Astroteilchenphysik II

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1 Astroteilchenphysik II Sommersemester 2015 Vorlesung # 25, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Stellare Evolution - Chandrasekhar-Limit - Supernovae Klassifikation Mechanismen Hülle & UHE Gammas - SNIa Explosionsmechanismus KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 Luminosität [L ] Stellare Evolution HRD: Hauptreihe (pp), Riesen (3a-Reaktion), WD (FD-Druck) 10 6 Deneb Überriesen Spica Hauptreihe Canopus Riesen Antares Aldebaran Arkturus 3a-Reaktion zu 12 C CNO-Zyklus Sirius 1 Sonne 10-2 Sirius B Weiße Zwerge 10-4 Procyon B Fermi-Dirac Druck O B A F G K M Oberflächentemperatur [K] pp-fusion G. Drexlin VL25

3 Weiße Zwerge (WD) degenerierte Sternmaterie in WD: - WD stabilisiert durch Fermi-Dirac Entartungsdruck P der freien Elektronen, Entartungsdruck P ist temperaturunabhängig Fall 1: nichtrelativistisches Elektronengas (p F «m e c) bei niedrigen Massendichten (r = 2 n e m H ~ 10 9 kg/m 3 ) ist der WD stabil, da P NR ~ n 5/3 aber P grav ~ n 4/3 P NR 1 5m e 3 3h n 5 3 e P NR G. Drexlin VL25

4 degeneriertes Elektrongas bei zunehmender Masse/Dichte des WD: die Energie der Elektronen erreicht relativistische Werte (Massenzunahme der Elektronen) Fall 2: vollständig relativistisches Elektronengas (p F» m e c) E R (Dp c) mit Heisenberg-Relation: Dp Dx ~ ħ Dp ~ ~ ħ / Dx mit mittlerem e - Abstand: Dx ~ (n e ) -⅓ E R ~ (n e ) 1/3 P R ~ n e E R P 3 c 3h R n e 4 3 genaue Ableitung mit spezieller Relativitätstheorie schwächere Kompressibilität der Materie P R ~ n e 4/3 bei relativistischen Energien, d.h. P R = P grav ~ n e 4/3! P R G. Drexlin VL25

5 Masse Radius Relation eines WD nichtrelativ. Masse-Radius Relation von WD - Entartungsdruck der Elektronen: P NR ~ n 5/3 e ~ r 5/3 - Gravitationsdruck: P G ~ E G / V ~ (G M 2 / R) / R 3 M ~ r R 3 ~ (G r 2 R 6 ) / R 4 ~ r 2 R 2 - Gravitationsdruck P G = Entartungsdruck P NR r 2 R 2 ~ r 5/3 R 2 ~ r -1/3 R 2 ~ M -1/3 / R -1 R WD ~ M -1/ G. Drexlin VL25

6 Radius R WD (R ) WD: Masse-Radius Relation Masse Radius Relation für weiße Zwerge: - mit wachsender Masse M nimmt Radius R ab! - relativistische Elektronen: Fermi-Dirac Entartungsdruck nur bis M = 1.4 M Chandrasekhar-Grenze nicht - relativistisches Elektronengas R WD 5/3 2 ne 2m G M e 1/ relativistisch Masse (M ) R WD G. Drexlin VL25

7 Radius R WD (R ) WD: Masse-Radius Relation Masse Radius Relation für weiße Zwerge: - mit wachsender Masse M nimmt Radius R ab! - relativistische Elektronen: Fermi-Dirac Entartungsdruck nur bis M = 1.4 M 10-2 Sirius B (0.98 M ) M WD = 0.98 M LHS 4033 d = 2.6 pc (1.33 M 10-3 ) Messung M WD = 1.33 M Masse (M ) G. Drexlin VL25

8 Chandrasekhar Grenze WD-Massenzunahme: Zunahme der Dichte r im Zentrum des WD r Chandrasekhar-Grenzmasse M Ch - für kritische Grenze M > M Ch : Radius R WD M Ch 2 µ e M Sonne µ e : mittleres Molekulargewicht pro e - Grenzmasse: M Ch = 1.4 M M > M Ch : gravitativer Kollaps thermonukleare SNIa Standardkerze für Kosmologie Subrahmanyan Chandrasekhar Nobelpreis G. Drexlin VL25

