1 / 36

Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Kosmische Strahlung in unserer Galaxie. Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente. Interstellares Photonenfeld. Sternentstehung.

kiril
Télécharger la présentation

Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente

  2. Interstellares Photonenfeld

  3. Sternentstehung

  4. Anfangsmassenverteilung (IMF) • Salpeter IMF f(m) dm ~ m-a, a=2.35

  5. Spektralklassen

  6. 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

  7. Sternentwicklung • Hauptreihe  Wasserstoffbrennen • Zeit auf der Hauptreihe tMS ~M1-a • Leuchtkraft L~Ma Vortrag: Endstadien der Sternentwicklung Vortrag: Kompakte Überreste von Sternen

  8. Entwicklung einer einfachen Sternpopulation • Sternaufbaugleichungen • Entwicklungswege in Abhängigkeit der Masse L(l,t ) • Sternatmosphären • Absorptionlinien • Addition der Sternspektren je nach IMF und Alter t • Sternentstehungsausbruch (starburst) bei t=0 Bruzual & Charlot (2003)

  9. Sternbildungsrate

  10. 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 „Allererste Sterne“ mit primordialer Zusammensetzung (Vortrag: Dunkle Materie Sterne)

  11. Metallizität

  12. Staubmodell • Extinktionskurve: E(l-V)/E(B-V) • Drei Sorten Staub • Kleine Körner • Große Körner • PAH • Absorptionskoeffizient g(l)

  13. Staub Emission • Emission der drei Staubsorten • Schwarzkörperspektrum Bl(T) • Drei Temperaturen • Kalter Staub 20 K, Warmer Staub 100 K, PAH (~400K)

  14. M82 - Starburst Galaxy • Abstand 3.28 Mpc • Wechselwirkung mit M81 vor 108y • Salpeter IMF • Sternbildungsrate: 3 Msun y-1 für ca. 3 Gyr • Hoher UV Fluss wird zu hohem FIR Fluss Silva et al. (1998)

  15. M51 - Spiralgalaxie • Abstand 9.6 Mpc • Keine besondere Aktivität • Gesamte Baryonische Masse 1.55 1011 Msun • Beide Maxima auf gleicher Höhe

  16. Ortsabhängigkeit

  17. Staub und Gas Verteilung Strong & Moskalenko (1998)

  18. Verteilung in der Galaxie Strong & Moskalenko (1998)

  19. Lokales interstellares Photonenfeld Strong & Moskalenko (2006)

  20. Änderung entlang der galaktischen Ebene (ISRF) Strong & Moskalenko (2006) Extragalaktisches Photonenfeld (EBL) siehe Vortrag: Propagation von hochenergetischen Photonen

  21. Zusammenfassung • Verteilung von Gas • Verteilung von Staub • Interstellares Photonenfeld in unserer Galaxie •  Wechselwirkung von Gammaphotonen •  Wechselwirkung von geladener kosmischer Strahlung

  22. Photon-Photon Paarproduktion glow e- ghigh ghigh e+

  23. Photon-Photon Paarproduktion

  24. Strahlungs-Transportgleichung an= Absorptionskoeffizient jn = Emissionskoeffizient nur Absorption jn =0 Lösung: In In, obs s0 s

  25. Optische Tiefe • t = 1  Iobs = I0 / e • t < 1  optisch dünn • t > 1  optisch dicht

  26. Optische Tiefe

  27. Absorption von Gammaphotonen EBL

  28. Krebsnebel Vortrag: TeV-Beoobachtungen von Supernova-Überresten Vortrag: Photonoszillation

  29. Galaktisches Zentrum Vortrag: Suche nach Dunkler Materie

  30. Zukunft: CTA Mögliche Teleskopverteilung für CTA H.E.S.S. Teleskope

  31. Weitere Zukunkftsprojekte MT, (2008)

  32. Extragalaktische Absorption glow e- ghigh ghigh e+ Vortrag: Propagation von hochenergetischen Photonen

  33. Primäre Kosmische Strahlung • Proton(Kern)spektrum als Funktion des Ortes  nur lokale Beobachtungen

  34. Primäre Kosmische Strahlung • Proton(Kern)spektrum als Funktion des Ortes  nur lokale Beobachtungen • Elektronspektrum als Funktion des Ortes  Radiobeobachtungen ! Energieverluste ! • Berechnung der Propagation entlang einer Sichtlinie • Wichtigste Beobachtung: entstehende diffuse Gammastrahlung

  35. Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung • 1) Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) (katastrophaler Verlust + Emission dominant > 100 MeV • 2) Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM (Energieverluste + Emission wichtig <100MeV) • 3) Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld (Energieverluste + Emission wichtig <100 MeV) • Synchrotronemission (Energieverlust + Radioemission) • Ionisation (Energieverlust) • Coulomb-Wechselwirkung (Energieverlust)

  36. Galaktischer Gammastrahlungshintergrund Strong & Moskalenko (1998)

More Related