Massive Sterne: Gravitationskollaps-Supernovae, Neutronensterne & Pulsare

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1 Massive Sterne: Gravitationskollaps-, & Uni Mainz Vortrag in Astroteilchenphysik im WS 10/ Januar 2011

2 Überblick 1 Gravitationskollaps- und Entstehung von n 2 Eigenschaften von n 3 Was ist ein Pulsar?

3 Wir haben bereits gesehen (bzw. werden noch besprechen): die Entstehung und Entwicklung von Sternen vom Typ unserer Sonne die Entwicklung eines Weißen Zwergs in einem Binärsystem zu einer Typ-I-Supernova Nun betrachten wir Sterne mit größerer Masse (M Kern > 1, 5 2, 5M )

4 SN Abbildung: Hydrostatisches Gleichgewicht Stern ist stabil Gleichgewicht zwischen Gravitationsdruck und thermischem sowie Strahlungsdruck je schwerer der Stern, desto heißer das Zentrum Energiequelle des Sterns: Kernfusion leichter Elemente

5 SN Abbildung: Kontinuierlicher Kollaps massiver Sterne

6 Kernfusion bricht bei Eisen ab 26 Fe ist stabilstes Nuklid SN höchste Bindungsenergie Ende der Fusionskette Abbildung: Schalenbrennen Abbildung: Bindungsenergie pro Nukleon

7 SN Keine Fusionsprozesse mehr im Kern, da Gravitationsenergie nicht ausreichend, um Eisenkerne zur Fusion zu bringen Vergleich mit Weißem Zwerg: Fusionsprozesse im Kern nicht mehr möglich, da nach Heliumfusion nicht genug Gravitationsenergie zur Verfügung steht, um höhere Elemente zu verschmelzen Kollaps des Sterns zu einem Weißen Zwerg, Abstoßung der äußeren Schichten (planetarischer Nebel), langsames Verbrennen von Helium im Überrest Stabilisierung des Weißen Sterns (da erkaltet ) durch Fermidruck der Elektronen

8 SN Masse des ausgebrannten Sternenzentrums in diesem Fall mindestens größer als die Chandrasekhar-Masse ( 1, 4M ) i.a. M Kern 1 2, 5M ohne Druck von innen kollabiert der Kern aufgrund seiner eigenen Gravitation

9 SN Gravitation bewirkt hohe Dichte der Atome im Kern Überlappung der Elektronenwellenfunktionen Pauli-Prinzip erzwingt starken Anstieg der Fermi-Energie der Elektronen inverser β-zerfall: p + e n + ν e Umkehrreaktion (Neutronenzerfall) n p + e + ν e aufgrund Pauli-Prinzip verboten alle Protonen werden in Neutronen umgewandelt, Atome verlieren ihre Identität Sterninneres besteht nur noch aus Neutronen Neutronenstern

10 SN Abbildung: Explosives Brennen

11 SN Abbildung: s- und r-prozess

12 Massive Sterne SN Typ-II Abbildung: Supernova 1604 (Sternbild Schlangenträger) - Keplers Stern

13 Massive Sterne SN Typ-II Abbildung: Supernova 1987A (in der Großen Magellanschen Wolke)

14 Massive Sterne SN Typ-II Abbildung: Supernova 1054 (Sternbild Stier) - Krebsnebel

15 Eigenschaften von n Experimentelle Bestimmung von Masse und Radius: aus der Bewegung eines Neutronensterns in einem Doppelsternsystem lässt sich die Masse bestimmen Gravitationsdopplerverschiebung ( M R ) von (ausreichend vielen) Emissionslinien des Sterns Ermittlung des Radius Typische Werte: Masse: M 1, 3 1, 5M Radius: R 10km

16 Eigenschaften von n Abschätzung des Radius eines typischen Neutronensterns mit Hilfe des Fermigas-Modells Annahmen: M = kg (1, 5M ) entspricht einer Neutronenzahl von N = 1, Dichte des Neutronensterns sei konstant kaltes Neutronengas (entartetes Fermigas; betrachte Neutronenstern als gigantischen Atomkern )

17 Eigenschaften von n Fermi-Impuls für kaltes Neutronengas ist p F = ( 9πN 4 ) 1/3 R Die mittlere kinetische Energie pro Neutron ist E kin = pf 0 E kin p 2 dp pf 0 p 2 dp = M n ( 9πN 4 p 2 F = 3 5 2M n ) 2/3 1 R 2 =: C 1 R 2 Mittlere potentielle Energie pro Nukleon aus der Gravitationsenergie eines Sterns mit konstanter Dichte: E pot = 3 GNMn 2 5 R =: C 2 R

18 Eigenschaften von n Stabiler Neutronenstern Gesamtenergie pro Neutron minimal: d dr ( E kin + E pot ) = d ( C1 dr R 2 + C ) 2 R ( = 2 C 1 R 3 C ) 2 R 2 = 0 Damit ergibt sich: R = 2C 1 C 2 ( ) 2/3 9π = 2 4 GMnN 3 1/3 R 10, 8km

19 Eigenschaften von n Man erhält somit aus dem Fermigasmodell: Radius 10 12km mittlere Neutronendichte von 0, 25 Nukleonen fm 3 (Vergleich: ca. 1,5-faches der Nukleonendichte ρ N = 0, 17 Nukleonen in Atomkernen) fm 3 Gute Übereinstimmung mit Messdaten, allerdings nur zufällig! Neutronendichte im Inneren des Neutronensterns steigt aufgrund der hohen Gravitation bis auf ca. 10 ρ N (dies würde kleinere Radien bedeuten) hohe Dichte (Abstand der Neutronen 0, 8fm kurzreichweitige Nukleon-Nukleon-Abstoßung ( Hard Cores )

20 Realistischeres Modell Eigenschaften von n Abbildung: Querschnitt eines Neutronensterns Quelle: (R.Schulze)

21 Eigenschaften von n Weitere Eigenschaften: starkes Magnetfeld: Verstärkung gegenüber ursprünglichem Stern bei Kollaps B 10 8 T suprafluid und supraleitend

22 Was ist ein Pulsar? Pulsar (= Pulsating star) Abbildung: Entdeckung eines periodischen Radio-Signals (1967)

23 sind schnell rotierende Rotation bedingt durch Drehimpulserhaltung Typische Rotationsdauern: 0, 01 8 Sekunden desweiteren: Millisekundenpulsare

24 Abbildung: Modell eines Pulsars

25 Rotation des Magnetfelds B bewirkt die Induktion eines elektrischen Feldes: E ind = v B Potentialdifferenz zwischen magnetischen Polen und Äquator U V elektrisches Feld in Magnetfeldrichtung E V m Jetbildung an den magnetischen Polen Synchrotronstrahlung Jet relativistischer Teilchen

26 Massive Sterne Typ-II Abbildung: Optischer Pulsar im Krebsnebel (T = 33ms)

27 Abbildung: Röntgenbild des Krebsnebelzentrums

28 Ende Vielen Dank für die Aufmerksamkeit! Gibt es Fragen? Abbildungsquellen: Rolfs/Rodney: Cauldrons in the Cosmos; Oberhummer: Kerne und Sterne Vorlesung Astrophysics KTH WS 09/10

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