Supernovae. Felicia Krauÿ. 20. Mai 2010

Transkript

1 20. Mai 2010

2 Inhaltsverzeichnis 1 Historisch

3 Historisch Wortherkunft Übersicht SN 1054 Tycho Brahe: SN 1572 Nova (lateinisch): neu Brahe: De nova et nullius ævi memoria prius visa Stella Johannes Kepler: SN 1604 Kepler: De Stella Nova

4 Wortherkunft Übersicht SN

5 Wortherkunft Übersicht SN 1054 SN 1604 heute: Supernova Überrest Quelle: NASA;

6 Wortherkunft Übersicht SN 1054 Jahr Position Überrest m v [mag] 185 Zentaur RCW Schütze G ? 393 Skorpion? Wolf PKS ± Stier Krebsnebel Kassiopeia 3C Kassiopeia 3C Schlangenträger Keplers SN Kassiopeia Cassiopeia A Andromedanebel S Andromedae M LMC SN1987A +3

7 Wortherkunft Übersicht SN 1054 Supernova 1054 On the 1st year of the Chi-ho reign period, 5th month, chi-chou [July 4, 1054], a guest star appeared approximately several inches to the southeast of Tian-kuan [Aldebaran]. After a year and more it gradually vanished. Sung-shih, Kapitel 9

8 Wortherkunft Übersicht SN 1054 Fujiwara no Teika

9 Wortherkunft Übersicht SN 1054 SN 1054 In the fth month, day 20 to 29 (19 June to 28), the second year in the Ten Ki Period (1054),at midnight, a guest star could be seen at Shi Shin (east of Orion). It was close to Taurus and as big as Jupiter. Übersetzung: Hiroyuki Takahata Fujiwara no Teika

10 Supernova Typ I Lichtkurven Spektrum SN 1993 J Ia: M B = 19.5 mag Ib, Ic: M B 16 mag (Carroll,Ostlie; 2007, Fig. 15.9)

11 Supernova Typ II-L Lichtkurven Spektrum SN 1993 J M = 17.6 ± 0.4mag linearer Abfall der Lichtkurve (Carroll,Ostlie; 2007, Fig. 15.9)

12 Supernova Typ II-P Lichtkurven Spektrum SN 1993 J Plateau: konstante Helligkeit über mehrere Wochen M 17.0mag (Carroll,Ostlie; 2007, Fig. 15.9)

13 Spektrum Lichtkurven Spektrum SN 1993 J Typ I: Kein H Ia: Si bei 615 nm Ib: He Ic: kein He Typ II: H (Carroll,Ostlie; 2007, Fig. 15.6)

14 Spektrum Lichtkurven Spektrum SN 1993 J Ia: tritt in allen Galaxien auf Ib, Ic, II: nur in Spiralgalaxien, H II-Regionen (Carroll,Ostlie; 2007, Fig. 15.9)

15 SN 1993 J Lichtkurven Spektrum SN 1993 J nur 1987 K ähnliche Verhaltenweise: starke H α Linie, Typ II Veränderung zur He I - Linie, Typ Ib Lichtkurve ähnlich wie Ib Klassizierung als IIb (

16 Ia - Übersicht Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Weiÿer Zwerg Doppelsternsystem Gravitationsdruck Entartungsdruck Weiÿer Zwerg akkretiert Masse Gravitationsdruck gröÿer als Entartungsdruck Supernova

17 Modelle Historisch Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar 1 single - degenerate Weiÿer Zwerg und Hauptreihenstern 2 double - degenerate zwei weiÿe Zwerge

18 single - degenerate Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Bedingungen Begleiter wird zum Roten Riesen enges Doppelsternsystem Akkretion: 10 7 M y Zeit zur Freisetzung der Energie: wenige Sekunden verliert während Sternentwicklung äuÿere Schichten benötigt Fusion von C,O zu schweren Elementen

19 Akkretion Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar binary.jpg Video!

20 3α - Prozess Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Akkretion Weiÿer Zwerg akkretiert Masse Fusionsprozesse an Oberäche

21 Thermonukleare Explosion Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Thermonukleare Explosion Gravitation > Entartungsdruck Kontraktion, Temperatur steigt v T 27 Thermal Runaway Kohlenstobrennen in wenigen Sekunden Kohlensto-Brennen: 12 C+ 4 He 16 O+γ 12 C+ 12 C 24 Mg+γ

