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Das lokale interstellare Medium (LISM) Jens Ruppel.

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Präsentation zum Thema: "Das lokale interstellare Medium (LISM) Jens Ruppel."—  Präsentation transkript:

1 Das lokale interstellare Medium (LISM) Jens Ruppel

2 Leitfragen Wo sind wir? Was sehen wir? Was folgern wir daraus? Was erwarten wir für die Zukunft? Wie gut sind die existierenden Modelle?

3 Wo sind wir? MilchstraßeMitglied der lokalen Gruppe prominente Nachbarn: M31, M33, LMC, SMC Galaktische Ebene OB-Sterne, OH, Cep, Staub, diff. ISM, HII- Regionen, Molekülwolken

4 Wo sind wir? Milchstraße Galaktische Ebene Goulds BeltSternentstehungsgebiet Sco-Cen: d=400 lyr, T 10 3 cm -3 Local Bubble (LB) Local Interstellar Cloud (LIC) Sonnensystem (SS)

5 ZOOM

6 Local Bubble Ursprung: 2 mögliche Szenarien Durch Schockwellen extrem intensiver Sternentstehung (Sco-Cen, Orion) Supernova (SN) – Explosion in Gebiet niedriger Dichte LB beherbergt viele interstellare Wolken

7 Local Interstellar Cloud LIC umgibt das SS Im LSR: Bewegung der Sonne relativ zur LIC LIW

8 Local Interstellar Cloud LIC umgibt das SS LIC ist Teil des Materieauswurfs von Sco-Cen

9 Sonnensystem Pick –Up Ions (PUI) aus Korona der Sonne

10 Sonnensystem

11 ZOOM 1 AU:

12 Sonnensystem Fazit: Der SW schützt die inneren Planeten vor den meisten neutralen Atomen des LISM (Filtrierung diesseits der Heliosphäre)

13 Sonnensystem Fazit: Der SW schützt die inneren Planeten vor den meisten neutralen Atomen des LISM (Filtrierung diesseits der Heliosphäre) kosmischer Strahlung niedriger Energien (Drift, adiabatische Kühlung, Konvektion, Diffusion) (Lorentzkraft) kleinen Staubteilchen mit Radius r<0,1µm große (r>1,4µm), mittlere (r>0,2µm) Staubteilchen

14 Ist das LISM homogen? NEIN! große Skalen: (LB) LIC eine von vielen Wolken kleine Skalen: (LIC) große Dichtekontraste auf kleinen Distanzen liefert

15 Wie bestimmt man die Plasmaparameter? Generell 2 Möglichkeiten: Bodengebundene Beobachtungen Probleme:Atmosphäre

16 Absorptionsprofil der Atmosphäre

17 Wie bestimmt man die Plasmaparameter? Generell 2 Möglichkeiten: Bodengebundene Beobachtungen Probleme:Atmosphäre in situ – Messungen des LISM nur indirekt möglich Eiskernmessungen (E = 100MeV - 1GeV)

18 Wie bestimmt man die Plasmaparameter? Generell 2 Möglichkeiten: Bodengebundene Beobachtungen Extraterrestrische Beobachtungen Raketen (bis Ende der 60er Jahre) Raumsonden: Voyager I & II (1977) Pioneer 10 & 11 (1972/73)

19 Wie bestimmt man die Plasmaparameter? Generell 2 Möglichkeiten: Bodengebundene Beobachtungen Extraterrestrische Beobachtungen Raketen (bis Ende der 60er Jahre) Raumsonden: Voyager I & II (1977) Pioneer 10 & 11 (1972/73)

20 Wie bestimmt man die Plasmaparameter? Generell 2 Möglichkeiten: Bodengebundene Beobachtungen Extraterrestrische Beobachtungen Raketen (bis Ende der 60er Jahre) Raumsonden: Voyager I & II (1977) Pioneer 10 & 11 (1972/73) SatellitenUlysses (1990) ROSAT EUVE } Röntgensatelliten

21 Plasmaparameter des LISM Temperatur:Linienverbreiterung Modellfits

22 Plasmaparameter des LISM Temperatur Ionisationsgrad:Strahlungsfeld der umgebenden Sterne Zusammensetzung des ISM Wechselwirkungen

23 Plasmaparameter des LISM Temperatur Ionisationsgrad Magnetfeld:schwer zu bestimmen AU-Skala:in situ - Messungen kpc/Mpc-Skala:z.B. Faraday-Rotation (keine Staubteilchendetektion) Ergebnis von MHD-Rechnungen mit den Parametern: Bow-Shock wahrscheinlichster Wert:

24 Plasmaparameter des LISM Temperatur Ionisationsgrad Magnetfeld Dichte:Pick-Up Ionen Ulysses (2,5 - 5 AU): über Signalmessung von nahen Pulsaren ist die bekannte Entfernung des Pulsars ist die Zeitdifferenz zwischen zwei Signalen unterschiedlicher Frequenz

25 Modelle 2 Arten von Modellen für die LB: statische Modelle:(fragwürdige) Annahme eines CIE fit-model keine/kaum Prognosen möglich Jacobsen & Kahn (1986): allgemeinstes Modell bereits durch Beobachtungen widerlegt

26 Modelle 2 Arten von Modellen für die LB: statische Modelle dynamische Modelle: SN-Explosionen in Gebiet niedriger Dichte (0,01cm -3 ) Cox & Anderson (1982) Superbubble aus mehreren SN-Explosionen in Gebiet mit relativ hoher Dichte (1cm -3 ) Innes & Hartquist (1984) Numerische Simulation von vielen, andauernden SN-Explosionen in kaltes Medium Smith & Cox (1998)

27 Modelle 2 Arten von Modellen für die LB: statische Modelle dynamische Modelle Probleme: nicht genug ausgewertete Daten nicht genug spektrale Auflösung Feintuning notwendig Modelle noch nicht ausgereift

28 Zeitliche Entwicklung des LISM SS galaktisches Zentrum relativ zum LISM durch Gebiete unterschiedlicher Dichte (Molekülwolken, Fraktale, Shells,...) Druckgleichgewicht LISM Heliosphäre Größe der Heliosphäre Ideales Gas: p=nkTDichteDruck Dichte des LISMGröße der Heliosphäre

29 Zeitliche Entwicklung des LISM Bsp.:

30 Zeitliche Entwicklung des LISM Bsp.: äußere Planeten, Kometen u.ä. wären dem LISM ausgesetzt Vergleich von Oberflächenproben Geschichte der HS und des LISM

31 Vergangenheit / Zukunft Plots der Sonnentrajektorie lokale Dichteschwankungen möglich seit 10 6 Jahren in Gebiet niedriger Dichte (LB) seit ca Jahren in LIC Indizien für Änderungen in den letzten 2000 Jahren allg. für Stern wie die Sonne: 16 Regionen mit r>3pc & n>10 3 cm -3 Grenze zur LIC in ca Jahren

32 Literatur Prescilla Frisch - The galactic environment of the Sun (Journal of Geophysical Research & American Scientist Online) 2000 Dieter Breitschwerdt – Modelling the LISM (Astrophysics and Space Science) 2001 Gloeckler, Fisk, Geiss – Anomalously small magnetic field in the local interstellar cloud (letters to nature) 1997

33 Zusammenfassung

34 Plasmaparameter des LISM Dichte des LISMGröße der Heliosphäre LISM ist inhomogen

35 Schluß...


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