Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

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

2. Interstellares Medium

3. Komponenten des Interstellaren Mediums • 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 !

4. Interstellares Gas - Überblick Longair Table 17.1

5. Verteilung in der Milchstrasse Longair Abb.17.2

6. Komplexes Wechselspiel

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

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

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

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

11. Physikalische Größen • Gesamtleuchtkraft • Spektrale Energieverteilung • Variabilität ? • Abstand zum Beobachtungsort • M, R, 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

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

13. Spektralklassen

14. Spektralklassen

15. 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

16. Anfangsmassenverteilung (IMF) • Salpeter IMF f(m) dm ~ m-a, a=2.35

17. Sternentstehung

18. Große Molekulare Wolken Molekulare Wolke bei 2.6 mm J=10 Übergang von CO • 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)

19. Probleme beim Kollaps Kollaps von H2-Gasdichten nH = 109 m-3 zu Dichte in einem Stern nstar = 1039 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

20. Jeans‘ Kriterium • Virial Theorem: Ekin = -½ Epot • Späherische GMW Masse M, Temperatur T, Radius R, Dichte r, Molekular-Gewicht m • Jeans‘ Masse • Jeans‘ Länge

21. Freie Fall Zeit  Berechne mit typischen Werten für HI Wolken und Molekularen Wolken zum Vergleich

22. Verlauf des Kollaps Wolkenradius R ist Lösung von

23. Massenverteilung

24. Endedes Kollaps: Mjmin • Energie Eth muss in der Zeit tff abgestrahlt werden, um aufheizen zu verhindern Eth = -½ Epot • Energie wird max. als Schwarzkörper abgestrahlt

25. Endedes Kollaps: Mjmin • Dies kann (numerisch ) gelöst werden. Daraus ergibt sich • T=20K, m=2: MJmin=5x10-3h-1/2 Msun

26. Sternentstehung

27. Protosterne HH30 HH47

28. Vorhauptreihenentwicklung

29. Sternentwicklung • Hauptreihe  Wasserstoffbrennen • Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-a • Leuchtkraft L~Ma

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

31. Sternbildungsrate

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

33. Metallizität

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

35. Koordinatensystem

36. Staub und Gas Verteilung

37. Verteilung in der Galaxie

38. Lokales Photonenfeld

39. Änderung entlang der galaktischen Ebene

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