Wie Supernovae explodieren

Transkript

1 Aufbegehren gegen die Macht der Gravitation Wie Supernovae explodieren Hans-Thomas Janka Max-Planck-Institut für Astrophysik Garching

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5 Krebsnebel: Gasförmiger Überrest der Supernova des Jahres 1054 nach Christus "SN 1054"

6 Supernova Überrest Tycho SN 1572 (Röntgenbild durch CHANDRA-Satelliten)

7 Supernova 1987A Supernova 1987A (SN 1987A)

8 Supernova 1987A als Teenager

9 Supernova 1987A heute

10 SN 1994d 2/28

11 Supernovae sind die Todesereignisse am Ende des Lebens von Sternen. Die Sterne werden bei einer katastrophalen Explosion zerstört. Geburtsstätten für Neutronensterne und Schwarze Löcher. Leuchtfeuer zur Entfernungsmessung im Universum. Quellen von Gravitationswellen und Neutrinos. Ursprung schwerer chemischer Elemente.

12 Die Suche nach Gravitationswellen Die turbulenten Vorgänge im Supernovazentrum verursachen winzige Störungen ( Kräuselungen ) der Raumzeit: Gravitationswellen LIGO: Zwei Anlagen in den USA mit 4 km, eine dritte mit 2 km Armlänge VIRGO bei Pisa in Italien mit 3 km Armlänge GEO600 bei Hannover mit 0.6 km Armlänge

13 Die Jagd nach Supernova-Neutrinos Der Superkamiokande-Detektor in Japan Tonnen ultrareines Wasser, Photonenvervielfacher

14 Die Jagd nach Supernova-Neutrinos Das IceCube NeutrinoTeleskop am Südpol 1 Milliarde Tonnen Eis, Photonenvervielfacher an 86 Trossen

15 Pro Sekunde explodieren 5 10 Supernovae irgendwo im sichtbaren Universum! Astronomen entdecken pro Jahr mehrere 100 Supernovae in anderen Galaxien im fernen Weltall. Bislang wurden mehr als Supernovae beobachtet. In unserer Milchstraße ereignen sich 2 3 Supernovae pro Jahrhundert.

16 Supernovae sind die stärksten und hellsten Explosionen im Weltall! Supernovae strahlen für Wochen so hell wie alle Sterne einer Galaxie zusammen! Supernovae setzen in Tagen so viel Energie frei wie die Sonne in 10 Milliarden Jahren ihres Lebens!

17 Was verursacht diese Sternkatastrophen? Wie altern und sterben Sterne?

18 Die Sonne Das Innere der Sonne

19 Nukleare Energieerzeugung in der Sonne Kernfusion: Verschmelzung von Wasserstoff-Atomkernen zu Helium Helium + Energie + 2e+ + 2ν 4 Protonen Carl Friedrich v. Weizsäcker Hans Bethe

20 Energieerzeugung in Sternen Kernspaltung und Kernfusion setzen zehntausendfach bzw. millionenfach mehr Energie frei als chemische Reaktionen Die Sonne erzeugt ihre abgestrahlte Energie durch Kernfusion von Wasserstoff (Protonen) zu Helium Mururoa Atoll (um 1965) Nagasaki 1945 Albert Einstein E = m*c 2 Energie und Masse sind ineinander umwandelbar

21 Energieerzeugung in der Sonne 4 Protonen 3 Helium Helium + Energie Kohlenstoff + Energie

22 Das Ende der Sonne Der Kernbereich sonnenähnlicher Sterne endet als Weißer Zwerg, während die Hülle in einem Planetarischen Nebel abgestoßen wird. Katzenaugen-Nebel Ring-Nebel

23 Wäre die Sonne ein enger Doppelstern... Gasübertrag von einem Begleiter kann den Weißen Zwerg wiederbeleben.

24 Weißer Zwerg explodiert als Supernova

25 Energieerzeugung in explodierenden Weißen Zwergen Kohlenstoff Sauerstoff, Magnesium + Energie Sauerstoff Silizium, Schwefel + Energie Eisen, Nickel + Energie

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27 Wäre die Sonne ein enger Doppelstern... Die Wechselwirkung mit einem Begleiter kann den Weißen Zwerg wiederbeleben. Gasübertrag vom Begleitstern Verschmelzung vom zwei Weißen Zwergen

28 Typ Ia Supernovae Explodierende Weiße Zwerge in Doppelsternsystemen "Standardkerzen" Kalibration mittels Phillips-Relation

29 Wie entwickeln sich Sterne, die viel schwerer sind als die Sonne?

30 Energieerzeugung in schweren Sternen 4 Protonen Helium + Energie 3 Helium Kohlenstoff + Energie Kohlenstoff Sauerstoff, Magnesium + Energie Sauerstoff Silizium, Schwefel + Energie Silizium Eisen, Nickel + Energie