22 Deagration und Detonation Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Deagration Stoÿwelle des C-Brennen langsamer als lokale Schallgeschwindigkeit Detonation Stoÿwelle schneller als lokale Schallgeschwindigkeit bestes Modell: erst Deagration, dann Detonation Produkte: 56 Ni; S, Si, Mg; Ca, Ar, S

23 Thermonukleare Explosion Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar freigesetzte Energie: erg Stern explodiert, mit Geschwindigkeiten 0.05c Überrest: expandierende Gaswolke Begleiter: Runaway-Stern Supernova nur beobachtbar wegen Zerfälle, Comptoneekt, Absorption

24 double - degenerate Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Vereinigung weiÿer Zwerge Gravitationswellenabstrahlung: Verlust an Energie, Drehimpuls masseärmerer Stern: Überschreiten des Roche-Limits Akkretion durch massereichen Stern /j0806/wd_00.jpg

25 double-degenerate Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar hohe Gezeitenkräfte in wenigen Umläufen Zerstörung des masseärmeren Zwerges massereicher Stern nimmt Überreste über Akkretionsscheibe auf M > 1.44M : zünden des C-Brennens Supernova Explosion

26 Kernkollaps - Übersicht Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Entdeckung 1982: Jim Wilson Masse Kernkollaps: bei massereichen Sternen mit M > 8 M Überriesen: Typ II, mit M 8 30M Sterne mit M > 30M : Typ Ib, Ic Typ Ib,Ic: instabil verlieren Wasserstohülle (Wolf-Rayet - Phase) Ic verliert Heliumhülle

27 Entwicklung Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Wassersto gröÿtenteils verbraucht, Temperatur hoch genug: weitere Fusionsprozesse Bildung einer Zwiebelschalenstruktur (Carroll,Ostlie; 2007, Fig )

28 Wiederholung: Kernfusion Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Element Prozess Temperatur schwelle [K] Produkte Energie [MeV] Dauer H p-p He y H CNO He He 3α C, O y C C+C O, Ne, Na, Mg y O O+O Mg, S, P, Si d Si Si Co, Fe, Ni < d

29 Photodesintegration Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Kernmasse: 1.3M < M < 2.5M Atomkerne werden gespalten: Fe + γ He + 4 n 4 2 He2+ + γ 2 p + 2 n in kurzer Zeit: schwere Elemente werden gespalten endothermer Prozess Gravitation > Strahlungsdruck Kern kontrahiert

30 Neutronisation Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar extreme Bedingungen: T C K, ρ C kg m 3 Neutronisation/ ε-zerfall p + e n + ν e

31 Neutronisation Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar extreme Bedingungen: T C K, ρ C kg m 3 Neutronisation/ ε-zerfall p + e n + ν e Einfang freier Elektronen Kraft durch Entartungsdruck der Elektronen sinkt Kernkollaps

32 Kernkollaps Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Kern kollabiert, v r bei r 30km Geschwindigkeiten > lokale Schallgeschwindigkeit äuÿere Schicht löst sich von innerer Schicht Kern kontrahiert bis ρ C kg m 3 Entartungsdruck der Neutronen Bildung eines Neutronensterns Dichte hoch Rückstoÿ nach auÿen Explosion

33 Kernkollaps II Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Schockwelle gebremst durch einfallendes Material optisch dicht, Neutrinos können nicht entweichen heizen die Schockfront auf (5% Neutrinoenergie) T = 500, 000 K, v = 30, 000 km s Photonen entweichen Energieverlust durch Neutrinos erg s Energieverlust durch Photonen: erg s verzögerte Explosion

34 Nukleosynthese Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar r- Prozess: Anlagerung von Neutronen Bildung schwerer Elemente Schockfront reisst neutronenhaltiges Material hinaus β - Zerfall: n p + e + ν e

35 Historisch Klassi zierung nach Lichtkurve und Spektrum Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Neutronenstern Bildung eines Neutronensterns Bedingungen 1.44M < MCore < 3M : Stabilisierung des Kerns zu Neutronenstern MC > 3M : Kollaps kann nicht aufgehalten werden: Schwarzes Loch Oppenheimer - Volko - Grenze nsstrct.jpg

