Einführung in die Physik der Neutronensterne. I. Sagert Institut für Theoretische Physik/ Astrophysik Goethe Universität, Frankfurt am Main
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- Leopold Rosenberg
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1 Einführung in die Physik der Neutronensterne I. Sagert Institut für Theoretische Physik/ Astrophysik Goethe Universität, Frankfurt am Main
2 Leben und Sterben von Sternen
3 Supernova Geburt eines Neutronensterns Typ II Supernova: Kollaps eines massiven Sterns (M > 8 M sun ) am Ende seines Lebens Hydrodynamischer Mechanismus Kollaps zu Kerndichte Einfallende Materie wird zurückgestoßen Schockfront bewegt sich durch die einfallende Materie und stößt die äußeren Sternschichten nach Außen Supernova Explosion SN 1987A
4 Supernova Geburt eines Neutronensterns Typ II Supernova: Kollaps eines massiven Sterns (M > 8 M sun ) am Ende seines Lebens Hydrodynamischer Mechanismus Kollaps zu Kerndichte Einfallende Materie wird zurückgestoßen Schockfront bewegt sich durch die einfallende Materie und stößt die äußeren Sternschichten nach Außen Supernova Explosion Millionen- bis milliardenfach so hell wie die Sonne 0.001% der Gesamtenergie in el.-magn. Strahlung 1% der Gesamtenergie in Schockwelle 99% der Gesamtenergie in Neutrinos SN 1987A
5 Neutronensterne & Quarksterne Masse: ~ 1-2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Credit: Dany P. Page
6 Neutronensterne & Quarksterne Masse: ~ 1-2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Credit: Dany P. Page
7 Neutronensterne & Quarksterne Masse: ~ 1-2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Mantel: 100m, hoher Temperatur Gradient, bestimmt Verhältnis von innerer und äußerer Temperatur wichtig für die Kühlung Credit: Dany P. Page
8 Neutronensterne & Quarksterne Masse: ~ 1-2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Mantel: 100m, hoher Temperatur-Gradient, bestimmt Verhältnis von innerer und äußerer Temperatur wichtig für die Kühlung Kruste: (1km), kann Heizungsmechanismen enthalten, wichtig für das Kühlen junger Sterne Credit: Dany P. Page
9 Neutronensterne & Quarksterne Masse: ~ 1-2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Mantel: 100m, hoher Temperatur Gradient, bestimmt Verhältnis von innerer und äußerer Temperatur wichtig für die Kühlung Kruste: (1km), kann Heizungsmechanismen enthalten, wichtig für das Kühlen junger Sterne Äußerer Kern: Übergang von Kerndichte zu Über-Kerndichte. Aus Nukleonen, Elektronen und Muonen
10 Neutronensterne & Quarksterne Innerer Kern: erreicht mehrfache Kerndichte, kann exotische Materie enthalten: -Kaonen, Pionen - Hyperonen - Quarkmaterie Credit: Dany P. Page
11 Wie kann man Neutronensterne beobachten? Pulsare schnelle rotierende Neutronensterne mit einem starken Magnetfeld Geladene Teilchen werden entlang des Magnetfeldes beschleunigt und emittieren Strahlung in einem Strahlungskegel Beobachtung: gepulste Signale ( meistens im Radio-Bereich) Magnetfeld der Pulsare: 1012 Gauss Sog. Magnetare können Magnetfelder bis zu 1015 Gauss auf der Oberfläche erreichen CREDIT: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF
12 Verteilung von bekannten Pulsaren Mehr als 1500 Pulsare in unserer Galaxie Nächster Pulsar: PSR J ca. 280 Lj
13 Verschiedene Arten von Pulsaren Normale Pulsare: Periode: ~1s 12 Magnetfeld: 10 G Alter: Millionen Jahre Millisekunden Pulsare (meistens in binären Systemen: Periode: ~ ms 9 Magnetfeld: 10 G Alter: Milliarden Jahre
14 Neutronensterne als Laboratorien für Materie unter Extrembedingungen Extreme Dichten : mehrfache Kerndichte Extreme Magnetfelder : bis zu 1015 Gauss auf der Erdoberfläche : 0.5 Gauss Hohe Rotationsraten : bis zu ca. 700 Umdrehungen pro Sekunde 11 Hohe Temperaturen : bis zu 5 10 K kurz nach der Geburt Einzigartige Laboratorien für Materie unter Extrembedingungen
15 Experimente auf der Erde Blei-Blei Kollision am NA49, Cern
16 Laboratorien auf der Erde Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC), Brookhaven seit 2000 Large Hadron Collider (LHC), Cern, ab 2008 Facility for Antiproton and Ion Research (FAIR), GSI, ab 2011
17 Phasendiagramm stark wechselwirkender Materie Gesellschaft für Schwerionenforschung
18 Phasendiagramm des Wassers
19 Phasendiagramm stark wechselwirkender Materie Gesellschaft für Schwerionenforschung
20 Pulsare als Laboratorien im All Masse Radius Beziehungen Oberflächentemperatur Rotationsperiode Pulsar Glitches Gamma Ray Bursts (ev. Kollision von Neutronensternen, Phasenübergänge in Quarkmaterie) Gravitationswellen (von Supernova-Explosionen, Neutronenstern-Kollisionen) Geschwindigkeiten von Pulsaren...
