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Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Das Interstellare Medium Gas Staub

Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld

Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente

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Interstellares Medium

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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 Photonenemission (s.u.)

Photonenfelder (direkt) Photon-Proton (Kern) WW Photon-Photon Paarerzeugung Sternen (optischen und nah Infraroten ~0.1-1m) Staub (nah und fernes Infrarot (~1-100m) Gas (Linien und kont. Emission UV bis Infrarot) Synchrotronemission von rel. Elektronen (Radiobereich)

Magnetfelder (direkt) Synchrotronverluste Ablenkung Diffusion

Abhängig vom Weg des Teilchens !

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Interstellares Gas - Überblick

Longair Table 17.1

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Verteilung in der Milchstrasse

Longair Abb.17.2

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Komplexes Wechselspiel

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Emission unserer Galaxie

Sterne

Sterne + Staub

Staub

Rel. Elektronen

Neutrales Gas

Molekülwolken

Heisses Gas

(siehe nächste Woche)

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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

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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

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Vorgehen

Beschreibung von Sternen Sternentstehung Sternentwicklung Absorption durch Gas und Staub Reemission durch Gas und Staub Abhängig vom Ort in der Milchstrasse

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Physikalische Größen Gesamtleuchtkraft Spektrale Energieverteilung Variabilität ?

Abstand zum Beobachtungsort M, 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

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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

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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 1 0,8 0,3

Masse m* 50 10 2 1,5 1 0,7 0,2

Lebensdauer (a) 107 108 109 5·109 1010 5·1010 1011

Beispiel Alnilam Rigel Sirius Procyon Sonne Aldebaran Beteigeuze

CharakteristischeAbsorptionslinien

He II He I MG II Balmer (H I) H I, Ca II Ca II Ca I

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Spektralklassen

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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

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Anfangsmassenverteilung (IMF)

Salpeter IMF (m) dm ~ m-a, a=2.35

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Sternentstehung

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Große Molekulare Wolken

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)

Molekulare Wolke bei 2.6 mmJ=10 Übergang von CO

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Probleme beim Kollaps

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

Kollaps von H2-Gasdichten nH = 109 m-3

zu Dichte in einem Stern nstar = 1039 m-3

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Jeans‘ Kriterium

Virial Theorem: Ekin = -½ Epot

Späherische GMW Masse M, Temperatur T, Radius R, Dichte , Molekular-Gewicht

Jeans‘ Masse

Jeans‘ Länge

kTm

ME

Hkin 2

3

R

GMEpot

2

5

3

JJ

JH

RG

kTMR

MmG

kTM

2/13/1

2/12/3

4

15

4

3

4

35

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Freie Fall Zeit

pcnTR

MnTM

HJ

sunHJ

2/14

2/12/34

)/(10

)/(103.9

2/1

310

3

1107

2)(

m

n

GM

RRtt H

J

JJff

Berechne mit typischen Werten für HI Wolken und Molekularen Wolken zum Vergleich

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Verlauf des Kollaps

0)0()0(,,)( ,22

2

RRRMMtR

GM

dt

RdJJ

Wolkenradius R ist Lösung von

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Massenverteilung

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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

R

GMEth 5

3

2

1 2

2/1)2/3( Gt ff

2/52/3

210

3

J

J

ff

thffrad R

MG

t

ELL

424 TRL Jrad

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Ende des Kollaps: Mjmin

Dies kann (numerisch ) gelöst werden. Daraus ergibt sich

T=20K, =2: MJmin=5x10-3 -1/2 Msun

2/52/3

210

3

J

J

ff

thffrad R

MG

t

ELL 424 TRL Jrad

4/92/1

4/12min 102.1

T

MMM sunJJ

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Sternentstehung

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Protosterne

HH30HH47

28

Vorhauptreihenentwicklung

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Sternentwicklung

Hauptreihe Wasserstoffbrennen

Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-

Leuchtkraft L~M

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Entwicklung einer einfachen Sternpopulation

Kneiske et al. (2002)

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Sternbildungsrate

SpT SFR Timescale

Burst Single Burst --

E Exponential            1    Gyr

S0 Exponential            2    Gyr

Sa Exponential          3   Gyr

Sb Exponential          5  Gyr

Sc Exponential           15   Gyr

Sd Exponential           30   Gyr

Im Constant --

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Sternpopulationen - Metallhäufigkeit

Population I Metallreiche Sterne, Sonne,

Scheibe, Spiralarme, Zs=0.02jüngste Population

Population II Metallarme Sterne, Halo,

Z=10-4 Zs

alte Sternenpopulation Population III „Allerersten Sterne“ mit

primordialer Zusammensetzung

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Metallizität

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Staubmodell

Extinktionskurve E(B-V)Reemission als Schwarzkörper

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Koordinatensystem

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Staub und Gas Verteilung

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Verteilung in der Galaxie

38

Lokales Photonenfeld

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Änderung entlang der galaktischen Ebene

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Zusammenfassung

Verteilung von Gas Verteilung von Staub Interstellares Photonenfeld in unserer

Galaxie Wechselwirkung von geladener

kosmischer Strahlung Wechselwirkung von

Gammaphotonen