9 Stellare Endstadien weißer Zwerg P grav Black Hole Neutronenstern Details des stellaren Endzustands sind u.a. abhängig von: - Massenverlusten (Sternwinde, Instabilitäten) - Metallizität (Opazität) - Rotation (Drehimpulserhaltung) Anfangsmasse Endstadium Druck Endmasse [M ] M Anf < 8 M Weißer Zwerg degeneriertes Elektronengas M Anf < 40 M Neutronenstern degeneriertes Neutronengas M Anf < 120 M Schwarzes Loch gravitativ maximal kollabiert G. Drexlin VL25

10 Novae & kataklysmische Variable Novae: Massenakkretion auf einen weißen Zwerg in einem Binärsystem 2011, 1967, 1944, 1920, 1890,.. Novae Massenausstoß rekurrente Nova T Pyxidis System mit magnetischem WD Daten: - Helligkeitszunahme um 10 5 (M ~ 8 mag) - Massenabstoß von M = M Materie-Emission mit v = 2000 km/s - wiederkehrende Nova-Ausbrüche, typisches DT = Jahre Modell:- Akkretionsscheibe um WD, Reibung: langsamer Gasstrom auf WD-Oberfläche - neues H-reiches Material wird anlagert, bei T > T krit : explosive H Fusion unter vollständiger Fermi-Dirac Entartung Signal: - abgestrahlte Nova-Energie: E ~ J (~10-6 einer SNIa-Explosion) - vergleichbare kinetische Energie der abgestoßenen äußeren Hülle G. Drexlin VL25

11 Supernovae: Klassifikation SNae sind extrem seltene Ereignisse: ~1-2 SNae / 100 Jahre in der Galaxis maximale Helligkeit einer Supernova: L > 10 9 L bis > 2 Gpc sichtbar! Klassifikation über Lichtkurve und Emissionsspektren Supernova-Klassifikation Tycho-SN SN 1054 He He H G. Drexlin VL25

12 Supernovae: Klassifikation SNae sind extrem seltene Ereignisse: ~1-2 SNae / 100 Jahre in der Galaxis maximale Helligkeit einer Supernova: L > 10 9 L bis > 2 Gpc sichtbar! Emissionsspektren Supernova-Klassifikation SN1992A SN 1054 keine H-Linien! He He H G. Drexlin VL25

13 absolute Helligkeit (L ) SN Ia - Lichtkurven SNae-Lichtkurven ergeben sich aus radioaktivem Zerfallsschema 56 Ni 56 Co (t= 9 Tage) SNae erzeugen 56 Ni Hypernova 56 Co 56 Fe (t = 111 Tage) SNIa SNIb SN1987a SNII-P SNII-L Gammaquanten aus 56 Ni 56 Co 56 Fe Zerfallskette heizen die umgebende Materie auf opt. Luminosität L folgt t der radioaktiven Zerfälle g Tage nach dem SN Maximum G. Drexlin VL25

14 SN Ia - Lichtkurven SNae-Lichtkurven ergeben sich aus radioaktivem Zerfallsschema 56 Ni 56 Ni 56 Co (t= 9 Tage) Elektroneinfang n t = 9 Tage g 56 Co* 56 Co 56 Co 56 Fe (t = 111 Tage) g Elektroneinfang 81% t = 111 Tage g ß + -Zerfall 56 Co 56 Fe* 56 Fe G. Drexlin VL25

15 Supernovae: Explosionsmechanismen Supernova-Mechanismen & Explosions-Parameter SNIa: thermonukleare Detonation eines weißen Zwergs (Fusion C/O Fe) in Binärsystem nach Massenzunahme auf M > 1.4 M Energie: ~ J (aus Kernfusion) - 99 % der Energie als kinetische Expansion - 1 % als Licht (kosmolog. Standardkerze) Überrest: keiner, nur expandierende Hülle SNIIa: Gravitationskollaps des entarteten 56 Ni-Kerns eines massereichen Überriesen (O-Stern) mit Anfangsmasse M > ~ 8 10 M Energie: ~ J (aus Gravitationspotenzial) - 99% der Energie als Neutrinos abgestrahlt - 1% kinet. Energie Hülle, ~ 0.01% als Licht Überrest: Neutronenstern, schwarzes Loch G. Drexlin VL25

