Alles klar?

Da der aufmerksame Leser ja nun weiß, dass es bei meinen Flügen mit SOFIA unter anderem darum geht „helle Kohlenstoff-Emissionslinien im Orion-Nebel“ zu beobachten werde ich mich nun der Mammutaufgabe widmen, die folgende Zusammenfassung des Projektes zu erläutern, um ein so genanntes „tiefes Verständnis“ des Forschungsgegenstandes zu erreichten.

Da ich in der Materie selber leider nicht besonders Sattelfest bin muss ich zuvor jedoch alle überforschen und möglicherweise deswegen dann auch allzu kritischen Leser mundtot machen und verwende dazu einen bewährten Trick aller Physiklehrer und verunsichere das Publikum derart, dass Kritik oder Nachfragen durch betreten-ehrfürchtiges Staunen im Keim erstickt werden. Dies erreiche ich in diesem Falle besonders leicht indem ich allen zu Beginn die Originalzusammenfassung „vor den Latz“ knalle (kleiner didaktischer Kniff: Durch die kaum lesbare Schriftart und den damit einhergehenden Ermüdungseffekt wird die Unverständlichkeit des Textes noch gesteigert):

„Abstract: In this Impact Program, we propose to map the [CII] 158 micron fine-structure line associated with the Orion Molecular cloud over a region ~0.6 sq degrees. The [CII] 158 micron line dominates the cooling of low density (<10^4 cm-3) and low UV field (<10^4 Habings) photodissociation regions (PDRs) and is the dominant emission line in the IR spectrum of galaxies. This line is widely used to determine the physical conditions in PDRs and as a tracer of star formation in nearby normal and starburst galaxies. With the advent of ALMA, the use of this line as a measure of the star formation rate is now routinely extended to the high redshift universe. Yet, the validity of these methods is not well established observationally and theoretical not well understood. The high sensitivity of the multi-beam upGREAT instrument coupled with rapid mapping techniques enabled by the nimble SOFIA observatory allow us to map in 75 hours an area of more than 20 times larger than HIFI/Herschel. We will compare the [CII] line profiles with those of our CO J=2-1 map over the same region to determine the molecular cloud components contributing to the emission and with existing Herschel and Spitzer far- and mid-IR maps. The measured CII/CO, CII/IR, and CII/PAH emission will allow us to quantitatively determine the relationship of these different emission components. This will allow us to determine the use of the [CII] line as a star formation rate indicator, measure the amount of molecular cloud mass not measured by CO (so-called „CO-dark“ gas), semi-empirically determine the photo-electric heating efficiency over a wide range in incident UV fields. We will make available fully reduced, velocity resolved, [CII] 158 micron maps“

Gefolgt vom obligatorischen „Noch Fragen?“

Derart vorbereitet kann ich also „in medias res“ (Mein Lateinlehrer wirkt offenbar immer noch nach) gehen und versuchen im heutigen ersten Teil die physikalischen Vorgänge zu erläutern, die zur Entstehung des Infrarot-Lichtes führen:

1. Satz: “ … to map the [CII] 158 micron fine-structure line associated with the Orion Molecular cloud over a region ~0.6 sq degrees“

Da wird also eine Karte des Orien-Nebels erstellt, bei der die Helligkeit dem Rotton entspricht, dem man eine Wellenlänge von 158 µm (das ist etwa 1/10 Millimeter) zuordnet. Die Größe des Bereiches der kartiert wird enspricht gerade mal einer Fläche, die etwa dreimal so groß ist wie der Vollmond von der Erde aus betrachtet.

2. Satz: „The [CII] 158 micron line dominates the cooling of low density (<10^4 cm-3) and low UV field (<10^4 Habings) photodissociation regions (PDRs) and is the dominant emission line in the IR spectrum of galaxies“

Diese Linie kennzeichnet den Abkühlprozess von Gaswolken, bei denen die Teilchendichte sehr klein ist (weniger als 10000 Teilchen pro Kubikzentimeter … das sind noch weniger Teilchen als im besten auf der Erde erzeugten Ultrahochvakuum) und die nicht von allzu starker UV-Strahlung getroffen wird. Das folgende Video soll diesen Prozess der Abstrahlung irgendwie deutlich machen:

 

Auf jeden Fall müssen in der Wolke Kohlenstoffionen (CII), Staubteilchen und irgendwelche Wasserstoffatome (keine Ahnung warum) vorhanden sein. Wenn dann der Staub von UV-Licht getroffen wird, können aus dem Staub per Photoelektrischem Effekt (Alle Oberstufen-Physik-Schüler sollten jetzt schnell wieder aufwachen)  Elektronen herausgeschlagen werden. Diese herumsausenden Elektronen können dann die Elektronen der Kohlenstoffionen „anregen“ und so dazu bringen, das 158 µm-Licht auszusenden. Also zusammengefasst:

UV-Licht → schnelle Elektronen → „angeregte“ Kohlenstoffionen → 158 µm-Licht

Und das ist nicht etwa irgendein total nebensächlicher „Popel“-Effekt, sondern die durch diesen Prozess erzeugte 158-µm-Strahlung ist die stärkste Strahlungsquelle im Infrarotbereich, den Galaxien überhaupt ausstrahlen!

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