31 Massereicher Stern mit Zwiebelschalenstruktur Eisenkern (Fe)

32 Was passiert dann?

33 Supernova-Theorie Walter Baade und Fritz Zwicky (1933): Der Kernbereich eines entwickelten, massereichen Sterns kollabiert zu einem Neutronenstern, während der Stern als Supernova explodiert. Fritz Zwicky ( )

34 Krebsnebel: Im Zentrum befindet sich ein "Neutronenstern", der sich 33 Mal pro Sekunde um seine Achse dreht und als "Pulsar" periodisch Strahlung zur Erde schickt

35 Neutronensterne als Pulsare 20 km 1,5 Masse der Sonne

36 SupernovaÜberrest Kassiopeia A Bildzusammensetzung: Röntgen (CHANDRA, grün-blau); optisch (HST, gelb); IR (SST, rot)

37 SupernovaÜberrest Kassiopeia A Neutronenstern Bildzusammensetzung: Röntgen (CHANDRA, grün-blau); optisch (HST, gelb); IR (SST, rot)

38 Was verursacht die Explosion schwerer Sterne?

39 Massereicher Stern mit Zwiebelschalenstruktur H He Si Fe (Schalen nicht maßstabsgetreu) O C

40 Massereicher Stern mit Zwiebelschalenstruktur H He Si Fe (Schalen nicht maßstabsgetreu) O C

41 Kollaps des stellaren Eisenkerns in rund 0,1 Sekunden O Si Fe

42 O Kollaps des stellaren Eisenkerns in rund 0,1 Sekunden Si Fe Entstehung eines Neutronensterns

43 Kernrückprall bei Atomkerndichte Si O Fe Stoßwelle Proto-Neutronenstern

44 Stoßabschwächung Si O Fe n, p Stoßwelle Proto-Neutronenstern

45 Neutrinos heizen und treiben die Stoßwelle der Supernovaexplosion an O Si ν ν ν n, p Stoßwelle Si Proto-Neutronenstern ν

46 Beginn der Explosion nach etwa einer Sekunde O OO ν ν n, p, α Stoßwelle Proto-Neutronenstern ν Ni n, p ν

47 Explosion & Nickelfusion O Ni neutrinogetriebener Wind ν ν ProtoNeutronenstern Stoßwelle O n, p ν n, p, α, (Zk,Nk) ν

48 Das kleinste (und billigste) Supernovamodell-Experiment der Welt Neutrinoheizen baut hinter der Stoßfront einen hohen Druck auf, der den Stoß und die umliegende Materie wie einen Deckel wegsprengt. Stoßfront Deckel ν ν Dampf Wärme Wasser Neutrinos heißer Neutronenstern Heizplatte

49 Ist diese Theorie richtig?

50 Allgemeinrelativistische Modellgleichungen für Supernovae in 2D AR Hydrodynamik (Müller B., PhD Thesis (2009); Müller & THJ, ApJS, (2010)) CFC MetrikGleichungen Neutrinotransport

51 Neutrino Wechselwirkung in Supernovae Beta-Prozesse: Neutrino-Streuung: Thermische PaarProzesse: Neutrino-NeutrinoReaktionen:

52 Modellberechnungen mit Supercomputern sind unverzichtbar!

53 Werkzeuge der Theoretiker JUROPA am NIC in Jülich ( Prozessorkerne) Supercomputer sind wie Mikroskope, um ins tiefe Innere explodierender Sterne zu schauen! JUGENE am NIC in Jülich ( Prozessorkerne)

54 3D Computersimulation einer SN-Explosion Stern mit 9.6 Sonnenmassen Melson et al., ApJL 801 (2015) L24

55 3D Computersimulation einer SN-Explosion Stern mit 20 Sonnenmassen Melson et al., ApJL 808 (2015) L42

56 Krebsnebel mit Pulsar, Überrest von Supernova 1054 Explosionseigenschaften können mit den Modellen erklärt werden

57 15 Msun (Müller, THJ, & Marek, ApJ 766 (2013) 43) Gravitationswelle eines kollabierenden und explodierenden Sterns mit 15 Sonnenmassen

58 Endstadien massereicher Sterne

59 Neutronensterne und Schwarze Löcher Sternmasse (Ugliano, THJ, Marek & Arcones 2012; Sukhbold, Ertl, Woosley, Brown, THJ, ApJ, submittiert)

60 SupernovaÜberrest Kassiopeia A Bildzusammensetzung: Röntgen (CHANDRA, grün-blau); optisch (HST, gelb); IR (SST, rot)

61 Explosion einer Kernkollaps-Supernova 0.5 s 5*1011 cm Grün: Kohlenstoff Rot: Sauerstoff Blau: Nickel/Eisen 350 s 9000 s 7.5*1012 cm (Hammer, Janka, Müller, ApJ 2010)

62 44Titan Asymmetrie im Cassiopeia A Überrest NuSTAR Beobachtung Grefenstette et al., Nature 506 (2014) 340

63 Neutronsternbeschleunigung und 44 Verteilung von Eisen und Titan Eisen Eisen Titan Bewegung des Neutronensterns Bewegung des Neutronensterns Annop Wongwathanarat, MPA, Garching

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