36 Historisch Klassi zierung nach Lichtkurve und Spektrum Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Eigenschaften Eigenschaften eines Neutronensterns RNS 10 15km Magnetfeld: 108 T Rotation - Drehimpulserhaltung 2 2 L = I ω, mit I = M r 5 PNS RNS 2 RS PS P: Rotationsperiode; mit RNS RS =R, MS = 1M, PS = 15km, = 27d P = 0.001s nsstrct.jpg

37 Pulsar Historisch Thermonukleare Explosion, Doppelsternsysteme Kernkollaps, Neutronensterne, Pulsar Leuchtturmeekt Rotationsachse gegenüber magnetischer Achse geneigt Abstrahlung im Radiobereich Plasma: Abstrahlung im Röntgenbereich

38 Plateau Historisch Supernova II - P Wassersto-Hülle ionisiert durch Schock Rekombination, Freisetzung von Energie auÿerdem: radioaktiver Zerfall von Ni τ 1/2 ( 56 Ni )= 6.1d Ni 27 Co + e+ + ν e + γ Plateau in Lichtkurve (Carroll,Ostlie; 2007, Fig. 15.9)

39 weiterer Zerfall Supernova II - P weiterer Zerfall von Co Co 26 Fe + e+ + ν e + γ Beitrag von Co in Lichtkurvenabfall τ 1/2 ( 56 Co)=77d

40 Übersicht Übersicht Neutrinos Lichtkurve & Zerfall Überrest Februar: Supernova 1987A in LMC

41 Bedeutung Übersicht Neutrinos Lichtkurve & Zerfall Überrest erdnächste Supernova seit 1604 Vorgängerstern identiziert: Sanduleak (blauer Überriese) erstmaliges Detektieren von nicht solaren Neutrinos ohne Hilfsmittel sichtbar (m=4.5 mag)

42 Übersicht Neutrinos Lichtkurve & Zerfall Überrest Detektierte Neutrinos CERN

43 Übersicht Neutrinos Lichtkurve & Zerfall Überrest (Carroll,Ostlie; 2007, Fig ) Beitrag von radioaktivem Zerfall zur Lichtkurve

44 Radioaktivität Übersicht Neutrinos Lichtkurve & Zerfall Überrest Röntgen und Gammastrahlung nach Monaten, nicht Jahren normalerweise: erst sichtbar wenn Überrest sichtbar radioaktives Nickel nicht nur im Inneren des Kerns Auösung der Zwiebelschalenstruktur

45 Überrest Historisch Übersicht Neutrinos Lichtkurve & Zerfall Überrest HST, 2007

46 Quelle: Überrest von Supernova 185: RCW 86

47 Quelle: Überrest von Supernova 1006 (SN I): PKS

48 Quelle: HST; modest.jpg Überrest von Supernova 1054 (SN II): Krebsnebel

49 Quelle: les/graphics/high_ denition_ graphics/0003/3518/sig08-016_ Ti.jpg Überrest von Supernova 1572 (SN I): Tychos Supernova

50 Quelle: images/ssc c_ small.jpg Überrest von Supernova 1680: Cassiopeia A

51 Typ Ia als Standardkerze Helligkeit von Supernova Ia: M = 19.5 mag ± 0.03 Entfernungsmodul: ) m M = 5 + log 10 ( d pc Kalibrierung durch Cepheiden: Bestimmung der absoluten Helligkeit

52 Korrekturmethoden stretch-methode: Phillips-Relation Quelle:

53 Kosmologie weit entfernte Supernova leuchten schwächer als erwartet: Beschleunigung des Universums Kosmologische Konstanten Ω Λ = Λc2 3H0 2 : Dichteparameter Ω m: Massendichte Ω = ρ ρ c = Ω m + Ω Λ = 1 Abweichung von erwarteter Entfernung d z (High- Z -Supernova Team, Supernova Cosmology Project)

54 Ω m = 0.25, Ω Λ = 0.75 Analyse: Ausschlieÿung von Extinktionseekten, grauer Staub Supernova Cosmology Project

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56 Carroll, W. Bradley; Ostlie, Dale A.: An Introduction to Modern Astrophysics, 2. Auage, Addison-Weseley, 2007 Petschek, Albert G.:, Springer, 1990 Tayler, R. J.: Stellar Astrophysics, Vorlesung einführung in die Astronomie II -garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/phiuz_www.pdf Wheeler, Swartz: The Evolution of massive stars to explosion

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