- Weisse Zwerge - Neutronensterne & Pulsare - Supernovae Ia, IIa - Gamma Ray Bursts

Transkript

1 Astroteilchenphysik, SS 2006, Vorlesung # 5 - Endstadien von Sterne- - Weisse Zwerge - Neutronensterne & Pulsare - Supernovae Ia, IIa - Gamma Ray Bursts Crab-Pulsar Chandrasekhar G. Drexlin, EKP

2 Hertzsprung - Russell Diagramm Ejnar Hertzsprung weisse Zwerge Henry Norris Russell

3 Hertzsprung - Russell Diagramm weisse Zwerge Planetarischer Nebel: degenerierter Kern des roten Überriesen wird sichtbar T= K! Ionisation der Materie

4 Hertzsprung - Russell Diagramm weisse Zwerge alte weisse Zwerge in Kugelsternhaufen: Langsames Abkühlen Zeitskala einige 10 9 J T= K! Spektraltypen F,G,K

5 Hertzsprung - Russell Diagramm

6 Weisser Zwerg Zustandsparameter: ρ = 10 9 kg / m 3 n e = e - / m 3 p ~ Pa Zustandsgleichung entartetes Elektronengas d ~ km nichtrelativistisch: 1 3h 3 2/3 p e = ( ) 5m e 8π Relativistisch: c 3h 3 Pe = 4 8π ( ) 1/3 n 5/3 e n 4/3 e

7 Weisser Zwerg Zustandsparameter: ρ = 10 9 kg / m 3 n e = e - / m 3 p ~ Pa Roter Riese: Triple α Reaktion d ~ km weisse Zwerge mit C- O selten: Ne (Ne, O, Mg)

8 Weisser Zwerg Masse-Radius Relation: es gilt - Zustandsgleichung p ρ 5/3 - Abschätzung Druck p ~ ρ G M / R mit ρ ~ M / R 3 R ~ M -1/3 µ = 1/ Y Grenzmasse: e 5.8 M ch ~ M sonne = 1.44 M sonne µ 2

9 Novae - Weisser Zwerg als Teil eines Binärsystems - in kurzer Zeit nimmt Helligkeit um 10 5 zu (M ~ -8 mag) - nach Emissionsmaxium breite Emissionslinien Nova stößt Masse von M sonne ab mit v= 2000 km/s - abgestrahlte Energie E~ J - vergleichbare kinet. Energie der Hülle - Materie in Akkretionsscheibe um WD - Reibung: langsamer Gasstrom auf WD - explosionsartiges Wasserstoffbrennen wiederkehrende/rekurrente Nova: T Pyxidis ( T= Jahre)

10 Typ Ia Supernovae Seltene Ereignisse ~ 1/ 100 Jahren in Galaxis Typ IIa weisser Zwerg in engem Binärsystem Gravitationskollaps eines Massentransfer führt zu M > M ch massenreichen Sterns (M>10 M sol )

11 Typ Ia Supernovae Seltene Ereignisse ~ 1/ 100 Jahren in Galaxis Typ IIa Binärsystem aus 2 weissen Zwergen Gravitationskollaps eines mit Gesamtmasse M > M ch massereichen Sterns (M>10 M sol )

12 Typ II Supernovae Seltene Ereignisse ~ 1/ 100 Jahren in Galaxis Typ I

13 Supernovae - Überblick

14 Supernovae - Überblick

15 Supernovae Gemessene Lichtkurven

16 Supernovae Ia Thermonukleare Explosion eines weissen Zwerges mit M > 1.44 M solar Energie ~ erg, C+O Kerne fusionieren, kein Überrest freigesetzte Masse: Fe-Gruppe (meist 56 Ni) ~ 0.6 M solar mittelschwere Kerne ~ 0.4 M solar C+O (nicht fusioniert) ~ 0.4 M solar SN1994d

17 Supernovae Ia

18 Supernovae Ia in weiter Entfernung Supernovae werden routinemäßig in Entfernungen z>0.1 entdeckt - wie stark unterscheiden sich die Peakluminositäten? - Unterschiede zu nahen SN? - weitere Einflüsse?

19 Supernovae Ia - Leuchtkurven detaillierte Theoretische Modellierung der experimentellen Leuchtkurven absolute Helligkeit

20 Supernovae Ia Beobachtungen bei hohem z Entfernungsmodul (m-m) Mittelwerte Rotverschiebung z Rotverschiebung z

21 Supernovae Ia Beobachtungen bei hohem z

22 Supernovae Ia Beobachtungen bei hohem z Ω Λ Supernova 2dFGRS Ω Materie

23 Supernovae Ia neue Projekte zukünfitge Präzisionsbestimmung von ΩΛ mit Satellitenexperimenten - Vakuumenergie (konstant) oder dynamische Energie (Quintessenz)?

24 Supernova SN1987a 23. Februar 1987 Explosion des blauen Überriesen Sanduleak in der LMC (~ Lichtjahre)

25 Supernova SN1987a 23. Februar 1987 Explosion des blauen Überriesen Sanduleak Bisher noch kein Neutronenstern/ Pulsar identifiziert (Schwarzes Loch?)?

