Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente
Interstellares Medium
Komponenten des Interstellaren Mediums 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 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 !
Interstellares Gas - Überblick Phasenmodell: Druckgleichgewicht Thermische Instabilitäten Sagt 2 stabile Phasen voraus 8000K 80K Annahme Strahlungsverluste, optisch dünn Erweiterung kann auch Koronales Gas erklären Longair Table 17.1
Verteilung in der Milchstrasse Longair Abb.17.2
Komplexes Wechselspiel
Emission unserer Galaxie Rel. Elektronen Neutrales Gas Molekülwolken Staub Sterne + Staub Sterne Heisses Gas (siehe nächste Woche)
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
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
Vorgehen Beschreibung von Sternen Sternentstehung Sternentwicklung Absorption durch Gas und Staub Reemission durch Gas und Staub Abhängig vom Ort in der Milchstrasse
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
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 Das aus der Photosphäre austretende Licht durchdringt die dünneren Atmosphärenschichten des Sterns. Die darin enthaltenen Elemente absorbieren charakteristische Wellenlängen. Die absorbierte Energie führt zu höheren Anregungszuständen in den Elektronenhüllen der Elemente. Gehen die angeregten Elektronen wieder in niedrigere Energieniveaus zurück, so wird Strahlung emittiert. Da Aussendung nicht nur in Beobachtungsrichtung erfolgt und nicht unbedingt in der absorbierten Wellenlänge (Zwischenniveaus sind möglich), sind derartige Prozesse die Ursache für schwarze Absorptionslinien innerhalb des Spektrums (es gibt bei einigen Objekten auch Emissionslinien). Kennt man die Wellenlängen, kann man daraus auf die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphähren schließen.
Spektralklassen Klasse O B A F G K M Farbe blau blau-weiß weiß weiß-gelb gelb orange rot-orange Temperatur (K) 50000 28000 9900 7400 6000 4900 3500 Leuchtkraft L* 100000 1000 20 4 1 0,2 0,01 Durchmesser d* 10 5 1,7 1,3 0,8 0,3 Masse m* 50 2 1,5 0,7 Lebensdauer (a) 107 108 109 5·109 1010 5·1010 1011 Beispiel Alnilam Rigel Sirius Procyon Sonne Aldebaran Beteigeuze Charakteristische Absorptionslinien He II He I MG II Balmer (H I) H I, Ca II Ca II Ca I
Spektralklassen
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
Anfangsmassenverteilung (IMF) Salpeter IMF f(m) dm ~ m-a, a=2.35
Sternentstehung
Große Molekulare Wolken Molekulare Wolke bei 2.6 mm J=10 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)
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
Jeans‘ Kriterium Virial Theorem: Ekin = -½ Epot Späherische GMW Masse M, Temperatur T, Radius R, Dichte r, Molekular-Gewicht m Jeans‘ Masse Jeans‘ Länge
Freie Fall Zeit Berechne mit typischen Werten für HI Wolken und Molekularen Wolken zum Vergleich
Verlauf des Kollaps Wolkenradius R ist Lösung von
Massenverteilung
Ende des Kollaps: Mjmin Energie Eth muss in der Zeit tff abgestrahlt werden, um aufheizen zu verhindern Eth = -½ Epot Energie wird max. als Schwarzkörper abgestrahlt
Ende des Kollaps: Mjmin Dies kann (numerisch ) gelöst werden. Daraus ergibt sich T=20K, m=2: MJmin=5x10-3 h-1/2 Msun
Sternentstehung
Protosterne HH47 HH30 T-Tauri-Sterne (TTS) sind junge Sterne in einem Alter von weniger als einer Million Jahre, welche die Spektralklasse F bis M und eine Masse zwischen 0,07 und 3 Sonnenmassen besitzen. Sie befinden sich oberhalb der Hauptreihe und damit in einer frühen Phase ihrer Entwicklung, in welcher sie noch kontrahieren. In ihren Kernen finden noch keine oder erst seit kurzem thermonukleare Reaktionen statt. Ein solcher Stern befindet sich noch nicht im hydrostatischen Gleichgewicht, wodurch sie zu mehr oder weniger heftigen Ausbrüchen neigen. Starke bipolare Strömungen treten mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde aus ihrem Innern aus; dort, wo diese Jets Schockfronten bilden und das interstellare Gas erhitzen, können leuchtende Nebel, sogenannte Herbig-Haro-Objekte, beobachtet werden.
Vorhauptreihenentwicklung
Sternentwicklung Hauptreihe Wasserstoffbrennen Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-a Leuchtkraft L~Ma
Entwicklung einer einfachen Sternpopulation Kneiske et al. (2002)
Sternbildungsrate SpT SFR Timescale Burst Single Burst -- E Exponential 1 Gyr S0 2 Gyr Sa 3 Gyr Sb 5 Gyr Sc 15 Gyr Sd 30 Gyr Im Constant :Evolution of the SEDs of different spectral types computed using the spectral evolutionary models of Bruzual & Charlot (1993), with Miller & Scalo IMF, solar metallicity and characteristics of the SFR as shown in Table 1.
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
Metallizität
Staubmodell Extinktionskurve E(B-V) Reemission als Schwarzkörper
Koordinatensystem
Staub und Gas Verteilung
Verteilung in der Galaxie
Lokales Photonenfeld
Änderung entlang der galaktischen Ebene
Zusammenfassung Verteilung von Gas Verteilung von Staub Interstellares Photonenfeld in unserer Galaxie Wechselwirkung von geladener kosmischer Strahlung Wechselwirkung von Gammaphotonen