Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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1. HII-Regionen?

a. Wodurch entsteht eine HII-Region, wie heit ihre Ausdehnung (nach wem

wurde sie benannt) und wovon hngt sie ab?

Ionisation durch massereichen Stern (SpT jnger als B2)

Strmgren-Radius: RS3 L/n2

Name durch groe Mengen an ionisiertem, atomarem H;

Wenn Sterne in einer Riesen-Moleklwolke entstehen, werden die

massereichsten unter ihnen Temperaturen erreichen, die ausreichen, um

umliegendes Gas zu ionisieren. Kurz nachdem das ionisierende Strahlungsfeld

entstanden ist, erzeugen energiereiche Photonen eine Ionisationsfront, die sich

durch das umliegende Gas mit berschallgeschwindigkeit ausbreitet. Je weiter

sich diese Front von ihrem Stern entfernt, desto strker wird sie abgebremst.

Durch den Druck des gerade ionisierten Gases kommt es zur Ausbreitung des

ionisierten Volumens. Schlielich erreicht die Ionisationsfront

Unterschallgeschwindigkeit und wird durch die Schockfront des ionisierten

Nebels eingeholt. Das ist die Geburt eines H-II-Gebietes

In der Umgebung heller O- und B-Sterne wird das interstellare Gas ionisiert

und zum Leuchten angeregt.

Ausdehnung = Strmgren-Radius (Radius der Strmgrensphre)

benannt nach Bengt Strmgren

RHII = ( 3 NLC )1/3

( 4nH2)1/3

Rest siehe Scan

b. In welchem Parameter-Bereich (Radius, Elektronendichte ne) liegen HII-

Regionen um massereiche Sterne?

d = 0.01 ... 103 pc

ne = 106 ... 1 cm-3

abweichende Infos: siehe Scan

c. Worin unterscheiden sich HII-Regionen um massereiche Sterne und

Planetarische Nebel?

PNe entstehen um WZ,

daher WZ 10-6 OB

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines durchschnittlichen Sterns wie

unserer Sonne dar:

Ein planetarischer Nebel entsteht, wenn ein Stern wie unsere Sonne in seiner

letzten Lebensphase seine uere Hlle ins All abblst und dieses Material

dann durch die intensive Strahlung des Sterns zu leuchten beginnt. In der Mitte

eines Planetarischen Nebels bleibt ein glhender Weier Zwerg zurck.

Er besteht also aus einer Hlle aus Gas und Plasma (70 % Wasserstoff und 28

% Helium), das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoen

wird.

fr weitere Infos: siehe Scan

2. Supernova-Blasen (Remnants)

a. Welche Phasen durchluft die Expansion eines Supernova-Remnants?

i. Freie Expansion

Stofront grer als zusammengeschobenes Interstellares Material;

v=konst; ausgeschleuderte Masse = aufgeschobene Masse

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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ii. Sedov-Phase

Reverse Shock luft nach innen, Aufheizung des Remnants

iii. Schneepflug-Phase

Radiative Khlung durch einsetzender Rekombination, Energie

wird abgestrahlt, Schalenbildung

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iv. Zerfleddern

Dispersion ins Interstellare Medium

Infos kopiert von Ausdruck von Conny (ab S. 17)

b. Wie entsteht eine Superbubble, wie entwickelt sie sich und woran erkennt

man sie?

Supernovae II massereicher Sterne einer OB-Assoziation so schnell

hintereinander, dass Blasen berlappen.

Entstehung um OB-Ass. in Sternentstehungsgebieten in der Scheibe im

berdruck gegenber Umgebung, wegen vertikalen Dichtegradienten

bevorzugte Expansion senkrecht aus der Scheibe; s. HI-Cavities,

Lokale Blase, Chimneys, etc.

Superbubbles sind Gebilde, die durch zahlreiche rumlich und zeitlich

korrelierte Supernovae entstehen.

Im chimney model besteht die Verbindung der Scheibe mit dem Halo aus

Kaminen. Diese gerichteten Strukturen bilden sich durch Superbubbles und

transportieren heies Gas, Energie, Impuls und vor allem magnetischen

Fluss von der Scheibe in den Halo.

Durch dort auftretende Khlprozesse sammelt sich das Gas zu Wolken, die

ihrerseits wieder auf die Scheibe zurckfallen.

Wobei der aufwrts gerichtete Energiefluss nicht ber die ganze Scheibe,

sondern vielmehr stark konzentriert in den Kaminen stattfindet.

