Von der Hauptreihe zu PNes und Supernovae. Max Camenzind Akademie Heidelberg Mai 2014

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1 Von der Hauptreihe zu PNes und Supernovae Max Camenzind Akademie Heidelberg Mai 2014

2 Entwicklung der Sterne in der Milchstraße; Entwicklung massearmer Sterne zu Roten Riesen und Planetarischen Nebeln; Entwicklung massereicher Sterne zur Supernova; Historische Supernovae in der Galaxis; Mechanismen des Core-Kollapses und Neutrinoemission; Was sind Gamma-Burster? Unsere Themen

3 Übersicht über Entwicklung der Sterne Sonnenmassen Sonnenmassen

4 Sterne der Milchstraße 300 Mrd. Sterne 100 Mio. NS 1 Mio. Schwarze Löcher 10 Mrd. Weiße Zwerge

5 Entwicklung Sterne in T c & r c Masse C/O Weißer Zwerg He WZ Core-Kollaps Fe/Ni Core NStern Schwarzes Loch Si-burn pre- MS Sonne heute Kovetz et al Stern-Entwicklung auf dem Computer

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7 Entwicklung massearmer Sterne

8 4 Phasen Sternentwicklung

9 Stellare Entwicklung: 1 Sonnenmasse ZAMS Zero-Age Main Sequence (ZAMS) Stern fusioniert H He im Core Massearme Sterne: Radiativer Core Konvektive Hülle

10 Wenn H Brennstoff im Core aufgebraucht, dann beginnt Schalen H-Brennen.

11 Entwicklungs- wege im HRD

12 Entwicklung hängt von der Metallizität Z(t=0) ab Metallarme Sterne sind heller

13 H-Brennschale wird kleiner Stern verlässt die MS Roter Riese

14 Eigenschaften Roter Riesen Parameter Sonne Beteigeuze Masse 1 20 Radius km 662 R S Effektiv-Temp K K Zentral-Temp 15 Mio. K 160 Mio. K Leuchtkraft Alter 4,5 Mrd. a 10 Mio. a Mittlere Dichte 1,4 g/cm³ 1,3 x 10-7 g/cm³

15 Zeitskalen Roter Riesen Kovetz et al. 2008

16 Alters- bestimmung in Sternhaufen Sterne in Sternhaufen sind gleich alt. Offene Sternhaufen (Plejaden, Hyaden) sind jung < 100 Mio. a; Kugelsternhaufen (M 5, M 51) sind kosmologisch alt: Mrd. Jahre.

17 Isochronen im HRD

18 Im Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) des Kugelsternhaufen NGC 5904 sind neben der unteren Hauptreihe vor allem der Rote-Riesenast (RGB) und der Horizontalast sehr gut besetzt. Dazu sind die Entwicklungswege von Sternen vor und nach der RGB-Phase eingezeichnet, mit indizierter Masse. [Grafik: SuW]

19 Helium Flash Ein Helium-Blitz (engl. helium flash) ist die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess. Dies kann entweder im Kern von Sternen mittlerer Masse von bis zu 2,2 Sonnenmassen, an der Oberfläche von Weißen Zwergen oder als Schalenbrennen bei Sternen auf dem Asymptotischen Riesenast vorkommen. Grundlage eines Helium-Blitzes ist die Entartung einer heliumreichen Schicht oder Kerns. Der quantenmechanische Zustand der Entartung beschreibt die Unabhängigkeit von Temperatur und Druck. Daher kommt es zu keiner Expansion bei einer Temperaturerhöhung. Da die thermonuklearen Reaktionen des Drei-Alpha-Prozesses temperaturempfindlich sind, steigt die Energieerzeugung weiter an. Erst wenn sich die Temperatur soweit erhöht hat, dass die Entartung aufgehoben wurde, kann eine Wärmeausdehnung das Heliumbrennen kontrollieren. Der Stern wird jedoch nicht zerrissen.

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21 Horizontalast 4 He 12 C (and 16 O) He Fusion via Triple-alpha

22 Horizontalast He Fusion in Schale

23 Asymptotischer Riesenast (AGB) Horizontal-Ast 4 He 12 C (und 16 O)

24 Horizontalast in Kugelsternhaufen

25 Evolution der Sonne im HRD

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27 Entwicklungsstadien Sonnenartiger Sterne Phase Energie Produktions- Prozess Oberflächen- Temperatur Radius in Sonnen- Radien Core Temperatur Lebensdauer Haupt- Sequenz Core Hydrogen Burning K 1 16 Million K 10 Mia Jahre Roter Riese Shell Hydrogen Burning K Million K 100 Millionen Jahre Horizontal Branch Core Helium Burning K Million K 50 Million Jahre Red Super- Giant AGB Shell Helium Burning K Million K Jahre Planetar. Nebel ZStern Weißer Zwerg K Million K - < K 0, Million K ~ Jahre > Hubble- Zeit

