Supernova. Katastrophe am Ende eines Sternenlebens W. Stegmüller Folie 2

Transkript

1 Supernova Katastrophe am Ende eines Sternenlebens W. Stegmüller Folie 1 Supernovae Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionenbis milliardenfach zu W. Stegmüller Folie 2 1

2 Supernovae Es gibt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können: Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen beenden ihre Entwicklung mit einem Kernkollaps. Sterne mit geringerer Masse können ebenfalls als Supernova explodieren, aber nur dann, wenn sie sich in einem engen Doppelsternsystem befinden W. Stegmüller Folie 3 Das Leben eines Sterns Bereits bei der Geburt eines Sterns fällt die Entscheidung über sein Ende Welche Masse erhält ein Stern? Einzelstern oder Doppelstern W. Stegmüller Folie 4 2

3 Supernova vom Typ II Voraussetzung ist ein massiver Stern mit mehr als 8 Sonnenmassen W. Stegmüller Folie W. Stegmüller Folie 6 3

4 Das Leben eines Sterns Die längste Zeit seines Lebens verbringt ein Stern als Hauptreihenstern. Eigengravitation und Strahlungsdruck halten sich die Waage W. Stegmüller Folie 7 Das Leben eines Sterns Ein Stern bis 0,3 Sonnenmassen fusioniert seinen Wasserstoff zu Helium und erlischt dann W. Stegmüller Folie 8 4

5 Das Leben eines Sterns Ein Stern zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen fusioniert Wasserstoff zu Helium und dieses fusioniert bis zum Sauerstoff W. Stegmüller Folie 9 Das Leben eines Sterns Damit verbunden! Expansion (Roter Riese) Abstoßung der äußeren Hülle! Planetarischer Nebel Schließlich Erlöschen! Weißer Zwerg W. Stegmüller Folie 10 5

6 Das Leben eines Sterns Ein Stern bis 8 Sonnenmassen fusioniert Wasserstoff zu Helium und dieses fusioniert zu Kohlenstoff, der weiter bis zu Eisen fusioniert W. Stegmüller Folie 11 Das Leben eines Sterns Damit verbunden! Expansion (Roter Überriese) Abstoßung der äußeren Hülle! Sternenwind und Planetarischer Nebel Dadurch Masseverlust bis unter die kritische Grenze für eine Supernova Schließlich Erlöschen! Weißer Zwerg W. Stegmüller Folie 12 6

7 Das Leben eines Sterns Ein Stern über 8 Sonnenmassen fusioniert in zahlreichen Schalen Elemente bis zum Eisen W. Stegmüller Folie 13 Das Leben eines Sterns Damit verbunden! Expansion (Roter Überriese) Abstoßung der äußeren Hülle! Sternenwind und Planetarischer Nebel Masseverlust reicht nicht bis unter die kritische Grenze für einesupernova W. Stegmüller Folie 14 7

8 Das Leben eines Sterns Wenn im Zentrum die Masse des Eisenkerns die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet kollabiert dieser innerhalb von Sekundenbruchteilen von einem Durchmesser von ca km auf einen Durchmesser von rund 100 km W. Stegmüller Folie 15 Supernova vom Typ II Der Zusammenbruch des Kerns ereignet sich innerhalb weniger Millisekunden mit rund einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit Die Dichte im Kern steigt immens an, so dass schnell der Entartungsdruck erreicht wird, bei dem der Kern inkompressibel wird. Die Stoßwelle der nachstürzenden Massen prallt auf den harten Kern und prallt ab W. Stegmüller Folie 16 8

