Physik des interstellaren Mediums Evaluation

Physik des interstellaren MediumsEvaluation: www.physik.uni-muenchen.de/evaluation/

Heizungs- und Kühlungsprozesse im ISM• Heizung beginnt mit der Ablösung eines freienElektrons von einem interstellaren Teilchen(z.B. Gasatom, Molekül oder Staubkorn)durch energiereiche Teilchen oder Photonen.PhotonElektronThermalisierungdurchelastische StößeThermalisierungszeitskala:τ ≈ 1000 Jahre

• Kühlung erfolgt durch elastische Streuung zwischen einem leichtenTeilchen (H,p,e,...) und einem schweren Teilchengeringere Geschwindigkeitnach dem StoßThermalisierungdurchelastische StößeAbstrahlungHeizungsrate:Kühlrate:Γ : Energiegewinn pro Volumen und ZeitΛ : Energieverlust pro Volumen und ZeitThermisches Gleichgewicht:Γ = Λ

Heizungsprozesse im dichten und diffusen ISM:• Kosmische Strahlung kann selbst in dichte Molekülwolken eindringenHeizung und teilweise Ionisation des GasesIonisationsgrad:η ≈10 −6• Im diffusen ISM dominiert die stellare UV Strahlung, die Elektronenvon interstellaren Staubkörnern ablöst.Die kinetische Energie der Elektronen enthält einen Großteil der Energie desUV-Photons.Photoelektrische Heizrate (Spitzer):⎛ I ⎞ΓPE= 5⋅10 n erg s⎝ ⎠n−26 v−1⎜ ⎟ HIv,⊙lineare AbhängigkeitStaub∼ nH

Interstellarer Staub• Interstellarer Staub besteht aus Silikatkörnern und RußC, Si, O• Starke Absorption im sichtbaren und UV-Bereich• Wenig Absorption im Infrarot- und Radiobereich

Der interstellare Staub:• Wellenlängenabhängigkeit der Absorption im optischen Bereich :τStaub∝ λ−1• Mie-Streuung: Größe der Teilchen entspricht der Wellenlänge des Lichtsa ≈ 300 nm = 0.3 µ m• Das durch den Staub gestreute Licht ist teilweise polarisiertStaubteilchen sind keine einfachen Kugeln• H-Oberfächendichte und Staubextinktion sind korreliertN = 1.9⋅10 A cm magH21 −2 −1VAbsorption im V-band

Entstehung von Staub:• Vergleich des IR-Spektrums der Atmosphäreeines roten Riesen mit dem Laborspektrumvon Polyzyklischen aromatischenKohlenwasserstoffen (PAHs).• Moleküle aus mehreren Benzolringen:Interstellarer Staub entsteht in den äußeren Atmosphären von Sternen miteinigen Sonnenmassen im roten Riesenstadium.

Kühlung im ISM:• Feinstruktur-Linienkühlung (wie die 21 cm Linie) dominiert nahezu überall.Ausnahme: heißes Gas und Molekülwolken• Am wichtigsten sind die Atome und Ionen, die im ISM häufig vorkommen.und deren Feinstrukturzustände nahe dem Grundzustand sind.Neutrales Medium:C II, O I• Freie Elektronen des ionisierten Kohlenstoffs CII regen das obereFeinstrukturniveau von CII an, wenn ihre kinetische Energie einerthermischen Energie mit Temperatur 91.2 K entspricht.• Das erste angeregte Feinstrukturniveau von O I entspricht einerthermischen Energie von T=228 K.

Beispiel:e − − Stoßquerschnitt ∼ 1/ v ∼ 1/ T−1/ 2−27 2 2 −91.2K / T ⎛ T ⎞−1 3CII1.23 10 nHdCe erg s cmΛ = ⋅−4nC3.55 10 nH⎜ ⎟⎝100 K ⎠= ⋅Abreicherung von Kohlenstoffdurch Kondensation auf Staub(Lequeux, 05)

Die Kühlkurve des ISM:2Λ(T) / n H• Für T < 10000 K, dominiert die Anregungvon C II und O I.• Für T > 10000 K, dominiert die Anregungdes H-atoms, sowie viele weitere Linien.Die Kühlzeitskala:de 2 3≈ −Λ0 ⋅ nH e = nHk BTdt 2dTdt2 Λ nT0 H= − ≈ −3kB τc−26 3 −1Λ0 ≈ 5⋅10 erg cm s3nenH(Spitzer)3k T⎛1cm−B5τc= ≈ 10⎛ ⎞⎜ Jahre2Λ0nH 1000 Κ⎟⎜n⎟HΤ⎞⎝ ⎠⎝ ⎠

Galaxienentstehung:• Galaxien können nur dort entstehen, wo das Gas effizient kühlen kann.Kühlzeit für n = 1cm −3HBei hohen Temperaturen und geringen Dichten ist die Kühlzeit 1 Gyr.

Die Kühlkurve der Galaxien