28 Der gesamte Lebensweg der Sonne

29 Time line for Sun s evolution

30 Endphase Sonne: Planetarische Nebel + Weißer Zwerg Eskimo Nebel mit HST

31 He-Brennen CO Weiße Zwerge Sonne in 7 Mrd. Jahren Weißer Zwerg ( K) mit Helix- Nebel

32 Ein planetarischer Nebel entsteht, wenn ein Stern wie unsere Sonne in seiner letzten Lebensphase seine äußere Hülle ins ISM abbläst und dieses Material dann durch die intensive Strahlung des Sterns zu leuchten beginnt. Dies macht sie mit zu den schönsten Objekten in der Milchstraße. Planetarischer Nebel / HST (Ringnebel M57) + Weißer Zwerg Etwa sind in unserer Milchstraße katalogisiert, geschätzt wird ihre Gesamtzahl auf etwa

33 PNes mit Doppelsternen

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35 Hayashi Track Leben der Sterne: M = 0,25-9 M Sonne Pop I Z = 0,01 Y = 0,28 Pop II Z = 0,001 Y = 0,24 Kovetz et al. 2008

36 Die Entwicklung der Sonne Phase Alter L/L heute T eff R/R heute M/M heute Beginn MS 0,00 0, ,89 1,00 Heute MS 4,58 1, ,00 1,00 Ende MS ca. 10 1, ,00 RGB max 12, ,668 He Fusion 12,17 53, ,2 0,668 AGB max 12, ,546

37 Die Entwicklung der Sonne

38 Massereiche Sterne (M > 9 M S )

39 Massereiche Sterne (M > 9 M S )

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41 Zwiebelschalenstruktur der Sterne

42 Letzte Energie erzeugende Brennstufe: 9 Si-Brennen bei Si 28 Ni Co Brenndauer: etwa einen Tag T Si Co e Fe e Durch freigesetzten Photonen Entestehung andere Elemente durch Photodissoziation möglich: 56 K Ni Si Si Al p E 11,58MeV Mg 4 He E 9,98MeV Aufbau des Sterns im Si-Brennstadium nach dem Zwiebelschalenmodell Si-Vorrat aufgebraucht Kollaps Supernova Typ II Zwiebelschalen-Struktur massereicher Sterne

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44 Supernova Typeinteilung

45 Bekannte Typen von Supernovae Typ II: Wasserstoff Linien; Kollaps massereicher Stern Typ I: Keine Wasserstoff Linien

46 Supernovae erreichen die Helligkeit einer Galaxie, M B ~ -19 mag sichtbar bis zu kosmischen Distanzen

47 SN 2011dh

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50 Supernova Lichtkurven Typ Ia/c Typ Ic M Ni ~ 4 M S

51 Historische Supernovae Datum Konstellat Sichtbar Remnant Helligkeit Beobtng NS AD 185 Centaurus 1 yr RCW 86 Mars China? AD 386 Sagittarius 3 Mon G ? China np AD 393 Scorpius 8 Mon? Jupiter China? AD 1006 Lupus 3 yr SNR x Venus China, Japan AD 1054 Taurus 21 Mon Crab Venus China, np AD 1181 Cassiopeia 6 Mon 3C 58 Sirius China np AD 1572 Cassiopeia 18 Mon Tycho SNR Venus EU, Chi, Ia AD 1604 Ophiuchus 12 Mon Kepler SNR n > Jupiter EU, Chi Ia AD 1670 Cassiopeia? Cas A SNR ---? n AD 1987 LMC, Süd > 20 a SN87A m ~ 4 Chile --

52 RCW 86 um 185 ncr Chandra Alter ~1800 Jahre

53 G Chandra Pulsar-Nebel Pulsar NS + Pulsar- Nebel

54 SNR 1006 Chandra Schockfront Thermischer NS

55 Crab Nebula 1054 Chandra (b), HST (g), Spitzer (r) Thermische Filamente Pulsar NS

56 3C 58 mit Pulsar

57 Tycho SNR Typ Ia Chandra Turbulenz

58 Kepler SNR Typ Ia d~6 kpc; Durchm=4` / Chandra

59 Cas A / Chandra Thermischer NS

60 Eigenschaften von Supernovae Some facts about Supernovae: 1. Leuchtkraft: Supernovae sind die hellsten Objekte des Universums und übertreffen die Helligkeit einer ganzen Galaxie für einige Wochen: Energie der sichtbaren Explosion: ~10 44 J Leuchtkraft max : ~ L 0 2. Häufigkeit: ~ 1-5 pro Jahrhundert und Galaxie 61

61 Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China Sanduleak Supernova 1987A 23 February 1987 Tarantula Nebula Large Magellanic Cloud Distance 50 kpc ( light years)

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63 SN 1987A Lichtkurven Neutronenstern?