Supernova-Superblasen stellen somit eine Quelle magnetischer Energie

sowohl fr die galaktische Scheibe als auch fr den Halo dar.

Erkennung:

i. hauptschlich durch HI-Linie (21cm-Linie) ii. Rntgenstrahlungs-Emissionen aufgrund des heien Innenbereichs

iii. Optische Emissionslinien von deren ionisierten Hllen iv. Infrarot-Emission durch Staub in den Hllen

3. Moleklwolken

a. Was sind Moleklwolken? Welche Struktur besitzen sie (Hinweis:

Geschwindigkeitsdispersion-Masse-Beziehung, Temperatur, Durchmesser,

(r), etc.)

dichte, khle, zusammenhngende Gasstrukturen im ISM, die besonders

durch Em.- Linien von Moleklen erscheinen; geschlossene

Helligkeitskonturen eines Molekls: Def. von Wolken;

Konturen umschlieen kleinere, dichtere Unterstrukturen;

Zunahme der Moleklkomplexitt zu kleineren Wolken log

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Geschwindigkeits-Dispersion:

Hier ist die Geschwindigkeit eines molekularen Klumpens in einer Wolke

abhmgig von seinem linearen Durchmesser abgebildet. ( geschw. Steigt prop

mit der Gre).

log log M

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Moleklwolken sind interstellare Gaswolken, deren Gre, Dichte und Temperatur

die Bildung von Moleklen erlaubt.

Wenn die Wolke dicht genug ist knnen sich viele Arten von Moleklen

bilden, bis hin zu komplexen Aminosuren.

Eine gewisse Dichte ist notwendig, um die Molekle vor Strahlung zu

schtzen, da diese sie sonst wieder zerstrt. Sehr dichte und kalte

Moleklwolken sind als Dunkelwolken bekannt. Diese sind sozusagen die

Geburtssttten von Sternen.

Konturen umschlieen kleinere, dichtere Unterstrukturen( dort entstehen

Molekle, weil vor UV Strahlung geschtzt).

Eigenschaften:

v. Dunkle Strukturen die vor allem molekulare Emissionslinien haben. vi. Dichtes und khles Gas

vii. Metalle verbinden sich zu Moleklen viii. Hauptbestandteil: molekularer Wasserstoff (H2)

ix. Geburtssttte fr Sterne x. Struktur: dichte, klumpige Struktur?????

fr weitere Infos: siehe Scan

b. Nennen Sie (wichtige) Molekle im Interstellaren Medium?

CO, H2, NH3, CH4, C-Ketten, PAHs

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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Das Kohlenmonoxid bleibt das bedeutendste Molekl zur Erforschung der

Moleklwolken, weil man auf Grund des CO/H2-Verhltnisses die Masse

einer solchen Wolke bestimmen kann.

fr weitere Infos: siehe Scan

c. Durch welche Energiebergnge emittieren Molekle und in welchen

Wellenlngenbereichen liegen diese Emissionslinien?

(evt. NOCH ZUSATZINFOS SUCHEN)

Electronic transitions at 1000 1

Vibrational trans. V at 1 10

Rotational trans. J at 0.1 10 mm

4. Von welchen Zustandsgren des Gases (einer Wolke) hngt die Jeans-Masse ab und

wie?

Das Jeans-Kriterium (auch Jeans-Masse oder Jeanssches Kriterium, benannt nach

James Jeans) ist eine Bedingung fr die Stabilitt, ob eine kosmische Gaswolke

kollabiert und aus ihr letztendlich ein Stern entstehen kann. Es besagt, dass eine

Gaswolke zu kollabieren beginnt, falls die kontrahierenden Gravitationskrfte strker

als die stabilisierende Kraft des Gasdruckes sind.

5. Interstellarer Staub

a. Woran erkennt man interstellaren Staub? Nennen Sie mindestens 3

Beobachtungssignaturen!

Extinktion,

Verfrbung (Reddening),

Reflexionsnebel,

IR-Emission,

Polarisation

Der Staub wird sichtbar, da er eine Extinktion und Rotfrbung der Wolke

verursacht. Auerdem reflektiert er und emittiert im Infrarotbereich. Die

Staubpartikel sind von der Gre kurzer optischer Wellenlngen.

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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Extinktion

Als Extinktion bezeichnet man in der Astronomie die Schwchung des Lichts

von Himmelskrpern beim Durchgang durch die Erdatmosphre oder

interstellare Materie (hier v.a. durch interstellaren Staub).

