Das lokale interstellare Medium (LISM)

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

1 Das lokale interstellare Medium (LISM)
Jens Ruppel

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

3 Wo sind wir? Milchstraße Mitglied 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 Gould‘s Belt
Sternentstehungsgebiet Sco-Cen: d=400 lyr, T<100K, n>103cm-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 aus Korona der Sonne Pick –Up Ions (PUI)

10 Sonnensystem

11 Sonnensystem 1 AU: ZOOM

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) Satelliten Ulysses (1990) } Röntgensatelliten ROSAT EUVE

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
galaktisches Zentrum SS relativ zum LISM durch Gebiete unterschiedlicher Dichte (Molekülwolken, Fraktale, Shells,...) Druckgleichgewicht LISM Heliosphäre Größe der Heliosphäre Ideales Gas: p=nkT Dichte Druck Dichte des LISM Größe 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 seit 106 Jahren in Gebiet niedriger Dichte (LB) seit ca Jahren in LIC lokale Dichteschwankungen möglich Indizien für Änderungen in den letzten 2000 Jahren Grenze zur LIC in ca Jahren allg. für Stern wie die Sonne: 16 Regionen mit r>3pc & n>103cm-3

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 Zusammenfassung Plasmaparameter des LISM LISM ist inhomogen
Dichte des LISM Größe der Heliosphäre

35 Schluß...