16 Supernovae: Explosionsmechanismen MCG d = 130 Mpc SNIIa SNIa G. Drexlin VL25

17 E² F(E) (kev cm - ² /s -1 ) Supernovae: expandierende Hüllen Supernova-Überrest (SNR, supernova remnant) - bisher ~200 SNRs in unserer Galaxis nachgewiesen - Spektrum: thermisch + nicht-thermisch E g = kev mit charakter. Linien - thermisch: Schockfronten in expandierender Hülle erhitzten Gas auf T > 10 7 K - nicht-thermisch: Elektronen in den Magnetfeldern emittieren Synchrotronstrahlung Elektron Synchrotron thermisch gesamt G. Drexlin VL25 SNR-Magnetfeld Photon 1 10 E(keV)

18 Supernovae: expandierende Hüllen historische SNIa Explosionen: SN-Hülle im Röntgenlicht von 1-10 kev Röntgen-Spektren (Chandra Observatorium/XMM-Newton) ergeben - Aufschluss über Elementsynthese ( 56 Fe, 28 Si,...) - wichtiger Inputparameter für genaue SN-Modellierung SN 1006 (5/1006) Tycho s SN (11/1572) Kepler s SN (10/1604) Ø = 20 pc d = 2.2 kpc Ø = 6 pc d = 2.3 kpc Ø = 5 pc d = 5 kpc -7.5 mag -4 mag -2.5 mag G. Drexlin VL25

19 Supernovae: expandierende Hüllen ATP: besonderes Interesse an SN-Hüllen, da dort effiziente Teilchenbeschleunigung (vgl. VL 5) HST Expansionsgeschwindigkeit v exp einer SN-Hülle: t < 200 Jahre: u exp ~ 10 4 km/s (Ø = 2 pc) t < 10 5 Jahre: u exp ~ 10 2 km/s (Ø = 30 pc) SNIa: - charakteristisch sind große Mengen an 56 Ni ~ 0.6 M 56 Ni, ~ 0.4 M mittelschwere Kerne ~ 0.4 M 12 C + 16 O (nicht fusionierte Kerne) SNII: - weniger effiziente Erzeugung von 56 Ni ~ M 56 Ni - Neutronenstern/Pulsar als heißer Überrest SN G. Drexlin VL25

20 Supernovae: expandierende Hüllen SNR s & ihre expandierenden Hüllen sind die Quellen der galaktischen kosmischen Strahlung bis ~10 15 ev Fermi-Beschleunigung von Protonen & Elektronen - zahlreiche SNRs (SN1006 & Tycho s SNR) im GeV-TeV- Gamma-Energiebereich nachgewiesen dichte Molekülwolke Schockwelle Supernova- Überrest 0 -Zerfall heißes Gas 0 g + g g + e - g + e - Inverse Compton- Streuung G. Drexlin VL25

21 Supernovae: expandierende Hüllen SN-Überreste erzeugen Gamma-Quanten im GeV Bereich (vgl. indirekte Suche mit FERMI nach Dunkler Materie, VL12) Cas A W51C W44 IC G. Drexlin VL25

22 Supernovae: expandierende Hüllen SN-Überreste erzeugen Gamma-Quanten im TeV Bereich (H.E.S.S.) IACT Imaging Atmospheric Cherenkov Teleskope: - H.E.S.S., - MAGIC - Veritas (vgl. VL06) G. Drexlin VL25

23 SNIa Modell 1: Akkretion in Binärsystem Massenakkretion: WD nimmt Masse auf von nahem Begleitstern WD-Masse überschreitet die Chandrasekhar-Grenze M Ch WD-Zentrum erreicht kritische Temperatur für C-Fusion roter Riese expandierende SN-Hülle 12 C 16 O 4 He 0.1 AE X-rays vor der Explosion Akkretion auf WD 20 Tage nach Explosion 50 AE G. Drexlin VL25