Unter dem Begriff Extinktion wird die Schwchung durch tatschliche

Absorption im durchquerten Medium sowie durch Streuung zusammengefasst.

Diese Schwchung ist von der Wellenlnge abhngig, also mit einer

Verfrbung verbunden( Blauer Anteil wird strker absorbiert/ gestreut

Rtung des Lichts). Sie hngt auerdem von der Masse der durchstrahlten

Atmosphre sowie von deren spezifischen Gehalten an Wasserdampf,

Kohlendioxid, Ozon, Wolken, und Aerosol ab.

Verfrbung (Reddening), Reflexionsnebel,

(Mit Reflexionsnebel bezeichnet man Wolken interstellaren Staubs (Nebels),

die das Licht benachbarter Sterne reflektieren.

Die Sterne sind dabei nicht hei genug, das Material wie bei Emissionsnebeln

zu ionisieren, bewirken also kein Eigenleuchten des Nebels. Stattdessen wird

das Sternenlicht durch die mikroskopischen Nebelpartikel gestreut, wodurch

der Nebel selbst berhaupt erst fr uns sichtbar wird; das Spektrum des

Reflexionsnebels gleicht daher dem der einstrahlenden Sterne. Unter den

Nebelpartikeln befinden sich viele Kohlenstoffverbindungen (u. a.

Diamantstaub), aber auch solche anderer Elemente, insbesondere von Eisen

und Nickel. Letztere richten sich hufig nach dem galaktischen Magnetfeld aus

und bewirken dadurch eine leichte Polarisation des Streulichts (Kaler, 1998).

Die Unterscheidung der beiden Nebeltypen geht auf Edwin Hubble zurck

(1922).)

IR-Emission, Polarisation

Die Polarisation einer Transversalwelle beschreibt die Richtung ihrer

Schwingung. ndert sich diese Richtung schnell und ungeordnet, spricht man

von einer unpolarisierten Welle. Der Polarisationsgrad gibt den geordneten

Anteil an. Bei in Ausbreitungsrichtung schwingenden Wellen, sogenannten

Longitudinalwellen, gibt es keine Polarisation.

beantwortet das IR-Emission?????

b. Wie sind die Extinktion A und Farbexzess EB-V definiert? Und wie gro ist die

mittlere Extinktion in unserer Milchstraenscheibe (in mag)?

Extinction:

A = m m,0

http://de.wikipedia.org/wiki/Erdatmosph%C3%A4rehttp://de.wikipedia.org/wiki/Interstellare_Materiehttp://de.wikipedia.org/wiki/Absorption_%28Physik%29http://de.wikipedia.org/wiki/Streuung_%28Physik%29http://de.wikipedia.org/wiki/Wasserdampfhttp://de.wikipedia.org/wiki/Kohlenstoffdioxidhttp://de.wikipedia.org/wiki/Ozonhttp://de.wikipedia.org/wiki/Wolkehttp://de.wikipedia.org/wiki/Aerosolhttp://de.wikipedia.org/wiki/Nebel_%28Astronomie%29http://de.wikipedia.org/wiki/Lichthttp://de.wikipedia.org/wiki/Sternhttp://de.wikipedia.org/wiki/Emissionsnebelhttp://de.wikipedia.org/wiki/Ionisationhttp://de.wikipedia.org/wiki/Streuung_%28Physik%29http://de.wikipedia.org/wiki/Lichtspektrumhttp://de.wikipedia.org/wiki/Chemisches_Elementhttp://de.wikipedia.org/wiki/Eisenhttp://de.wikipedia.org/wiki/Nickelhttp://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaktisches_Magnetfeld&action=edit&redlink=1http://de.wikipedia.org/wiki/Polarisationhttp://de.wikipedia.org/wiki/Edwin_Hubblehttp://de.wikipedia.org/wiki/1922http://de.wikipedia.org/wiki/Transversalwellehttp://de.wikipedia.org/wiki/Ausbreitungsrichtunghttp://de.wikipedia.org/wiki/Schwingunghttp://de.wikipedia.org/wiki/Longitudinalwelle

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Colour Excess/ Farbexzess:

E1-2 = (m1 - m2) (m1 - m2)0 = ( m1 - m1.0) (m2 - m2.0)

= A1 A2

(0 heit ohne Staub)

in particular/ speziell fr EB-V:

EB-V = (B - V) (B - V)0 = (B - B0) (V - V0) = AB AV

c. Welche Charakteristika weist die Extinktion-Kurve E(-V)/E(B-V) auf

(Skizze) und woraus besteht der Staub?

