Masterseminar I Supernovae und das expandierende Universum

Transkript

1 Masterseminar I Supernovae und das expandierende Universum Yilmaz Ayten Juni yayten@students.uni-mail.de 1

2 2 Inhaltsverzeichnis 1 Motivation 3 2 Supernovae Kernkollapssupernovae Thermonukleare Supernovae Lichtkurven 4 4 Friedmann-Gleichung 5 5 Beschleunigte Expansion des Universum 6 Quellenverzeichnis 7 2

3 3 1 Motivation Manche Sterne sterben unter gewissen Umständen in einer riesigen Explosion, die als Supernovae bezeichnet werden. Supernovae haben Menschen seit jeher fasziniert. Als Gaststerne bezeichnet, tauchten sie für eine gewisse Zeit auf um anschließend wieder zu verschwinden. Besonders Supernovae des Typs Ia, sogenannte thermonukleare Supernovae, waren in einigen Fällen deutlich am Nachthimmel zu sehen. Von besonderer Interessse sind sie nicht nur dafür, das sie für die Hälfte der schweren Elemente auf der Erde verantwortlich sind, sondern auch weil sie zur Vermessung des Universums geeignet sind. Mit Hilfe von Supernovae lässt sich auch auf die Zusammensetzung des Universums schließen. Dies führte zur Entdeckung der dunklen Energie, was heute Gegenstand aktueller Forschung ist. 2 Supernovae Supernovae sind kein wirklich rares Phänomen. Es werden mitterweile viele Hunderte Kernkollapssupernovae pro Jahr entdeckt. In unserer Milchstraße sind es 2-3 pro Jahrhundert. Aus forchungsrelevanter Sicht ist dies zwar sehr wenig, jedoch führt dies zu keiner ernsten Bedrohung bezüglich Supernovae. Eine Supernovae mit einem Abstand von 100 Lichtjahren kann schon zur Bedrohung für irdisches Leben werden. Die Leuchtkraft einer Supernovae steigt dabei auf das ungefähr Millardenfache. Die kinetische Energie der Sternentrümmer besitzen dabei Energien von J J, was vergleichbar ist mit der Explosion von der größten jemals gebauten Wasserstoffbomben. Es gibt zwei Arten von Supernovae, die sich in ihrem physikalischen Ursprung unterscheiden. Kernkollapssupernovae und thermonukleare Supernovae. Abbildung 1: Helligkeitsanstieg einer Supernova innerhalb von 3 Wochen 3

4 4 2.1 Kernkollapssupernovae Die Stabilität eines Sternes resultiert aus der Kompensation des Gravitationsdrucks mit dem Innendruck, der durch die im inneren des Sterns ablaufende Kernfusion erzeugt wird. Das Ende dieser Kernfusion führt zum Wegfall des Innendrucks und der Stern kollabiert. Die Kernfusion hört spätestens beim Element Eisen 26 Fe auf, da nur bis zu diesem Element Energie freigesetzt wird (exothermer Prozess). Die Einwärtsbewegung prallt am dichten Sternkern ab. Der Kern ist dabei so dicht, dass aufgrund des Pauli- Prinzips, die Fermionen keine anderen Zustände annehmen können (Fermidruck). Abhängig von der Sternmasse bilden sich zwei Endprodukte. Bei einer Anfangsmasse von 8-25M bildet sich ein Neutronenstern durch einen inversen Betazerfall (p+e n+ν e ). Hat der Stern eine Anfangsmasse von >25M so bildet sich ein schwarzes Loch. 2.2 Thermonukleare Supernovae Abbildung 2: Kernkollpassupernovae. Enstehung eines Neutronenstern. Eine thermonukleare Supernovae beschreibt die Explosion eines weißen Zwerges. Ein weißer Zwerg, der im Wesentlichen aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht, explodiert, wenn er die Chandrasekhar-Masse von 1,46 M überschreitet. Ein weißer Zwerg gewinnt an Masse, indem er im Laufe der Zeit Gas aus der Hülle eines Nachbarsterns oder einem anderem weißen Zwerg akkretiert. Bei Überschreitung der Grenzmasse kollabiert der Stern und es kommt, aufgrund der Zusammensetzung des weißen Zwergs, zur plötzlichen Kohlenstoff-Kernfusion. Diese Explosion wird daher als thermonukleare Supernova bezeichnet. 3 Lichtkurven Da Supernovae sich in großer Entfernung abspielen ist es schwierig die Typen zu klassifizieren. Die Analyse des Lichtspektrums nimmt bei großer Entfernung strak ab. Daher analysiert man Supernovae mit sogennanten Lichkurven. Dabei wird der Verlauf der Lichtintensität einer Supernovae beobachtet. Die Leuchtkraft wird also über die Zeit aufgetragen. Bei thermonuklearen Supernovae wird angenommen, dass sie immer dieselbe bekannte absolute Helligkeit besitzen. Aus ihrer scheinbaren Helligkeit kann man so auf die Entfernung der Objekte schließen. 4

5 5 Abbildung 3: Lichtkurve einer Supernovae. Der Abfall ist exponentiell und deutet auf den radioaktiven Zerfall der Überrestatome hin. Betrachtet man eine solche Lichtkurve (Abbildung 3) so erkennt man einen Helligkeitsanstieg. Dies resultiert aus der kurzen Halbwertszeit von Nickel, nämlich 6,1 d. Nickel zerfällt dabei in Cobalt mit einer Halbwertszeit von 77,7 d. 4 Friedmann-Gleichung Aus der Friedmann-Gleichung H 2 = ) 2 (Ṙ = 8πGρ k R 3 R + λ 2 3 lassen sich Vorhersagen über die Entwicklung des Universums ableiten. Löst man diese Differentialgleichung so erhält man folgende Szenarien (a) (b) (c) Bild a) beschreibt ein konstant anwachsendes Universum. Bei b) handelt es sich um eine beschleunigte Expansion und in c) wird ein geschlossenes Universum beschrieben. 5

6 6 5 Beschleunigte Expansion des Universum Abbildung 4: Messung der relativen Ausdehung des Universums mithilfe von Supernovae.[1] In Abbildung 4 ist eine Messung der Ausdehung des Universums mithilfe von Supernovae dargestellt. Auf der y-achse ist der relative Abstand der Supernovae zueinander. Die Messpunkte weit in der Vergangenheit haben dabei einen großen Fehlerbalken, was aus dem großen Verlust der Strahlung durch die Entfernung resultiert. Einen sogenannten Big Crunch, also ein Zusammenfall des Universums, kann ausgeschlossen werden. Alle Messpunkte deuten auf eine beschleunigte Expansion des Universums hin. Für diese Messung wurde 2011 der Nobelpreis verliehen. Mithilfe größerer Teleskope lassen sich genauere Messungen durchführen und damit eine bessere Vorhersage zum Verlauf der Expansion. 6

7 7 Quellenverzeichnis [1] Supernova Cosmolgy Project [2] TU-Berlin, Breitscherdt-Astronomie II [3] Supernovae und kosmische Gammablitze, Hans-Thomas Janke 7