21 Pulsare als Laboratorien im All Masse Radius Beziehungen Oberflächentemperatur Rotationsperiode Pulsar Glitches Gamma Ray Bursts (ev. Kollision von Neutronensternen, Phasenübergänge in Quarkmaterie) Gravitationswellen (von Supernova-Explosionen, Neutronenstern-Kollisionen) Geschwindigkeiten von Pulsaren...
22 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0
23 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0
24 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0
25 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0
26 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0
27 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0
28 Masse-Radius Beziehung Maximale Masse Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 stabil instabil
29 Masse-Radius Beziehungen Die Form der Masse-Radius Beziehung ist charakteristisch für die Zusammensetzung eines Neutronensterns
30 Masse-Radius Beziehungen Die Form der Masse-Radius Beziehung ist charakteristisch für die Zusammensetzung eines Neutronensterns Lattimer, Prakash, 2004
31 Masse-Radius Beziehungen Lattimer, Prakash, 2004
32 Masse-Radius Beziehungen Neutronensterne Quarksterne Lattimer, Prakash, 2004
33 Masse-Radius Beziehungen Welche Kurve ist die Richtige? Lattimer, Prakash, 2004
34 Masse-Radius Beziehungen Welche Kurve ist die Richtige Vergleich mit Beobachtungen Lattimer, Prakash, 2004
35 Bestimmung der Masse Nur binären Systemen möglich Masse-Radius Beziehung durch Keplersches Gesetz m2 sin i m 1 m P v 1 3 = =f m1, m 2, i 2 G i m 1,2 : Masse der Sterne ; P : Periode i : Inklination v : Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie m1 Messung von f m1, m 2, i im optischen v des Begleitsterns und im Röntgenbereich v des Pulsars ermöglicht die Bestimmung der einzelnen Massen Binäre Systeme aus zwei Neutronensternen liefern genauere Ergebnisse durch Berücksichtigung relativistischer Effekte cm m2
36 Systeme aus zwei Neutronensternen Beobachtung relativistischer Effekte: Fortschreiten des Periastrons der Pulsarbahn J Zeitdilatation im Gravitationsfeld des Begleiters Nachweis für Abstrahlung von Gravitationswellen J : Nobelpreis für R.A. Hulse und J.H. Taylor für die Entdeckung des ersten binären Systems aus Pulsar & Neutronenstern B.Klein
37 Pulsarmassen BHs? Page & Reddy (2006)
38 Bestimmung des Radius Annahme: Neutronenstern hat eine homogene Oberflächentemperatur emittiert Schwarzkörperstrahlung 2 L R F= = 2 D 4 D T 4 F= Strahlungsfluss wird gemessen R= Radius des Sterns D= Distanz des Sterns T= Oberflächentemperatur wird gemessen
39 Bestimmung des Radius Annahme: Neutronenstern hat eine homogene Oberflächentemperatur emittiert Schwarzkörperstrahlung Aber: Magnetfeld erzeugt Inhommogenitäten in der Temperatur-Verteilung (HotSpots) 2 L R F= = 2 D 4 D T4 F= Strahlungsfluss wird gemessen R= Radius des Sterns D= Distanz des Sterns T= Oberflächentemperatur wird gemessen Temperaturbestimmung meist nur bei isolierten Neutronensternen möglich
40 Bestimmung des Radius Röntgendoppelsterne: Neutronenstern akkretiert Material vom Partner auf der Oberfläche Bei Erreichen einer kritischen Masse explosionsartige Kernfusion gewaltiger Strahlungsausbruch Distanz des Systems & Luminosität des Strahlungsausbruchs liefert Radius
41 Bestimmung des Radius Aber Verteilt sich die akkretierte Materie homogen auf der Oberfläche? Wieviel der thermischen Energie geht in die Kruste? Wie genau ist die Entfernungsmessung?
42 Viele offene Fragen Nur einige von vielen Fragen: Berücksichtigung der Atmosphäre (wichtig für thermisches Spektrum) Aufbau und Zusammensetzung des Mantels und der Kruste (wichtig für Wärmeleitung) Einfluss des Magnetfeldes (Form, Stärke) auf Kühlverhalten und die Zusammensetzung des Neutronensterns (erzeugt Inhomogenitäten in der Temperaturverteilung auf der Oberfläche)...
43 Zusammenfassung Neutronensterne entstehen in einer Supernova Explosion massiver Sterne Durch ihre hohen Dichten befinden sich Neutronensterne im Phasendiagramm stark wechselwirkender Materie in Bereichen, die für uns auf der Erde unerreichbar sind Um diese Laboratorien nutzen zu können müssen wir die Physik der Neutronensterne besser verstehen Dies erfordert die Zusammenarbeit von Beobachung mit verschiedensten Gebieten der experimentellen und theoretischen Physik: Plasmaphysik, Neutrino-Physik, Kernphysik, Festkörperphysik,...
44 Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit
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