Kernkollapssuper novae SN Ib, Ic und II. Moritz Fuchs

Transkript

1 Kernkollapssuper novae SN Ib, Ic und II Moritz Fuchs

2 Gliederung Einleitung Leben eines Sterns bis zur Supernova Vorgänge während der Supernova SN 1987 A r-prozesse

3 Was ist interessant an Supernovae? Erzeugung höherer Elemente wie z.b. C, O und deren Verteilung im Weltraum Planetenbildung, Entstehung von Leben Entstehung von Atomen jenseits des von Eisen in r-prozessen mögliche Quelle von Gammablitzen Entstehungsort von Neutronensternen und schwarzen Löchern

4 Klassifizierung und Daten Mindestmasse des Vorläufersterns bei etwa 8 Sonnenmassen Klassifizierung von Kernkollapssupernovae: Typ IIL und Typ IIP (8-30 Sonnenmassen) Typ 1b (ohne H-Linien) oder Typ 1c (auch ohne He-Linien) bei massereicheren Sternen

5 Erforschung von Kernkollapssupernoavae Gebiet aktueller Forschung Schwierigkeiten bei der Erforschung: Vorgänge im Kern vor einer Supernova praktisch (noch) nicht messbar Häufig keine/wenige Daten über den Vorläuferstern Erforschung erfolgt über Simulationen, deren Rechenaufwand extrem hoch ist Keine Symmetrien, da Vieldimensionale Probleme

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9 Leben des Sterns bis zur SN meiste Zeit des Lebens auf der Hauptreihe (Wasserstoffbrennen) wenn die Masse zu gering ist erlischt der Stern Weißer Zwerg Bei ausreichend hoher Maße M>8MSonne Brennen höherer Elemente

10 Leben des Sterns bis zur SN jeder weitere Brennvorgang verläuft schneller als der vorige mit jedem Schritt steigen Temperatur und Dichte im Kern Ausbildung einer Zwiebelschichtung

11 Leben des Sterns bis zur SN Asche des vorigen ist Brennstoff des nächsten Vorgangs Reihe stoppt bei Eisen, höhere Elemente kosten Energie Pro Brennstoffeinheit wird immer weniger Energie frei -> höhere Fusionsrate um GG zu halten

12 Ursache des Kernkollaps Bedingungen im Kern an der Grenze zur Instabilität: K Temperatur bei ungefähr Dichte bei ungefähr Radius von einigen tausend km Gleichgewicht zw. Entartungsdruck der Elektronen/ thermischen Druck und Gravitationsdruck Wesentliche Vorgänge die für Kernkollaps: Photodisintegration 10 g 10 cm 3 Deleptonisierung bzw. Neutronisierung

13 Ursachen des Kernkollaps Photodisintegration: Photonen besitzen genug Energie um entstandene Kerne wieder zu spalten -> Entzug von thermischer Energie Findet bei vielen Elementen statt Zwei wichtige Vorgänge sind: Spaltung von Eisen und Helium Fe He + γ γ 2 p + He + 2n + 4n

14 Ursachen des Kernkollaps Deleptonisierung bzw. Neutronisierung Einsetzende Kontraktion erhöht Dichte und Entartung der Elektronen Einfang durch Protonen (frei, bzw. im Atomkern) begünstigt p + + e n + ν e Neutrinos verlassen Kern zunächst ungehindert kein Beitrag Elektronenzahl sinkt Entartungsdruck sinkt

15 Kernkollaps Durch den wegfallenden Druck kollabiert der Kern Ein innerer Kern kollabiert homolog (selbstähnlich) mit v~r (v bis km/s) Erreicht v bei best. r die lokale Schallgeschwindigkeit, entkoppeln innerer und äußerer Kern freier Fall Volumen der Größe der Erde in 1s auf Kugel mit Radius einigen 10 km komprimiert

16 Kernkollaps und abrupter Stop Kollaps fortgesetzt bis Atomkerndichte erreicht ist 14 g ρ = cm Abrupter Stop des Kollaps auf Grund der Neutronenentartung Mit Schallgeschwindigkeit einfallendes Material prallt auf dichten Kern Ausbildung einer Stoßfront, die nach außen propagiert

17 Verlauf der Stoßfront Energieverluste der Stoßfront: Einfallende Materie durch Photodisintegration durch Neutrinoabstrahlung, die hinter der Stoßfront in großer Zahl erzeugt werden Stoßfront kommt zum Stillstand bei einem Radius von km Führt leider nicht zur Explosion! Was bringt die Stoßfront wieder in Gang?

18 Neutrinoheizen Verzögerte Explosion (Jim Wilson) 99% der im Kern freiwerdenden Bindungsenergie als Neutrinos Neutrinos werden abgestrahlt und transportieren Energie nach außen Neutrinos heizen die Materie hinter der Stoßfront auf der Stoß kann wieder nach außen propagieren

19 Neutrinoheizen Durchgeführte Simulationen für Sterne mit mehr als 10 Sonnenmassen explodierten nicht Grund: zu einfache kugelsymmetrische Modelle Lösung: bei der Explosion wird Zwiebelschalenaufbau durchmischt starke Turbulenzen Simulationen mit Turbulenzen führen zu (schwachen) Explosionen

20 Turbulenzen im Sterninneren Farbcodierung: Logarithmus der Dichte Entwicklung der Instabilitäten nach 100s, 1170s und 10000s Die Mischvorgänge erfassen den ganzen Stern bis zur Wasserstoffhülle

21 Turbulenzen im Sterninneren Heißes Plasma rot und Gelb Stoßfront als transparente Oberfläche

22 Aktuelle Forschung Es gibt noch kein Standardmodell, dafür viele offene Fragen, z.b.: Modelle für Vorläufersterne müssen verbessert werden (Konvektion, Rotation, Scherinstabilitäten, Magnetfelder) Explosionsmodelle: Neutrinowechselwirkungen und Neutrinotransport Wachsende Vielfalt von Beobachtung mehr als nur einen Explosionsmechanismus