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1 Astroteilchenphysik Kosmische Strahlung auf der Erde Geladene Komponente (Kosmische Strahlung) Photonen (>keV) Neutrinos Kosmische Strahlung in unserer.

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Präsentation zum Thema: "1 Astroteilchenphysik Kosmische Strahlung auf der Erde Geladene Komponente (Kosmische Strahlung) Photonen (>keV) Neutrinos Kosmische Strahlung in unserer."—  Präsentation transkript:

1 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 2 Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Sternentstehung und -entwicklung Wechselwirkung von KS

3 3 Ursprung Kosmischer Strahlung (KS) 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

4 4 Beobachtbarkeit von elektromagnetischer Strahlung

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

6 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 (10 6 Protonen m -3 mit 7kms -1 ) 0.2 eV cm -3 Galaktisches Magnetfeld B 2 /(2 0 ) (mit B = 2x T) 0.1 eV cm -3

7 7 Milchstrasse

8 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 v rot ~konst. Festkörper v rot ~r Kepler Orbit v rot ~r -1/2 DARK MATTER

9 9 Spirale – aber wie ? Orionarm

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

11 11 Simulation zur Spiralstruktur

12 12 Galaktische Koordinaten

13 13 Zwischen den Sternen

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

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

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

17 17 Dunkelwolken - Dunkelnebel Entfernung 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 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 19 Extinktion – E(B-V) Farbexess: E(X-Y) = (X-Y)-(X-Y) 0 B = 440 nm (blau) 0.44 m, 2.27 V = 548 nm (visuell) m, 1.82 ~ A v = 3.1 E(B-V) (im Visuellen) Milchstrasse E(B-V)~0.05

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

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

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

23 23 Interstellares Gas Moleküle Linienemission (H 2, CO,…) Neutrales Gas (HI Regionen) UV Absorptionslinien 21cm Linie Ionisiertes Gas (HII Regionen) H Linienemission (leuchtende Gasnebel) Heißes koronales Gas

24 24 Molekülwolken Molekularer Wasserstoff H 2, 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 pc Verteilung in den Spiralarmen Molekülwolke, bestehend aus dichtem Gas und Staub. Abgebrochen vom Carina Nebel. Ausdehnung ca 2 Lichtjahre.

25 25 Riesen-Molekülwolken Riesen- Molekülwolken ( M s ) Ausdehung bis zu pc (3-600 Lj) Dichte Kerne der Wolken sind Orte der Sternentstehung Temperaturen 10K - 30K (kühl) Bernard 68

26 26 Wichtige Moleküle H 2 und CO H 2 hat nur Linien im UV (stark absorbiert) H 2 Rotationsniveaus erst bei hohen Temperaturen möglich (20K alle e im Grundzustand) H2 ist symmetrisch keine Dipolstrahlung Relation CO/H 2 ~10 -4 CO Verteilung variiert nur wenig Beobachtung von CO -> Indirekte Aussage über H 2 Verteilung CO emittiert Dipolstrahlung 12 C 16 O (J=1 nach J=0 Angeregtes Rotationsniveau) 0 = 2.60 mm oder GHz

27 27 Molekülbildung Dichten sind zu kleine für thermodynamisches Gleichgewicht Protonen aus kosmischer Strahlung ionisieren Wolken teilweise Ionen reagieren zu Molekülen H 2 + +H 2 H 3 + +H Katalytische Oberflächenreaktionen an Staubkörnern UV Strahlung der Sterne wird vom Staub abgeschirmt, Moleküle werden nicht zerstört

28 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 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 – 10 8 m -3 Temperatur ~80K

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

31 31 Verteilung in der Milchstrasse Longair Abb.17.2

32 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 33 Beobachtungen von HII Wolken in der Milchstrasse Wasserstoffatom wird ionisiert durch Photon mit < 91.1mm (13.6 eV) Photoelektron re- kombiniert mit Ion Kaskade entsteht Jedes Lyman- Photon erzeugt so ein H- Photon (n=3 nach n=2) mit nm (Rot) Longair Abb.17.3(a)

34 34 Strömgrensphäre Ausdehung einer HII Region mit Radius R Gleichgewichtszustand N uv Anzahl der vom Stern emittierten UV Photonen Rekombinationskoeffizient: [m 3 s -1 ]~2x (T e [K]) -3/4 Im vollständig ionisierten Plasma gilt n e =n ion R HII Strecke in der ionisierende Photonen aufgebraucht werden O-Stern: N UV ~10 49 Photonen s -1 n e ~10 8 m -3 und T e ~10 4 K R HII ~3pc n e ~10 6 m -3 65pc

35 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 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=10 6 K

37 37 Interstellares Gas - Überblick Longair Table 17.1

38 38 Zwischen den Sternen

39 39 Interstellares Medium + Sternentsstehung Longair


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