) • Gas 99% • Wasserstoff 90% • Helium 10% • Metalle • Staub 1%

  16. Interstellarer Staub • Dunkelwolken - Dunkelnebel • Interstellare Extinktion und Rötung • Polarisation von Sternenlicht • Eigenschaften der Staubkörner • Größe • Temperatur • Eigenstrahlung

  17. Dunkelwolken - Dunkelnebel • Entfernung 500-600 Lj • Südwestlich vom „Kreuz des Südens“ • Kopf des „Emus“ • ~90% des Lichts wird absorbiert • Konzentration entlang der galaktischen Ebene („Teilung der Milchstrasse“) • 10%-15% der Masse in der galaktischen Ebene Kohlensack

  18. Effekte des Staubs • Absorption • Staub wird von Sternenlicht erhitzt • Temperatur T • Streuung • Polarisation • Andere Wellenlänge, da Streuung für manche Wellenlängen effizienter • Thermische Emission • Staubt strahlt wie ein Schwarzkörper

  19. Extinktion – E(B-V) Farbexess: E(X-Y) = (X-Y)-(X-Y)0 B = 440 nm (blau) 0.44 mm, 2.27 V = 548 nm (visuell) 0.548 mm, 1.82 tl ~ Av = 3.1 E(B-V) (im Visuellen) Milchstrasse E(B-V)~0.05

  20. Staubkörner • 1 pro 100m3 • Entstehungals „Asche“ in Supernova Ausbrüchen • Durchmesser D~l • D gleiche Größenordnung wie absorbiertes und gestreutes Licht (~100 nm) • Für D~0.6mm und 3000 kg m-3 ergibt sich Staubkornmasse von 3x10-16kg • Chemische Zusammensetzung: Annahme: Fehlende Elemente im interstellaren Gas im Vergleich zur solaren Verteilung sind in Staub „gebunden“ • Dissoziation bei T>1000K

  21. PAHs (deutsch: PAKs) • Polyzyklische- Aromatische- Kohlenwasserstoffe • bestehen aus Benzolringen • insgesamt 10-100 Kohlenstoffatome (blau) • Breite, diffuse Linienemission

  22. Emission in unserer Galaxy Temperatur ~400K(!) (PAH) ~70K (warmer Staub) ~20K (kalter Staub)

  23. Interstellares Gas • Moleküle • Linienemission (H2, CO,…) • Neutrales Gas (HI Regionen) • UV Absorptionslinien • 21cm Linie • Ionisiertes Gas (HII Regionen) • Ha Linienemission (leuchtende Gasnebel) • Heißes koronales Gas

  24. Molekülwolken • Molekularer Wasserstoff • H2, CO, CS, HCN, … (Beimischungen 0.001%) • Moleküllinienemission • Staubemission • Dichteste Regionen (>1% Volumen und 40% der Gesamtmasse der Milchstrasse) • Höchste Konzentration als Ring 3.5 – 7.5 kpc (Sonne 8,5 kpc) • Höhe 50-75 pc • Verteilung in den Spiralarmen Molekülwolke, bestehend aus dichtem Gas und Staub. Abgebrochen vom Carina Nebel. Ausdehnung ca 2 Lichtjahre.

  25. Riesen-Molekülwolken • Riesen-Molekülwolken (104 -106 Ms) • Ausdehung bis zu 1-200 pc (3-600 Lj) • Dichte Kerne der Wolken sind Orte der Sternentstehung • Temperaturen 10K -30K (kühl) Bernard 68

  26. Wichtige Moleküle H2 und CO • H2 hat nur Linien im UV (stark absorbiert) • H2 Rotationsniveaus erst bei hohen Temperaturen möglich (20K alle e im Grundzustand) • H2 ist symmetrisch  keine Dipolstrahlung • Relation CO/H2 ~10-4 • CO Verteilung variiert nur wenig • Beobachtung von CO -> Indirekte Aussage über H2 Verteilung • CO emittiert Dipolstrahlung • 12C16O (J=1 nach J=0 Angeregtes Rotationsniveau) l0 = 2.60 mm oder 115.27 GHz

  27. Molekülbildung • Dichten sind zu kleine für thermodynamisches Gleichgewicht • Protonen aus kosmischer Strahlung ionisieren Wolken teilweise • Ionen reagieren zu Molekülen • H2++H2 H3++H • Katalytische Oberflächenreaktionen an Staubkörnern • UV Strahlung der Sterne wird vom Staub abgeschirmt, Moleküle werden nicht zerstört

  28. OH Maser • Kompakte Quelle (<10AE) • Hohe Intensitäten in OH-Radikal Linie bei l=18 cm • Oft zirkuläre Polarisation • Maser-Verstärkung (microwave amplification by stimulated emission of radiation) • Über „Pumpprozeß“(?) werden obere Energieniveaus stark überbevölkert • Strahlungsfeld derselben Frequenz induziert kohärente Emission, die stärker ist als spontane Emission

  29. HI Wolken (Diffuse Wolken) • Neutraler Wasserstoff • H, C, O mit einigen C+, Ca+ • 21 cm emission (1420MHz Radio) • Absorptionslinien • 5% des Volumens und 40% der Masse • Dichte ca. 106 – 108 m-3 • Temperatur ~80K

  30. Beobachtungen von HI in der Milchstrasse Longair 17.3(b)

  31. Verteilung in der Milchstrasse Longair Abb.17.2

  32. HII Wolken (ionisiertes Gas) • Rosettennebel • 3000 Lj entfernt • Rot: Wasserstoffgas • Grün: Sauerstoff • Blau: Schwefel • Offener Sternenclusterwind lässt Loch im Zentrum entstehen • Zentralsterne ionisieren Gas • Staubfilamente bewegen sich durch den Nebel

  33. Beobachtungen von HII Wolken in der Milchstrasse • Wasserstoffatom wird ionisiert durch Photon mit l < 91.1mm (13.6 eV) • Photoelektron re-kombiniert mit Ion • Kaskade entsteht • Jedes Lyman-a Photon erzeugt so ein H-a Photon (n=3 nach n=2) mit 656.28 nm (Rot) Longair Abb.17.3(a)

  34. Strömgrensphäre • Ausdehung einer HII Region mit Radius R • Gleichgewichtszustand • Nuv Anzahl der vom Stern emittierten UV Photonen • Rekombinationskoeffizient: a [m3s-1]~2x10-16(Te[K])-3/4 • Im vollständig ionisierten Plasma gilt ne=nion • RHII Strecke in der ionisierende Photonen „aufgebraucht“ werden • O-Stern: NUV~1049 Photonen s-1 • ne~108m-3 und Te~104K RHII~3pc • ne~106m-365pc

  35. Warmes Zwischen-Wolken Medium (WIM) • H, H+, e- • 10%-20% ionisiert • 21 cm Linie, Absorption, Ha Emission • 40% des Volumens mit 20% Massenanteil • 8000 K

  36. Koronales Gas • Vollständig Ionisiert H+ e- O5+, C3+,.. • Weiche Röntgenemission (0.1-2keV) • OVI Linien • ~50% Volumen bei 0.1% der Masse in der Milchstrasse (geringe Dichte) • Heiß mit T=106 K

  37. Interstellares Gas - Überblick Longair Table 17.1

  38. Zwischen den Sternen

  39. Interstellares Medium + Sternentsstehung Longair

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