9 Supernova vom Typ II Die nun nach außen laufende Stoßwelle trifft auf die nach innen einstürzende Materie und heizt diese auf einige Milliarden Grad auf Die Photonen können durch den dichten Regen einwärts strömender Materie nicht entweichen! Strahlungsdruck erhöht sich enorm W. Stegmüller Folie 17 Supernova vom Typ II Die im Kern erzeugten Neutrinos (der größte Teil der Energie einer Supernova geht in Neutrinos) wechselwirken nur schwach mit der einfallenden Materie und verlassen den sterbenden Stern mit Lichtgeschwindigkeit Durch die immensen Temperaturen in den äußeren Kernbereichen werden schwere Elemente bis Uran erbrütet W. Stegmüller Folie 18 9

10 Supernova vom Typ II Nach einigen Stunden lässt der Materieregen auf den entarteten Kern nach und die bis dahin zurückgehaltene Strahlung kann entweichen und reißt die Sternenhülle mit sich!die Supernova wird sichtbar und erstrahlt mit ungeheuerer Stärke Sie kann heller sein als ihre gesamte Wirtsgalaxie In Sekunden wird soviel Energie frei, wie unsere Sonne in 10 Milliarden Jahren erzeugt W. Stegmüller Folie 19 Supernova in Galaxie NGC W. Stegmüller Folie 20 10

11 Supernova 1994D NGC W. Stegmüller Folie 21 Supernova vom Typ I Voraussetzung ist ein enges Doppelsternsystem mit einem weißen Zwerg und einem roten Riesen W. Stegmüller Folie 22 11

12 Supernova vom Typ I Durch unterschiedliche Massezuweisungen bei der Sternentstehung altern Sterne unterschiedlich schnell Der Gashülle des roten Riesen ist nur sehr lose gravitativ an diesen gebunden Der weiße Zwerg saugt Materie vom roten Riesen ab Überschreitet der weiße Zwerg die kritische Masse (Chandraskhar-Grenze = 1,44 Mo) explodiert er schlagartig W. Stegmüller Folie 23 Supernova vom Typ I Der weiße Zwerg wird dabei völlig zerrissen und setzt ungeheure Energiemengen frei Der Begleitstern wird weggeschleudert und macht sich selbstständig W. Stegmüller Folie 24 12

13 Supernova vom Typ I Da SN vom Typ 1a immer durch den gleichen Prozess stattfinden haben alle diese SN die gleiche absolute Helligkeit ( Standardkerze ) Sie eignen sich dadurch hervorragend für die Entfernungsbestimmung weit entfernter Galaxien W. Stegmüller Folie 25 Supernovae Bekannte Supernovae sind: Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke Die Supernova von 1054 die Keplersche Supernova 1604 die Brahesche Supernova 1572 Speziell letztere und haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde W. Stegmüller Folie 26 13

14 Supernova-Überreste Der Schleiernebel im Schwan W. Stegmüller Folie 27 Supernova-Überreste SN1987A in der großen Magellanschen Wolke W. Stegmüller Folie 28 14

15 Supernova-Überreste Der Krebsnebel im Stier (1054) W. Stegmüller Folie 29 Supernova-Überreste Der SN-Überrest im Sternbild Vela W. Stegmüller Folie 30 15

16 Gefahr durch Supernovae? Kann eine Gefährdung für das irdische Leben von Supernova-Explosionen ausgehen? Als minimaler Sicherheitsabstand zu einer Supernova gelten 160 bis 200 Lichtjahre. Darunter würden eine gigantische Welle energiereicher Strahlung und ein intensiver Hagel schneller kosmischer Teilchen die Ozonschicht der Erde minutenschnell zerstören W. Stegmüller Folie 31 Wo lauern die nächsten SNs? Name Typ Entfernung Max. Hell. Beteigeuze (α Ori) II 400 Lj -17 m Antares (α Sco) II 180 Lj -17 m Ras Algethi (α Her) II 550 Lj -18 m HD II 1800 Lj (?) -9 m Sher 25 II einige 1000 Lj η Carinae II 7500 Lj. KPD Ia??? Vollmond: m = -12.5! die nächsten 3 Supernovae würden ca. 60 mal heller! W. Stegmüller Folie 32 16