Zwergnovae - Novae - Supernovae. Max Camenzind Akademie HD

Transkript

1 Zwergnovae - Novae - Supernovae Max Camenzind Akademie HD

2 Diskussion Fermi-Gas - Chandra Warum das Elektronengas? Warum gerade Weiße Zwerge? Was ist eine Zustandsgleichung? Vgl. Gasdruck zu Quantendruck für typischen WZ mit Dichte 10 6 g/cm³ und T = 10 Mio. K? Was sind Polytropen? Warum existiert eine maximale Masse? Wie hat Chandrasekhar diese Masse gefunden? Wie lautet die Faustformel?

3 3 Typen von Novae mit WZ Zwerg-Novae Akkretionsscheiben- Instabilität, keine thermonuklearen Reaktionen, repetitiver Prozess ( Tage) Klassische Novae thermonuklearer Runaway auf WZ Oberfläche, repetitiver Prozess ( Jahre) Type Ia Supernovae Zerstörung eines oder zweier Weißen Zwerge (Chandra PR)

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5 Zwerg-Nova: keine Explosion! (U Gem, J. Blackwell)

6 Lichtkurven von RX And ( )

7 Classical novae: new stars never noticed before outburst amplitude: 7-12 mag (V1500 Cyg: >20 mag!) rapid fading after maximum (speed classes using t n ) absolute magnitudes in maximum: mag M V ~ a n +b n log t n (n=2, 3)

8 Discovery: a task for amateur astronomers (APOD)

9 Like Nova Cygni 2001/2 (V2275 Cyg)...

10 Massentransfer auf Weißen Zwerg (Keele University)

11 Hot Spot & Akkretionsscheibe WZ

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13 Kataklysmische Variablen CVs Modellvorstellung Scheibe + Hot Spot

14 Kataklysmische Systeme (CV) WZ + Akkretionsscheibe in Doppelsternen Ein kataklysmischer Veränderlicher (Abk. CV) ist ein enges halbgetrenntes Doppelsternsystem. Es besteht aus einem akkretierenden Weißen Zwerg und einem Masse verlierenden roten Zwergstern, Heliumstern oder Unterriesen. Kataklysmische veränderliche Sterne zeigen eine große Spanne von Helligkeitsänderungen.

15 Verteilung der Bahnperioden Period min Period gap Long Period Cut-off

16 SDSS Verteilung der Bahnperioden CVs mit SDSS

17 Kataklysmische Veränderliche CV = cataclysmic variables enge halbgetrennte Systeme Primärkomponente: immer Weißer Zwerg Sekundärkomponente: massearmer Stern: HR-Stern, meistens Roter Riese Überströmen von Materie vom Sekundärstern auf die Primärkomponente um Primärstern: Akkretionsscheibe mit hot spot Modellvorstellung: - kein vorhandenes Teleskop löst diese Systeme auf - passt aber gut zu beobachtbaren Spektren kurze Umlaufperioden: 0,06-0,6 d

18 CV- Spektren von Akkretions -scheiben Doppelhöcker Profil

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20 Definitionen Ursache für den Massenaustausch Veränderung der Sternradien, vor allem im Nachhauptreihenstadium Definition: in allen Doppelsternsystemen Massereichere HR-Komponente = Primärkomponente Masseärmere HR-Komponente = Sekundärkomponente unabhängig davon, ob sich eventuell im Laufe der späteren Entwicklung das Massenverhältnis umdreht

21 Einige theoretische Gedanken Betrachtung: Äquipotentialfläche eines Doppelsystems, dessen Komponenten anfangs noch getrennt sind: P r 1 r 2 M 1 M 2 Dann haben wir im Punkt P ein Graviationspotential Φ G { M 1 M 2 } Φ G = -G + r 1 r 2

22 Das Zentrifugal-Potenzial Rotation des Systems mit Winkelgeschwindigkeit ω die Zentrifugalkraft zω 2 kann durch ein zusätzliches Potential Φ z dargestellt werden: Φ z = - z 2 ω 2 2 z = Abstand von der Drehachse ω Drehachse z

23 Das effektive Potenzial Auf einer nun resultierenden Potentialfläche Φ = Φ z + Φ G M 1 M 2 z 2 ω 2 = - r 1 r 2 2 -G { + } kann ein Probekörper ohne Arbeitsaufwand bewegt werden. (z.b: Meeresoberfläche)

24 Die Roche-Fläche Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche ( ) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z.b. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird.]

