Das lokale interstellare Medium

(LISM)

Jens Ruppel

Leitfragen

Wo sind wir?

Was sehen wir?

Was folgern wir daraus?

Was erwarten wir für die Zukunft?

Wie gut sind die existierenden Modelle?

Wo sind wir?

Milchstraße Mitglied der lokalen Gruppe

prominente Nachbarn: M31, M33, LMC, SMC

Galaktische Ebene

pczpc 150060 OB-Sterne,OH, Cep, Staub,diff. ISM, HII-Regionen,Molekülwolken

Wo sind wir?Milchstraße

Galaktische Ebene

Gould‘s Belt SternentstehungsgebietSco-Cen: d=400 lyr,

T<100K, n>103cm-3

Local Bubble (LB)

Local Interstellar Cloud (LIC)

Sonnensystem (SS)

ZOOM

Local BubblepcrLB 100

3310 cmnLB

?B1

Ursprung: 2 mögliche Szenarien

Durch Schockwellen extrem intensiverSternentstehung (Sco-Cen, Orion)

Supernova (SN) – Explosion in Gebietniedriger Dichte

LB beherbergt viele interstellare Wolken

KT 610

Local Interstellar CloudpcrLIC 5,2

33,004,0 cmnLICKT 3107

5,01,0 H 6,03,0 HeGBLIC 65,1

LIC umgibt das SS

Im LSR:Bewegung der Sonnerelativ zur LIC

LIW

Local Interstellar CloudpcrLIC 5,2

33,004,0 cmnLICKT 3107

5,01,0 H 6,03,0 HeGBLIC 65,1

LIC umgibt das SS

LIC ist Teil desMaterieauswurfsvon Sco-Cen

Sonnensystem

AUd HSS 10080

AUd HPS 150130

Pick –Up Ions (PUI)

ep ,aus Korona der Sonne

Sonnensystem

SonnensystemZOOM 37 cmnn pe

KT 510GB 50

1 AU:

SonnensystemFazit: Der SW schützt die inneren Planeten vor

den meisten neutralen Atomen des LISM

(Filtrierung diesseits der Heliosphäre)

SonnensystemFazit: 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

Ist das LISM homogen?

NEIN!

große Skalen: (LB)

LIC eine von vielen Wolken

kleine Skalen: (LIC)

große Dichtekontraste auf kleinen Distanzen3

, 3,0 cmn HLIC3*

, 300 cmn HLIC

pcL 01,0

410

219*, 10 cmLnN HobsH

liefert

Wie bestimmt man die Plasmaparameter?

Generell 2 Möglichkeiten:Bodengebundene Beobachtungen

Probleme: Atmosphäre

Absorptionsprofil der Atmosphäre

Wie bestimmt man die Plasmaparameter?

Generell 2 Möglichkeiten:Bodengebundene Beobachtungen

Probleme: Atmosphäre‚in situ‘ – Messungen des LISM nur

indirekt möglich

Eiskernmessungen(E = 100MeV - 1GeV)

Wie bestimmt man die Plasmaparameter?

Generell 2 Möglichkeiten:Bodengebundene Beobachtungen

Extraterrestrische BeobachtungenRaketen (bis Ende der 60er Jahre)Raumsonden: Voyager I & II (1977)

Pioneer 10 & 11 (1972/73)

Wie bestimmt man die Plasmaparameter?

Generell 2 Möglichkeiten:Bodengebundene Beobachtungen

Extraterrestrische BeobachtungenRaketen (bis Ende der 60er Jahre)Raumsonden: Voyager I & II (1977)

Pioneer 10 & 11 (1972/73)

Wie bestimmt man die Plasmaparameter?

Generell 2 Möglichkeiten:Bodengebundene Beobachtungen

Extraterrestrische BeobachtungenRaketen (bis Ende der 60er Jahre)Raumsonden: Voyager I & II (1977)

Pioneer 10 & 11 (1972/73)Satelliten Ulysses (1990)

ROSAT

EUVE }Röntgensatelliten

Plasmaparameter des LISM

Temperatur: Linienverbreiterung

‚Modellfits‘

Plasmaparameter des LISM

TemperaturIonisationsgrad: Strahlungsfeld der

umgebenden Sterne

Zusammensetzung des ISM

Wechselwirkungen

Plasmaparameter des LISM

TemperaturIonisationsgradMagnetfeld: schwer zu bestimmen

AU-Skala: ‚in situ‘ - Messungenkpc/Mpc-Skala: z.B. Faraday-Rotation

0B (keine Staubteilchendetektion)GB 7,3

Ergebnis von MHD-Rechnungenmit den Parametern: ,...,,/ HSHeH RTnBow-Shock

wahrscheinlichster Wert: GB 23,1

Plasmaparameter des LISM

TemperaturIonisationsgradMagnetfeldDichte: HeH nn , Pick-Up Ionen

Ulysses (2,5 - 5 AU):3

3

03,020,0

0018,00153,0

cmn

cmn

H

He

enüber Signalmessung von nahen Pulsaren

~LndlnDMee

List die bekannte Entfernung des Pulsars

ist die Zeitdifferenz zwischen zweiSignalen unterschiedlicher Frequenz

Lne

~

Modelle2 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 Beobachtungenwiderlegt

Modelle2 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 Gebietmit relativ hoher Dichte (1cm-3)

Innes & Hartquist (1984)

Numerische Simulation von vielen, andauerndenSN-Explosionen in kaltes Medium

Smith & Cox (1998)

Modelle2 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

Zeitliche Entwicklung des LISM

SS zr vvv ,, galaktisches Zentrum

relativ zum LISM 15,16 kmsvrel

durch Gebiete unterschiedlicher Dichte(Molekülwolken, Fraktale, Shells,...)

Druckgleichgewicht LISM HeliosphäreGröße der Heliosphäre

Ideales Gas: p=nkT Dichte Druck

Dichte des LISMGröße der Heliosphäre

Zeitliche Entwicklung des LISM

Bsp.: 33,0 cmnH3* 10 cmnH

AURTS 10080 AURTS 1410*

Zeitliche Entwicklung des LISM

Bsp.: 33,0 cmnH3* 10 cmnH

AURTS 10080 AURTS 1410*

äußere Planeten, Kometen u.ä. wären demLISM ausgesetzt

Vergleich von Oberflächenproben

Geschichte der HS und des LISM

Vergangenheit / ZukunftPlots der Sonnentrajektorie

lokale Dichteschwankungen möglich

seit 106 Jahren in Gebiet niedriger Dichte (LB)seit ca. 250.000 Jahren in LIC

Indizien für Änderungen in den letzten 2000 Jahren

allg. für Stern wie die Sonne:

16 Regionen mit r>3pc & n>103cm-3

Grenze zur LIC in ca. 3000 Jahren

Literatur

Prescilla Frisch - The galactic environment of the Sun (Journal of Geophysical Research

& American Scientist Online) 2000Dieter Breitschwerdt – Modelling the LISM

(Astrophysics and Space Science) 2001Gloeckler, Fisk, Geiss – Anomalously small magnetic field in the local interstellar cloud

(letters to nature) 1997

Zusammenfassung

ZusammenfassungPlasmaparameter des LISM

KT 3107

5,01,0 H 6,03,0 HeGB 23,1

3

3

03,020,0

0018,00153,0

cmn

cmn

H

He

Dichte des LISMGröße der Heliosphäre

LISM ist inhomogen

Schluß...