(evt. NOCH ZUSATZINFOS SUCHEN)

Knie bei 4400 , Hcker bei 2200

Anstieg von E(-V)/E(B-V) mit -1

Fr geht E(-V)/E(B-V) -3

d. Wie lautet das Entfernungsmodul mit Extinktionsterm und wie gro ist die

mittlere Extinktion in unserer Milchstraenscheibe (in mag)?

Entfernungsmodul mit Extinktionsterm:

mV MV = 5 log d 5 + AV

< AV> mittlere Extinktion in unserer Milchstraenscheibe (in mag)

< AV> 1m

kpc-1

Die Extinktion durch eine Wolke reduziert die Helligkeit des Sterns um Av

daher muss Av in die Beziehung zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit

genommen werden.

Extinktion wird in mag/kpc angegeben.

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6. Woraus besteht die Kosmische Strahlung und wie macht sie sich bemerkbar?

Hochenergetische Teilchen (Protonen, Atomkerne, Elektronen, Positronen,

Neutrinos); -Strahlung Teilchen-Dekaskade in Atmosphre, Teilchen-Detektoren (alt: Nebelkammer) Cerenkov-Licht

Die galaktische kosmische Strahlung besteht ungefhr zu 87 % aus Protonen, 12 % Alpha-

Teilchen und 1 % schweren Atomkernen. Die Hufigkeit der Atomkerne entspricht in

etwa der solaren Elementhufigkeit. ((Ausnahmen sind zum Beispiel Li, Be und B, die in

der kosmischen Strahlung als Folge von Spallationsreaktionen beim Durchqueren

galaktischer Materie hufiger sind als in solarer Materie.)) Durch Wechselwirkung mit der

Atmosphre beobachtet man auf der Erde nicht die ursprngliche Strahlung, sondern die

Reaktionsprodukte aus der Wechselwirkung mit der Atmosphre, insbesondere Stickstoff

und Sauerstoff.

Beim Eintreten in die Erdatmosphre in einer Hhe um 20 km ber der Oberflche

erzeugt die kosmische Strahlung Teilchenschauer. Aus einem Proton der Energie von

1015

eV entstehen mehr als eine Million Sekundrteilchen. Nur ein kleiner Teil von ihnen

erreicht auch die Erdoberflche.

Als Tscherenkow-Licht (auch: erenkov-Licht, engl. Cherenkov radiation), benannt nach

seinem Entdecker Pawel Alexejewitsch Tscherenkow (19041990), bezeichnet man im

engeren Sinn eine bluliche Leuchterscheinung, die beim Durchgang schneller Elektronen

durch Wasser hervorgerufen wird und insbesondere in Abklingbecken von

Kernkraftwerken zu beobachten ist. Die schnellen Elektronen sind hierbei durch

radioaktiven Zerfall hervorgerufene Betastrahlung und durch Stoprozesse von Neutronen

und Gammaquanten an Atomen hervorgerufene Sekundrelektronen.

Ursprung:

i. Supernova Schockfronten ii. Schwarze Lcher

iii. Pulsare iv. Sterne v. Sonneneruptionen

Nachweis:

vi. Ballon- und Satellitendetektoren, Neutrinodetektoren vii. Cerenkov-Licht( Partikel treffen auf dichtes Medium-Luft)

viii. Strahlung trifft auf die obere Atmosphre, es entsteht eine Kaskade von Partikel die gemessen werden.

7. Interstellares Magnetfeld

Wie kann man das interstellare Magnetfeld nachweisen?

Auf welchen Skalen bzw. in welchen Strukturen des ISM werden Magnetfelder

gemessen?