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27 Die Roche-Potenzial-Fläche / Sattel

28 Die Roche-Potenzial-Linien

29 Das Roche-Potenzial und Strömung

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31 Getrennte Systeme Halb-Getrennte Systeme Kontakt-Systeme

32 Ein Kontakt-Binary

33 Ein Kontakt-Binary mit Stern-Flecken

34 Algol System: Algol A: B8 V 3,6 M S Algol B: K0 IV 0,8 M S Binary: a = 0,062 AE P = 2,867 d

35 Massentransfer durch inneren Lagrange-Punkt

36 Strömung auf den Weißen Zwerg

37 SS Cygni

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39 Strahlungsausbruch einer Zwergnova

40 Randschicht zwischen WZ und Akkr.scheibe

41 Akkretionsscheiben sind instabil

42 Thermische Instabilität in Akkretionsscheiben Massenbelegung pro Fläche Bei geringem Massentransfer nehmen Massen- Belegung und Temperaur zu, bis bei (B) H ionisiert wird und die Temperatur schlagartig zunimmt (C), so dass sich die äußere Scheibe wieder entleert und kühler wird (D). Strahlungsausbruch der Scheibe

43 Grenzzyklus einer Zwergnova-Scheibe Hohe Viskosität Optisch dicke heiße Scheibe H ist ionisiert Geringe Viskosität Optisch dünne kühle Scheibe H ist neutral

44 Kataklysmische Veränderliche CV cataclysmic variables Abstand a: P orb [h] 2/3 a = 1.1 { } (M 1 + M 2 ) 1/3 R 8 3 [h] P orb = binary orbital period scheinbare Lücke in den Umlaufperioden zwischen 2-3 h (the so-called "period gap") Leuchtkraft (für alle kompakte Binärsysteme) dominiert durch Akkretion! L = G M M WZ /R WZ ~ 2.2 (M/10 9 M 8 yr 1 ) (M WZ /M 8 ) (R WZ /10 4 km) 1 L 8 max. Energieausstoß im UV - X-ray Untersuchung mit UV- & X-ray Satelliten

45 Kataklysmische Veränderliche CV cataclysmic variables Unterscheidung: a) nicht-magnetisch Weißer Zwerg ohne Magnetfeld besitzt eine Akkretionsscheibe b) magnetisch (Polare) Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe

46 Kataklysmische Veränderliche Magnetische CV -Sterne Künsterische Darstellungen

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50 Nova Cygni im Sternbild Schwan

51 V1500 Cygni ist ein Doppelsystem im Sternbild Schwan bestehend aus einem Stern und einem Weißen Zwerg in einem engen Orbit, das als AM-Herculis-System eingeordnet wird. Das System schien Ende August 1975 als Nova Cygni 1975 auf, einer mit dem bloßen Auge sichtbaren Nova, die eine maximale Helligkeit von 2,2 mag erreichte. Sie war damit eine der hellsten und schnellsten Novae, die im 20. Jahrhundert beobachtet wurden. Im Jahr 1995 war die visuelle Helligkeit auf ca. 18 mag abgefallen. V1500 Cygni war die erste Nova, die den stark magnetischen kataklysmischen Veränderlichen (CVs) des Typs AM Herculis (Polar) zugeordnet werden konnte. Es wurde nachgewiesen, dass die in diesen Systemen charakteristische Kopplung zwischen Rotationsperiode des Weißen Zwerges und der Bahnperiode aufgrund des Nova-Ausbruchs aufgehoben ist

52 Bild von Nova Eridani 2009

53 Nova-Ausbruch V1500 Cyg

54 Nova-Hülle von 1437 im Skorpion Der Überrest der Nova von Die beiden roten Striche markieren die Position des kataklysmischen Veränderlichen, das blaue Kreuz die aus der Eigenbewegung errechnete Position dieses Sterns zum Zeitpunkt der Nova-Eruption.

