Kernkollapssuper novae

Kernkollapssuper
novae
SN Ib, Ic und II
Moritz Fuchs
11.12.2007
Gliederung
Einleitung
Leben eines Sterns bis zur Supernova
Vorgänge während der Supernova
SN 1987 A
r-Prozesse
Was ist interessant an
Supernovae?
Erzeugung höherer Elemente wie z.B.
C, O und deren Verteilung im
Weltraum Planetenbildung,
Entstehung von Leben
Entstehung von Atomen jenseits des
von Eisen in r-Prozessen
mögliche Quelle von Gammablitzen
Entstehungsort von Neutronensternen
und schwarzen Löchern
Klassifizierung und Daten
Mindestmasse des Vorläufersterns bei
etwa 8 Sonnenmassen
Klassifizierung von
Kernkollapssupernovae:
Typ IIL und Typ IIP (8-30
Sonnenmassen)
Typ 1b (ohne H-Linien) oder Typ 1c
(auch ohne He-Linien) bei
massereicheren Sternen
Erforschung von
Kernkollapssupernoavae
Gebiet aktueller Forschung
Schwierigkeiten bei der Erforschung:
Vorgänge im Kern vor einer Supernova
praktisch (noch) nicht messbar
Häufig keine/wenige Daten über den
Vorläuferstern
Erforschung erfolgt über Simulationen,
deren Rechenaufwand extrem hoch ist
Keine Symmetrien, da
Vieldimensionale Probleme
Leben des Sterns bis zur SN
meiste Zeit des Lebens auf der
Hauptreihe (Wasserstoffbrennen)
wenn die Masse zu gering ist erlischt
der Stern Weißer Zwerg
Bei ausreichend hoher Maße
M>8MSonne Brennen höherer
Elemente
Leben des Sterns bis zur SN
jeder weitere Brennvorgang verläuft schneller
als der vorige
mit jedem Schritt steigen Temperatur und
Dichte im Kern
Ausbildung einer Zwiebelschichtung
Leben des Sterns bis zur SN
Asche des vorigen
ist Brennstoff des
nächsten Vorgangs
Reihe stoppt bei
Eisen, höhere
Elemente kosten
Energie
Pro
Brennstoffeinheit
wird immer weniger
Energie frei ->
höhere Fusionsrate
um GG zu halten
Ursache des Kernkollaps
Bedingungen im Kern an der Grenze zur
Instabilität:
9
8⋅
10
K
Temperatur bei ungefähr
g
1010 3
Dichte bei ungefähr
cm
Radius von einigen tausend km
Gleichgewicht zw. Entartungsdruck der
Elektronen/ thermischen Druck und
Gravitationsdruck
Wesentliche Vorgänge die für Kernkollaps:
Photodisintegration
Deleptonisierung bzw. Neutronisierung
Ursachen des Kernkollaps
Photodisintegration:
Photonen besitzen genug Energie um
entstandene Kerne wieder zu spalten ->
Entzug von thermischer Energie
Findet bei vielen Elementen statt
Zwei wichtige Vorgänge sind: Spaltung von
Eisen und Helium
56
26
4
2
Fe + γ → 13 He + 4n
4
2
He + γ → 2 p + + 2n
Ursachen des Kernkollaps
Deleptonisierung bzw. Neutronisierung
Einsetzende Kontraktion erhöht Dichte und
Entartung der Elektronen Einfang durch
Protonen (frei, bzw. im Atomkern) begünstigt
p + + e − → n +ν e
Neutrinos verlassen Kern zunächst
ungehindert kein Beitrag
Elektronenzahl sinkt Entartungsdruck sinkt
Kernkollaps
Durch den wegfallenden Druck kollabiert
der Kern
Ein innerer Kern kollabiert homolog
(selbstähnlich) mit v~r (v bis 70000 km/s)
Erreicht v bei best. r die lokale
Schallgeschwindigkeit, entkoppeln innerer
und äußerer Kern freier Fall
Volumen der Größe der Erde in 1s auf
Kugel mit Radius einigen 10 km komprimiert
Kernkollaps und abrupter
Stop
Kollaps fortgesetzt bis Atomkerndichte
erreicht ist
14 g
ρ = 3 ⋅10
cm3
Abrupter Stop des Kollaps auf Grund der
Neutronenentartung
Mit Schallgeschwindigkeit einfallendes
Material prallt auf dichten Kern Ausbildung
einer Stoßfront, die nach außen propagiert
Verlauf der Stoßfront
Energieverluste der
Stoßfront:
Einfallende Materie
durch Photodisintegration
durch
Neutrinoabstrahlung, die
hinter der Stoßfront in
großer Zahl erzeugt
werden
⇒
Stoßfront kommt zum
Stillstand bei einem
Radius von 100-300 km
Führt leider nicht zur Explosion!
Was bringt die Stoßfront
wieder in Gang?
Neutrinoheizen
„Verzögerte Explosion“
(Jim Wilson)
99% der im Kern
freiwerdenden
Bindungsenergie als
Neutrinos
Neutrinos werden
abgestrahlt und
transportieren Energie
nach außen
Neutrinos heizen die
Materie hinter der
Stoßfront auf der
Stoß kann wieder nach
außen propagieren
Neutrinoheizen
Durchgeführte Simulationen für Sterne mit
mehr als 10 Sonnenmassen explodierten
nicht
Grund: zu einfache kugelsymmetrische
Modelle
Lösung: bei der Explosion wird
Zwiebelschalenaufbau durchmischt starke Turbulenzen
Simulationen mit Turbulenzen führen zu
(schwachen) Explosionen
Turbulenzen im
Sterninneren
Farbcodierung:
Logarithmus der
Dichte
Entwicklung der
Instabilitäten nach
100s, 1170s und
10000s
Die Mischvorgänge
erfassen den ganzen
Stern bis zur
Wasserstoffhülle
Turbulenzen im
Sterninneren
•Heißes
Plasma rot
und Gelb
•Stoßfront als
transparente
Oberfläche
Aktuelle Forschung
Es gibt noch kein „Standardmodell“, dafür
viele offene Fragen, z.B.:
Modelle für Vorläufersterne müssen
verbessert werden (Konvektion, Rotation,
Scherinstabilitäten, Magnetfelder)
Explosionsmodelle:
Neutrinowechselwirkungen und
Neutrinotransport
Wachsende Vielfalt von Beobachtung mehr als nur einen Explosionsmechanismus