24 SNIa Modell 2: WD-Verschmelzung WD Merger -Szenario: Binärsystem aus 2 WD s mit Gesamtmasse M > M Ch - Änderung der Orbitalbahnparameter durch magnetische Wechselwirkung & Abstrahlung von Gravitationswellen - nach der Verschmelzung: SNIa-Explosion - Super-Chandrasekhar -Supernova mit M >1.4 M - ungeklärtes Verhältnis von Modell 2 / Modell 1 aktuelle Vermutung: WD-Verschmelzung erscheint dominant (~90%) G. Drexlin VL25

25 SN Ia Explosionsmechanismus Im WD kurz vor Überschreiten von M Ch : - Zündung der Fusion von 12 C/ 16 O zu 56 Ni zwei generische Mechanismen: C-12 C-12 Ne-20 a Deflagration - thermonukleare Brennfront (sub-sonic) mit v < c s - Ausbreitung der Flamme durch Wärmetransport, dabei turbulente Verbrennung Detonation - thermonukleare Brennfront (super-sonic) mit v ~ 10 7 m/s (v > c s ), - Flamme breitet sich aus durch eine Schockfront, fast die gesamte Masse wird zu 56 Ni fusioniert (Widerspruch zu Beobachtung!) G. Drexlin VL25

26 SN Ia Explosionsmechanismus Beobachtung: - ein signifikanter Anteil von 12 C/ 16 O wird zu 56 Ni fusioniert (~0.6 M ) - aber auch Fusion zu Si, S, Ca - Material wird mit v ~ km/s ausgeschleudert die Fusionsenergie reicht aus um gesamten WD in wenigen Sekunden zu zerstören (kein Überrest) Modellierung: - Untersuchung des Fusionsbeginns, - Anpassung der Massenanteile 56 Ni und Si, S, Ca und - Erstellung von SNIa-Luminositätskurven - kombinierte Modelle: Deflagration + Detonation G. Drexlin VL25

27 SN Ia Explosionsmechanismus SN-Simulation Rayleigh-Taylor Instabilitäten: - bei SN-Explosion: Entstehung von Rayleigh-Taylor Instabilitäten - entstehen an der Trennschicht von zwei Fluiden unterschiedlicher Dichten G. Drexlin VL25

28 SN Ia 3d Modellierung Beispiel: 3-D Deflagrationsmodell - Beginn: nukleare Flamme im Zentrum des WD (mm groß!) Ausbreitung über Wärmediffusion mit v ~ c s - Turbulenzen vergrößern Flammenoberfläche erhöhte Verbrennrate überschallschnelle Stoßwelle v ~ km/s - Bildung von mittelschweren Elementen - verzögerte thermonukleare Detonation des WD t = 10 s t = 0 s t = 0.3 s t = 0.6 s G. Drexlin VL25

29 SNIa - Helligkeitskurven beobachtete SNIa-Helligkeitskurven variieren um Faktor ~ 2.5 Lichtkurven von nahen SNIa (1 mag Streuung) skalierte Lichtkurven von nahen SNIa (0.1 mag Streuung) Ursachen der Variation: - Verhältnis an erzeugtem 56 Ni/ 58 Ni durch primären 12 C/ 14 N/ 16 O Gehalt Phillips-Beziehung (empirisch): hellere SNIa zeigen längeren Anstieg & Abfall der Helligkeitskurve ( 56 Ni-Menge) alle SN-Lichtkurven werden reskaliert (Stretchfaktor) auf eine Masterkurve G. Drexlin VL25

30 SNIa & Dunkle Energie L WD Grenzmassen & SNIae sind entscheidend für unser Verständnis von L Adam Riess: Logbuch Rotverschiebung z G. Drexlin VL25

31 SNIa und Kosmologie W DE Dichte der dunklen Energie kombinierte Ergebnisse von - SNIa Daten [W DE + W m ] - CMBR (Planck) [W DE - W m ] - Galaxiencluster [W m ] konvergieren bei W m = 0.32 und W L = kein Urknall LCDM SNIa Juli 2014 W DM CMBR 0 Rekollaps W b W DE Materiedichte Weltalter W m G. Drexlin VL25