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Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

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

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Presentation Transcript

  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 Photonenfeld

  3. Sternentstehung

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

  5. Spektralklassen

  6. 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

  7. Sternentwicklung • Hauptreihe  Wasserstoffbrennen • Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-a • Leuchtkraft L~Ma Vortrag: Endstadien der Sternentwicklung Vortrag: Kompakte Überreste von Sternen

  8. Entwicklung einer einfachen Sternpopulation • Sternaufbaugleichungen • Entwicklungswege in Abhängigkeit der Masse L(l,t ) • Sternatmosphären • Absorptionlinien • Addition der Sternspektren je nach IMF und Alter t • Sternentstehungsausbruch (starburst) bei t=0 Bruzual & Charlot (2003)

  9. Sternbildungsrate

  10. 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 „Allererste Sterne“ mit primordialer Zusammensetzung (Vortrag: Dunkle Materie Sterne)

  11. Metallizität

  12. Staubmodell • Extinktionskurve: E(l-V)/E(B-V) • Drei Sorten Staub • Kleine Körner • Große Körner • PAH • Absorptionskoeffizient g(l)

  13. Staub Emission • Emission der drei Staubsorten • Schwarzkörperspektrum Bl(T) • Drei Temperaturen • Kalter Staub 20 K, Warmer Staub 100 K, PAH (~400K)

  14. M82 - Starburst Galaxy • Abstand 3.28 Mpc • Wechselwirkung mit M81 vor 108y • Salpeter IMF • Sternbildungsrate: 3 Msun y-1 für ca. 3 Gyr • Hoher UV Fluss wird zu hohem FIR Fluss Silva et al. (1998)

  15. M51 - Spiralgalaxie • Abstand 9.6 Mpc • Keine besondere Aktivität • Gesamte Baryonische Masse 1.55 1011 Msun • Beide Maxima auf gleicher Höhe

  16. Ortsabhängigkeit

  17. Staub und Gas Verteilung Strong & Moskalenko (1998)

  18. Verteilung in der Galaxie Strong & Moskalenko (1998)

  19. Lokales interstellares Photonenfeld Strong & Moskalenko (2006)

  20. Änderung entlang der galaktischen Ebene (ISRF) Strong & Moskalenko (2006) Extragalaktisches Photonenfeld (EBL) siehe Vortrag: Propagation von hochenergetischen Photonen

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

  22. Photon-Photon Paarproduktion glow e- ghigh ghigh e+

  23. Photon-Photon Paarproduktion

  24. Strahlungs-Transportgleichung an= Absorptionskoeffizient jn = Emissionskoeffizient nur Absorption jn =0 Lösung: In In, obs s0 s

  25. Optische Tiefe • t = 1  Iobs = I0 / e • t < 1  optisch dünn • t > 1  optisch dicht

  26. Optische Tiefe

  27. Absorption von Gammaphotonen EBL

  28. Krebsnebel Vortrag: TeV-Beoobachtungen von Supernova-Überresten Vortrag: Photonoszillation

  29. Galaktisches Zentrum Vortrag: Suche nach Dunkler Materie

  30. Zukunft: CTA Mögliche Teleskopverteilung für CTA H.E.S.S. Teleskope

  31. Weitere Zukunkftsprojekte MT, (2008)

  32. Extragalaktische Absorption glow e- ghigh ghigh e+ Vortrag: Propagation von hochenergetischen Photonen

  33. Primäre Kosmische Strahlung • Proton(Kern)spektrum als Funktion des Ortes  nur lokale Beobachtungen

  34. Primäre Kosmische Strahlung • Proton(Kern)spektrum als Funktion des Ortes  nur lokale Beobachtungen • Elektronspektrum als Funktion des Ortes  Radiobeobachtungen ! Energieverluste ! • Berechnung der Propagation entlang einer Sichtlinie • Wichtigste Beobachtung: entstehende diffuse Gammastrahlung

  35. Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung • 1) Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) (katastrophaler Verlust + Emission dominant > 100 MeV • 2) Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM (Energieverluste + Emission wichtig <100MeV) • 3) Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld (Energieverluste + Emission wichtig <100 MeV) • Synchrotronemission (Energieverlust + Radioemission) • Ionisation (Energieverlust) • Coulomb-Wechselwirkung (Energieverlust)

  36. Galaktischer Gammastrahlungshintergrund Strong & Moskalenko (1998)

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