Masterseminar I Supernovae und das expandierende Universum

Masterseminar I
Supernovae und das expandierende
Universum
Yilmaz Ayten1
23. Juni 2013
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Inhaltsverzeichnis
1 Motivation
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2 Supernovae
2.1 Kernkollapssupernovae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Thermonukleare Supernovae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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3 Lichtkurven
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4 Friedmann-Gleichung
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5 Beschleunigte Expansion des Universum
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Quellenverzeichnis
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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 1042 J-1044 J, was vergleichbar ist mit
der Explosion von 1028 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
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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 PauliPrinzips, 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+νe ). Hat der Stern eine Anfangsmasse von >25M so bildet sich ein Abbildung 2: Kernkollpassupernovae.
schwarzes Loch.
Enstehung
eines
Neutronenstern.
2.2 Thermonukleare Supernovae
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.
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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
H2 =
Ṙ
R
!2
=
8πGρ
k
λ
− 2+
3
R
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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.
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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.
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Quellenverzeichnis
[1] Supernova Cosmolgy Project
[2] TU-Berlin, Breitscherdt-Astronomie II
[3] Supernovae und kosmische Gammablitze, Hans-Thomas Janke
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