2. Frage FEHLT!!!!!!!!!!!!!!!!!

http://de.wikipedia.org/wiki/Protonhttp://de.wikipedia.org/wiki/Alpha-Teilchenhttp://de.wikipedia.org/wiki/Alpha-Teilchenhttp://de.wikipedia.org/wiki/Elementh%C3%A4ufigkeithttp://de.wikipedia.org/wiki/Lithiumhttp://de.wikipedia.org/wiki/Berylliumhttp://de.wikipedia.org/wiki/Borhttp://de.wikipedia.org/wiki/Spallationhttp://de.wikipedia.org/wiki/Stickstoffhttp://de.wikipedia.org/wiki/Sauerstoffhttp://de.wikipedia.org/wiki/Erdatmosph%C3%A4rehttp://de.wikipedia.org/wiki/Teilchenschauerhttp://de.wikipedia.org/wiki/Englische_Sprachehttp://de.wikipedia.org/wiki/Pawel_Alexejewitsch_Tscherenkowhttp://de.wikipedia.org/wiki/Elektronhttp://de.wikipedia.org/wiki/Wasserhttp://de.wikipedia.org/wiki/Abklingbeckenhttp://de.wikipedia.org/wiki/Kernkraftwerkhttp://de.wikipedia.org/wiki/Radioaktivit%C3%A4thttp://de.wikipedia.org/wiki/Neutronhttp://de.wikipedia.org/wiki/Gammastrahlunghttp://de.wikipedia.org/wiki/Atom

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Expandierende HII Regionen und Supernovae verdichten das Magnetfeld durch ihre

Ausdehnung. Die Strke des Magnetfelds steigt mit der Dichte

Wahrnehmbar durch:

i. Zeeman Effekt: Durch die Verbreiterung einer Emissionlinien durch ein Magnetfeld,

kann dessen Strke bestimmt werden.

ii. Lineare Polarisation des Lichts: Der interstellare Staub ist leicht ausgerichtet, was auf das Magnetfeld

zurckgefhrt wird.

iii. Faraday Rotation: Man bezeichnet damit die Drehung der Polarisationsebene einer

polarisierten, elektromagnetischen Welle beim Durchgang durch

ionisiertes, magnetisiertes Material

iv. Synchroton-Strahlung: ist eine nicht thermische Radioemission von Elektronen die um

Magnetfeldlinien rotieren. Sie entstehen meist durch Supernovae.

(LHC!)

8. Phasen des Interstellaren Mediums

Erklren Sie das sog. 2-Phasen-Modell des Interstellaren Mediums: Wodurch kommen

die Phasen zustande? Welche sind es (T=? und n=?)?

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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ist die Frage beantwortet????

9. Stellare Massenverteilung

Welche Massenverteilung besitzen junge Sternhaufen?

Wie heit die Anfangsmassenverteilung der Sterne?

Welche Charakteristika besitzt die Massenverteilung?

Die Astronomie untersucht die Massen- und Dichteverteilung auch sehr ausgedehnter

Fluide. Als Beispiele seien genannt: interstellares Gas, Dunkelwolken, Gasplaneten und

das Innere von Sternen. Eine wichtige Rolle spielen inhomogene Massenverteilungen u.a.

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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bei der Entstehung und der Entwicklung von Sternen und beim inneren Aufbau von

Planeten.

beantwortet das die Frage???

10. Die Milchstrae

a. Skizzieren Sie die Strahlungsverteilungen der Milchstrae am Gesamthimmel

im optischen Radiobereich, sowie in der 21-cm-Linie

FEHLT!!!!!!!!!!!!!!!!!

b. Welche Krfte bestimmen die Struktur der Milchstraenscheibe (bitte

ausformulieren)? Welche sind im Gleichgewicht?

c. Wie gro sind Galaktozentrischer Abstand und Umlaufgeschwindigkeit der

Sonne in der Milchstrae? Wie lange bentigt die Sonne dann ca. fr einen

Umlauf um 2 in der Milchstrae?

8.5 kpc, 220 km/s, ~ 240 Mio. J.

d. Was kann man aus der Rotationskurve der Milchstrae ber ihre radiale

Massenverteilung M(r) schlieen?

(evt. NOCH ZUSATZINFOS SUCHEN)

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e. Wie sieht die Rotationskurve der Michstrae aus? Mit Hilfe welchen

Komponenten wird sie bestimmt?

2. Teil der Frage FEHLT!!!!!!!!!!!!!!!!!

Die Rotationskurve der Milchstrae steigt steil linear mit dem Radius v(r) ~ r

und nach dem Maximum und einer Abnahme folgt ein nahezu konstanter

Bereich M(r) ~ r

f. Welche Struktur erkennt man zustzlich anhand der CO-Relativ-

Geschwindigkeitsverteilung VLSR(l)?

Grubner, Heuritsch, Kenn April/ Mai 2010

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IST DAS ANTWORT AUF FRAGE????

11. Welche stellaren Komponenten (Sternpopulationen) besitzt die Milchstrae? Wie

unterscheiden sie sich in Alter, Elementhufigkeit und Kinematik?

FEHLT!!!!!!!!!!!!!!!!!