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Interstellare Materie•
● Nebel● Interstellares Medium
● Staub● Extinktion● Emission
● Gas● Radioastronomie
● Interplanetarer Staub● Intergalaktisches Gas
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Interstellare Nebel
• 1781 Charles Messier: Katalog von “Nebeln”
• 1900-1920: Identifikation mit interstellarem Material (nur 6 der Messier-Nebel)
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Interstellare Nebel• Reflexionsnebel
• Streuung von Sternen- licht
Plejaden
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• Emissionsnebel• Selbstleuchtend• Ionisierter Wasserstoff
Orion-Nebel
Interstellare Nebel
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Interstellare Nebel• Emissionsnebel
• Selbstleuchtend• Ionisierter Wasserstoff
Orion-Nebel
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Interstellare Nebel• Dunkelwolken
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Interstellarer Staub• Unmöglich direkt zu beobachten
• Ableitung der Eigenschaften aus 4 Beobachtungs- größen
• Extinktion des Sternenlichts• Streuung des Sternenlichts• Polarisation• Thermische Emission
• Vergleich der beobachteten Spektren mit Labordaten
• Terrestrische Analogmaterialien
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Interstellare Extinktion• Extinktion immer gleichzeitig Verrötung
B68 Dunkelwolke: VIS 470, 870, 2200nm
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Interstellare Extinktion• Quantitative Beschreibung:
• Wellenlängenabhängige Extinktion A¸ =M*,¸, observed { M*,¸,abs
• Normierung immer auf =550nm (V-Filter): AV - visuelle Extinktion
• Verrötung: B=Blaufilter, =350nm
• Typischer Wert in diffusen Wolken: R=3.1.
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Interstellare Extinktion• Quantitative Erklärung: Mie-Theorie
Lichtsteuung = Lösung der Maxwell-Gleichungen für Kugel mit Brechungs- und Absorptionsindex
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Interstellare Extinktion• Quantitative Erklärung: Mie-Theorie
Teilchenquerschnitt für• Streuung Csca• Absorption Cabs• Extinktion Cext=Cabs+• Albedo = Streuvermögen = Csca/Cext
Spezialfall: Teilchen klein gegen die Wellenlänge• Rayleigh-Streuung
• Teilchen wirken als elektrische Dipole
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Interstellare Extinktion• Rayleigh-Streuung
• Eigenschaften• Extinktion proportional zum Volumen
=
• Bei langen Wellenlängen zählt nur noch Absorption
• Himmelsblau, roter Sonnenuntergang
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Interstellarer Staub
• Extinktions- spektrum:
• Größen- verteilung• Zusammen- setzung
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Polarisation
• Lineare Polarisation des Sternenlichtes durch “dichroitische Extinktion” = am Magnetfeld ausgerichtete längliche Staub- teilchen
• Polarisationsgrad: wenige Prozent
• Maximum der Polarisation bei 545nm
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Polarisation• Zusammen mit Extinktion Maß für Teilchengröße
Fit des Polarisationsspektrums mit Teilchengrößen von ~0.1µm
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Größenverteilung• Typische Größe: 0.1 µm• Spektrum von wenigen < 1 nm bis einige hundert nm
Größenverteilung des Staubvolumens
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Zusammensetzung• 4 Komponenten:
• Silikate• Kohlenstoff (teils amorph teils graphitisch)• Eismäntel• PAHs
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Polyzyklische Aromatische KohlenwasserstoffePolycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs)
• Makromoleküle bzw. Mini-Staubteilchen
• 10-500 C-Atome• Häufung bei ~50 und ~500 C-Atomen
• Graphitkonfiguration
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Polyzyklische Aromatische KohlenwasserstoffePolycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs)
• Makromoleküle bzw. Mini-Staubteilchen
• 10-500 C-Atome• Häufung bei ~50 und ~500 C-Atomen
• Graphitkonfiguration
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Staubemission• Wie jeder Körper strahlt der Staub mit einem Spektrum das seiner Temperatur entspricht.