64 Supernova 1987A HST Aufnahmmen

65 Supernova 1987A / Chandra X-ray observatory, 2000 Keine Evidenz für Neutronenstern? Rot: Alma (Staub) Grün: Hubble Blau: Chandra Shock-Welle trifft auf inneren Ring und erzeugt Röntgenstrahlen

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67 Neutrino-getriebene Mechanismen Magnetisch getriebene Mechanismen? Akustische Mechanismen? QCD Phasen-Transformation Latente Wärme treibt die Explosion Problem: SN-Explosion ~ 1% der frei werdenden Energie Grav. Bindungsenergie von 0,17 M C c² wird in Neutrinos abgestrahlt!

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69 Verzögerte Neutrino-Supernova (vorgeschlagen von Bethe & Wilson 1985)

70 Proto-Neutronen Stern und Neutrinos

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72 Rolle der Neutrinos Neutrinos heizen Schock auf

73 Modell für Core-Kollaps Supernova Nach Thomas Janka

74 WZ Eisen-Core: r 10 9 g cm 3 T K M Fe 1,5 M sun R Fe 8000 km Supernova Theorie Janka et al. 2014

75 Supernova Theorie Teil 2 Janka et al. 2014

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77 Stellarer Kollaps und Supernova Explosion Geburt eines neuen Sterns Collapse + Explosion (implosion) ~ 50 km Neutrino Cooling Proto-Neutronen Stern r r nuc g cm 3 k B T 30 MeV Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China

78 Stellarer Kollaps und Supernova Explosion Geburt eines neuen Sterns ~ 50 km Gravitative Bindungsenergie E b erg 17% M SUN c 2 Neutrino Kühlung wird umgesetzt in 99% Neutrinos 1% Kinetische Explosions-Energie (1% davon in Cosmic Rays) 0.01% Photonen, heller wie Galaxie Proto-Neutronen Stern r r nuc g cm 3 k B T 30 MeV Neutrino Leuchtkraft L erg / 3 sec L SUN Eine solche Neutrino-Quelle ist heller als alle andern Objekte Universums Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China

79 Struktur des Supernova Neutrino-Signals Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China 4 Phasen der Supernova: 1. Kollaps (Einfall-Phase) 2. Shock-Ausbruch 3. Materie Akkretion 4. Kelvin-Helmholtz Kühlung und Explosion Neutrino Trapping und Leptonen Zahl der outer Core Schichten

80 SN 87A Neutrino-Burst

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82 -Detektoren bereit für Supernova Neutrinos Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China MiniBooNE (200) LVD (400) Borexino (100) Baksan (100) Super-Kamiokande (10 4 ) KamLAND (400) IceCube (10 6 ) In Klammern # Counts für eine fiducial Distanz = 10 kpc

83 GWellen Supernovae Typ II hängt von Modell ab Modelltest Bounce pnstern proto-nstern Core- Kollaps QSchwingungen Ott et al. 2012

84 GWellen Supernovae Typ II nur in der Milchstraße detektierbar SN in 10 kpc Entfernung! Ott et al. 2012

85 Supernova Elementsynthese Häufigkeiten im Sonnensystem

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87 Hypernovae Explosion massereicher Sterne Lang andauernde Gamma-Blitze + Nachglühen im Optischen & Radio Jet

88 BATSE Lichtkurven

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90 Ein schöner GRB

91 Isotropie GRBs

92 FIREBALL MODELL G 1 G 2 RAYS ISM 20 km INTERNAL SHOCK EXTERNAL SHOCK

93 Modell für Gamma-Bursts t > 2 sec Gamma-Blitze entstehen, wenn der Jet mit Lichtgeschw. aus dem Stern ausbricht. Ein Schwarzes Loch mit Akkretionsscheibe und Jet wid im Kollaps des stellaren Cores gebildet. Ein massereicher Stern mit mehr als 25 Sonnenmassen, dessen H- Hülle bereits abgestossen Typ Ib

94 Zusammenfassung Entwicklung der Sterne in der Milchstraße recht gut verstanden; Entwicklung massearmer Sterne zu Roten Riesen und Planetarischen Nebeln Massenverlust; Entwicklung massereicher Sterne zur Supernova verstanden, der Supernova-Mechanismus jedoch selber nicht! Historisch alle ~100 Jahre eine Supernova in der Galaxis die letzte war Cassiopeia A vor 330 Jahren; Core-Kollaps eines massereichen Sterns führt zu starker Neutrinoemission, im Prinzip detektierbar; Gamma-Burster kommen in 2 Klassen vor: kurze und lange Bursts; lange Bursts sind von Supernova begleitet etwa einmal pro Tag im ganzen Universum etwa 1 mal alle Mio. Jahre pro Galaxie.