26

27 Supernova IIa Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 M solar Heliumbrennen

28 Supernova IIa Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 M solar Kohlenstoffbrennen

29 Supernova IIa Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 M solar Sauerstoffbrennen

30 Supernova IIa Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 M solar Neonbrennen

31 Supernova IIa Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 M solar Siliziumbrennen

32 Supernova IIa

33 Supernova IIa

34 Supernova IIa Hauptreihenstern Roter Überriese Wasserstoffbrennen Helium brennen H- Brennen

35 Supernova IIa Main Zwiebelstruktur Sequence Star Kollaps Red Giant (Implosion) Star Degenerierter Fe-Kern: ρ 10 9 g cm -3 T K M Fe 1.5 M solar Fe 8000 km Hydrogen Burning R Fe Helium Burning Hydrogen Burning

36 Supernova IIa Neuer Neutronenstern ~ 50 km Neutrino Kühlung Proto-Neutron Stern ρ ρnuc = g cm-3 T 30 MeV Collapse Explosion (Implosion)

37 Neuer Neutronenstern Supernova IIa ~ 50 km Neutrino Kühlung Proto-Neutron Stern ρ ρ nuc = g cm -3 T 30 MeV Gravitations-Bindungsenergie E b erg 17% M solar c 2 Diese Energie geht zu 99% Neutrinos 1% Kinetische Energie Explosion (1% davon in kosm. Strahlung) 0.01% Photonen, heller als host-gal. Neutrino-Luminosität L ν erg / 3 sec L SUN Während 10s Luminosität des gesamten sichtbaren Universums

38

39

40

41

42 Supernova IIa - Kernkollaps

43 Supernova IIa Nu source region

44 Neutrinoprozesse

45 Supernova SN1987a- Neutrinoburst erster Nachweis von Supernova-Neutrinos: ~20 Ereignisse in 3 Detektoren Neutrinos aus der Abkühlphase des heißen Proto-Neutron Sterns

46 Supernova SN1987a- Neutrinoburst erster Nachweis von Supernova-Neutrinos: ~20 Ereignisse in 3 Detektoren Kamiokande II Neutrinoburst: Energie J M. Koshiba Nobelpreis 2002

47 Supernova SN1987a- Neutrinoburst - Neutrino-Ereignis im IMB Detektor Proton W + _ ν e e + Neutron Inverser ß-Zerfall _ ν e + p n + e + u d : Quarkflavourübergang Proton W + Neutron _ ν e e +

48 Neutrinoenergiespektren einer SNIIa - Ergebnis detaillierter Modellrechnungen integriert über T = 10 s ν e ν e ν, ν, ν, ν µ τ µ τ

49 Neutronenstern: Historie 1932: L. Landau diskutiert die Möglichkeit stabiler Neutronensterne 1934: W. Baade & F. Zwicky Neutronenstern als Überrest einer SN-Explosion 1939: J.R. Oppenheimer & G. M. Volkoff entartete Neutronenmaterie 1967: Entdeckung von Pulsaren durch J. Bell & A. Hewish (Nobel 74) d=10-20 km

50 Neutronenstern: Historie 1932: L. Landau diskutiert die Möglichkeit stabiler Neutronensterne 1934: W. Baade & F. Zwicky Neutronenstern als Überrest einer SN-Explosion 1939: J.R. Oppenheimer & G. M. Volkoff entartete Neutronenmaterie 1967: Entdeckung von Pulsaren durch J. Bell & A. Hewish ROSAT: X-rays

51 Neutronenstern: Parameter Zustandsparameter : Neutronenstern mit 1 Sonnenmasse R = 16 km äußere Kruste ρ = 10 7 kg / m 3 1 km Tiefe ρ = 4 x kg / m 3 inkompressible Neutronenflüssigkeit ρ = 2 x kg / m 3 Neutronen: supraflüssig Protonen: supraleitend Grenzmasse: Unsicherheiten aufgrund der Zustandsgleichung der Materie, M max ~ Sonnenmassen Therm. Strahlung: nach einigen 1000J T ~ einige 10 6 K

52 Neutronenstern: innerer Aufbau Neutronenstern Stern mit freien Quarks (uds)

53 Pulsare: Modell Neutronensterne: Rasche Rotation 1ms-5s EM Wellen von Radio- Gammas ~20 Öffnungskegel

54 Pulsare: Crab Nebel Rotation des Neutronensterns mit Pulsarperiode von 33.2 ms - gleichartige Pulse im optischen, Radio- Röntgen, und Gammabereich - Leuchtkraft im Gammabereich ~10 6 größer als im Radiobereich - Abbrems τ ~ 10 7 Jahre Optisch: VLT

55 Pulsare: Modell

56 Pulsare: Wellenlängenbereiche

57 Supermassiver Stern mit M > 50 M Sonne Modelle für kurze & lange GRB s

58 Modelle für GRB s

59 GRBs: Host-Galaxien Lange GRB s in aktiven Sternentstehungsgebieten