• Staubtemperatur aus Gleichgewicht von absorbierter und emittierter Strahlung:
•• Typische Temperatur:
• diffuse Wolken: 30K -> Emission: 100µm• dichte Wolken: 10K -> Emission: 300µm• Sternhüllen: 100-300K -> Emission: 10-30µm
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Staubemission
Spektren junger, noch tief im Staub eingebetter Sterne
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Infrarot-Spektren• Mischung von Emission und Absorption
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Staubentstehung• Hüllen von Riesensternen:
• Kondensation von Silikaten und amorphem Kohlenstoff
IRC 10216 (VLT) Tsurf=2000K, Trad=600K
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Staubentstehung• Dichte kalte Molekülwolken
• Koagulation
• Aufwachsen von Eismänteln• Bildung organischer Mäntel
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Diffuse interstellare Banden• Am längsten ungelöstes astrophysikalisches Rätsel
• Entdeckung um 1920• Immer noch keine vollständige Erklärung
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Diffuse interstellare Banden• Breiter als Gaslinien und schmaler als Festkörperresonanzen
• Stärkste Linien bei 443, 624, 618 nm
• Relative Variation der Banden in verschie-denen Sichtlinien
• Wahrscheinliche Erklärung: ionisierte PAHs
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Interstellares Gas• Absorptionslinien im optischen Spektrum
• Identifikation anhand des charakteristischen “Fingerabdrucks”
• Typische Absorptions- linien: Na, Ca, K, Fe
Spektrum von δ Ori zu verschiedenen Zeiten
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Interstellares Gas• Emissionslinien im Infrarot und Radiobereich
Gesamtspektrum einerGalaxie (M82) im IR-Bereich
• Staub- und Gasemission
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Radiobeobachtung• Detektion der Linienstrahlung im (sub)mm- und Radiobereich
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Beobachtungen
•
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Anzahlhäufigkeit: ähnlich zur Sonnenphotosphäre
Atom Häufigkeit GasphasenabreicherungH 100 ~ 0He 7 0C 0.04 0.5O 0.07 0.1N 0.009 ~ 0Al 0.0003 50
• Die Gasphase wird völlig vom Wasserstoff dominiert.• Im Gas fehlende Elemente müssen im Staub sitzen.• Staub/Gas-Verhältnis ~ 1/100
• Aber: Staub dominiert Energiebilanz
Interstellares Gas
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HI-Beobachtungen
• Dopplerverschiebung der Linie erlaubt Geschwindig-keitsmessungen
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HI-Beobachtungen
• Heißes Gas hat viel breitere Geschwindig- keitsverteilung als kaltes Gas
• Getrennte Phasen des Gases
• Klar abgegrenzte Wolkenstrukturen
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Phasen des ISM
• Thermische Instabilität: Gas ist nur bei Dichten von 1 H-Atom/cm3 oder oberhalb von 100 H-Atomen/cm3 stabil
• erklärt scharfe Wolkengrenzen
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Phasen des ISM
• Ionisierter atomarer Wasserstoff HII (H+)• Neutraler atomarer Wasserstoff HI (H)• Molekularer Wasserstoff H2
• Die jeweiligen Regionen bestehen nahezu zu 100% aus der entsprechenden Komponente.• Die Grenzgebiete zwischen HII, H und H2 sind sehr dünn.
• Den größten Teil (ca. 80%) des ISM machen HI und HII-Gebiete niedriger Dichte aus. • H2 befindet sich in Molekülwolken, die z.T. von HII-Gebieten hoher Dichte begleitet werden.
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Molekülwolken
• Molekularer Wasserstoff hat kein permanentes Dipolmoment:
• Keine Rotationsübergänge• Keine elektr. Dipol-Vibrationsübergänge• Nur heißes H2 sichtbar durch Quadrupolübergänge
• CO als Sonde des molekularen Gases• N(CO)/N(H2) ~ 8 x 10-5
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Beobachtungen
•
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Molekülwolken• Molekulares Gas ist sehr inhomogen verteilt• Turbulente Wolkenstrukturen
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Molekülwolken• Interstellare Moleküle
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Molekülwolken• Interstellare Moleküle
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Molekülwolken• Interstellare Moleküle
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Maser• Extrem scharfe Linien beobachtet
• OH, H2O, SiO, CH3OH
• Aus kleinen Regionen in der Nähe von Sternentstehungs- gebieten
• Physik analog zu Laser im Optischen
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NMAH13CO+ (1-0)
VLA/VLBAH2O masers
VLBAH2O masers
S106 FIR Class 0 sourceFuruya et al. 2000,
ApJ, 542, L135
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Photodissozationsregionen (PDRs)Das Chemielabor des Weltalls
• Bei Wellenlängen über 912Å kann Strahlung H nicht mehr ionisieren, aber Moleküle dissoziieren.
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• Komplexes Netzwerk chemischer Reaktionen
• Bildung und Zerstörung interstellarer Moleküle
Photodissozationsregionen (PDRs)
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Photodissozationsregionen (PDRs)• Modellierung der Verteilung der verschiedenen Moleküle über die Tiefe einer PDR(Kölner PDR-Modell)
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Ionisiertes Gas• Heißes Elektronen- und Ionengas hat keine diskreten Linien, sondern strahlt im Radiokontinuum
• Strahlung beschleunigter Ladungsträger
Frei-frei-Strahlung Synchrotronstrahlung
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Radiobeobachtung
• Interstellares ionisiertes Gas zeigt ein charakteristisches Radiokontinuums-spektrum
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Beobachtungen
•
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Interplanetarer Staub• Zodiakallicht
• Schwaches helles Band entlang der Ekliptik
• Staub im Sonnensystem streut Sonnenlicht
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Interplanetarer Staub• Interplanetarer Staub kann in der Hochatmosphäre eingefangen werden.
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Kometenstaub• Interplanetarer Staub wird aus Kometen und Asteroiden nachgeliefert
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Kometenstaub• Meteroitenschwärme aus Kometenmaterial
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Kometenstaub
• Kometenmaterial hat Struktur des Staubes aus Entstehungsperiode des Sonnensystems erhalten
• Repräsentiert inter- stellaren Staub
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Intergalaktisches Medium• Hochionisertes Gas
• T > 1 Mio K
• Sehr weit verteilt
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Intergalaktisches Medium•Beobachtung nur im Röntgenlicht und in γ-Strahlung