55 Am 11. März 1437 beobachteten die königlichen Astronomen Koreas das Aufleuchten eines neuen Sterns in der Konstellation Wei, die dem Schwanz des Sternbilds Skorpion entspricht. Etwa 14 Tage lang konnten die Astronomen den neuen Stern sehen, dann war er wieder verschwunden. Aus heutiger Sicht ist damit klar, dass es sich um eine schnell abklingende klassische Nova gehandelt hat und nicht um eine Supernova, die sehr viel länger am Himmel sichtbar gewesen wäre. Die koreanischen Astronomen beschreiben in ihren Aufzeichnungen die Lage des neuen Sterns sehr genau: Er stehe ein halbes Chi etwa ein Bogengrad neben einem der Sterne der Konstellation, gemeint ist vermutlich Zeta oder Eta Scorpii. Doch obwohl es sich bei der Nova von 1437 um eine der am besten lokalisierten historischen Novae handelt, konnte bislang weder ein Nova-Überrest also die als Emissionsnebel aufleuchtende abgestoßene Gashülle, noch der Stern selbst aufgespürt werden. Ein internationales Team um Michael Shara vom American Museum of Natural History in New York hat jetzt eine Vielzahl historischer Himmelsaufnahmen der fraglichen Region durchforstet mit Erfolg. Die Forscher starteten ihre Suche auf Archivbildern des 1,2 Meter großen britischen Schmidt-Teleskops in Australien aus dem Jahr Dabei stießen sie tatsächlich auf eine schalenförmige Gaswolke, wie sie für Nova-Überreste typisch ist.

56 Brenndauer auf Weißen Zwergen

57 Das HST hat eine im Februar 1992 explodierte Nova in Cygnus kurz nach dem Ereignis fotografiert. Man erkennt die sich ringförmig ausdehnenden, abgesprengten Gasmassen. Die beiden Zentralsterne sind zudem noch von einer Gasblase umgeben. 7 Monate nach der Explosion entstand diese Aufnahme. Die abgestoßenen Gasmassen der 10 Lichtjahre von uns entfernten Nova haben sich weiter ausgedehnt, der Durchmesser des Rings ist von 110 auf 150 Millionen [km] angewachsen.

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59 Akkretion auf WZ SN Ia Roter Riese Weißer Zwerg M ~ M Ch Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle Massenzunahme bis Chandrasekhar-Grenze Fusion bis Fe-Ni Explosion des ganzen Sterns

60 SN Ia so hell wie Galaxie SN 1994d

61 Simulationen SN Ia t = 0s t = 0,3s Mehrfachzündungen von Flammenkugeln Hohe Temperaturen; Aschedichte niedriger als Rest Pilzform

62 Simulationen SN Ia t = 0,6s t = 2s Bildung von Substrukturen; Oberflächenvergrößerung & Verbrennungsratenerhöhung Scherströme erzeugen Verwirbelungen; Brennfront erreicht Oberfläche

63 Lichtkurven SN Ia Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag 10 Mrd. L Radioaktiver Zerfall von 56 Ni zu 56 Fe verzögert Abkühlung 56 9 Tage Ni Tage Co 56 Fe + e + Ähnlicher Verlauf Standardkerze

64 The binary has an orbital period just shy of 3 hours, and a total mass of 0.9 M, 40 pc distance. While its mass makes it too light to be a progenitor of a Type Ia supernova, the two components of WD will merge within the next 800 million years in what will no doubt be a remarkable show.

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66 Hubble Finds Supernova Companion Star after Two Decades of Searching