Neutronensterne, Pulsare und Supernovaüberreste

Neutronensterne, Pulsare
und
Supernovaüberreste
Werner Becker
Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik
Garching
[email protected]
http://www.xray.mpe.mpg.de/~web
Vortrag gehalten am 20.Jan 03. im Seniorenstudium an der LMU München
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Werner Becker ([email protected])
Garching, 21.Jan 2003
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• Sterne unterliegen einer
Evolution
• Im laufe von mehreren Millionen
von Jahren kann diese Molekühlwolke tausende von Protosterne hervorbringen
Sternentstehung im Sternbild Adler
Sternentstehung im Sternbild Orion
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• Der Verlauf der stellaren Evolution hängt im wesentlichen von der Masse
eines Sterns ab
• Je massereicher ein Stern ist, desto kürzer ist seine Lebenszeit
• Das Endstadium eines Sterns hängt von seiner Ausgangsmasse ab !
• M ~ 1 – 8 Mo : Stern entwickelt sich zu einem weißen Zwerg oder
explodiert in einer als Typ Ia Supernova in einer sogen.
nuklearen C-Detonation
• M > 8 - 30 Mo : Stern entwickelt sich in Verbindung mit einer als
Typ Ib, Ic oder II klassifizierten Supernovaexplosion
zu einem Neutronenstern
• M > 30 Mo
: Stern kollabiert zu einem Schwarzen Loch
Noch sieben Jahre :
Wenn die Temperatur im Innernsten der
kollabierenden Zentralregion 1,5 Milliarden K
erreicht, beginnen die Neonatome zu
verschmelzen. Sie bilden ein SauerstoffMagnesium-Gemisch.
Das Sterninnere ähnelt allmählich einer
Zwiebel, wobei die konzentrischen Schalen
verschiedener Elemente zur Mitte hin eine
immer größere Dichte aufweisen
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Noch ein Jahre :
Wenn die Temperatur im Sterninnern auf mehr
als zwei Milliarden K klettert, verschmelzen die
am dichtesten gepackten Sauerstoffatome zu
Silizium und Schwefel.
Konzentrische Schalen mit Wasserstoff und
Helium, Kohlenstoff, Neon und Sauerstoff
umschließen diese neu gebildeten Elemente
Wasserstoff / Helium
Kohlenstoff
Neon / Magnesium
Magnesium / Sauerstoff
Noch einige Tage:
Die weitere Kontraktion erzeugt Temperaturen
von mehr als drei Milliarden K. Im Zentrum
verschmelzen Silizium und Schwefel zu Eisen,
das eine enorm dichte Kugel von etwa 1,44
Sonnenmassen bildet. Da die Struktur der
Eisenkerne eine energieliefernde Fusion zu
noch schwereren Elementen nicht zulässt, ist
dies das letzte zentrale Brennen.
Wasserstoff / Helium
Kohlenstoff
Neon / Magnesium
Magnesium / Sauerstoff
Eisen
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Noch Zehntelsekunden:
Am Ende der zentralen Fusionsprozesse
beginnt die letzte Phase des Sterns mit dem
Gravitationskollaps. Die Eisenkugel stürzt mit
mehr als 70 000 km/s – fast einem Viertel der
Lichtgeschwindigkeit in sich zusammen. Die
Temperatur steigt auf 100 Milliarden K,
während die anfänglich Erdgrosse Eisenkugel
auf einen Durchmesser von etwa 15 km
schrumpft.
Die Atomkerne des Eisens sind jetzt so dicht
zusammengepresst, dass sie einander
eindringen und verschmelzen.
In der unglaublichen Hitze bilden sich riesige
Mengen von Neutrinos die vorübergehend in
der dichten Zentralkugel gefangen sind.
Die Abstoßungskraft zwischen den Partikeln
überwindet nun die Schwerkraft und der Stern
explodiert.
komprimierter Eisenkern
Millisekunden danach:
Die Explosion schleudert mit einer Stoßwelle
Materie aus dem Zentralbereich heraus. Diese
Explosionswelle jagt durch die Siliziumschale
und erhitzt sie, wobei ein Teil ihrer Atomkerne
zu radioaktiven Isotopen von Nickel und
anderen Elementen verschmilzt.
Wenn die Stoßwelle die weiteren Schalen
durchrast, entstehen auch hier neue Elemente.
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Sekunden danach:
Die Explosion setzt 99.5% ihrer
Energie in Form von Neutrinos frei.
Als erstes Anzeichen der
Sternexplosion durchdringen sie
mühelos die äußeren Sternschichten,
lange bevor die Stoßwelle hier
anlangt.
Während die Stoßwelle einen Teil
der Materie der Zentralregion ins All
hinausschleudert, bleibt im Innern
eine winzige und überdichte Kugel
zurück, die fast nur aus Neutronen
besteht:
Ein Neutronenstern ist geboren.
Neutronenstern
Stunden danach:
Im Gefolge des Neutrinoausbruchs
durchbrechen Stoßwellen die
Sternoberfläche und reißen mehrere
Sonnenmassen neu entstandener
Elemente mit ins All.
Diese expandierende Materiewolke
wird Jahrtausende sichtbar bleiben.
Die Stoßwellen schwächen sich ab,
je weiter sie sich vom Zentrum der
Explosion entfernen, aber sie
komprimieren im Umkreis von
Lichtjahren die interstellare Materie
und tragen so dazu bei, dass eine
neue Sterngeneration entsteht.
Umfang des Vorgängersterns
Neutronenstern
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• SNR CAS-A: Historische SN aus dem Jahre 1667
SNR CAS-A
• Neutronensterne kennzeichnen das Endstadium der Sternentwicklung.
• Sie werden heiß, mit einer Temperatur von etwa 1 Milliarde Grad in
Supernovaexplosionen geboren.
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Baade & Zwicky (1934)
“With all reserve we advance
the view that a super-nova
represents the transition of an
ordinary star into a neutron
star. Such a star may possess
a very small radius and an
extremely high density.”
Proceedings of the US National Academy
of Sciences
• Welche Eigenschaften hat nun ein Neutronenstern ?
Extreme Sternparameter:
Radius
10 km
Masse
1,4 Sonnenmassen
Dichte
1 Milliarde Tonne pro cm3
Gravitation
10 Billionen g
Magnetfelder
100 Millionen Tesla
Rotationsperiode
Millisekunden bis Sekunden
Temperatur
105 bis Milliarden Grad (in statu nascendi)
• Neutronensterne sind also gleichsam gigantische Atomkerne in den
Weiten des Universums
• Landau 1932: Neutronensterne –> unheimliche Sterne
• Kosmische Dynamos (Kraftwerke) die als Pulsare beobachtbar sind
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• Wie kann man die starken Magnetfelder und die schnellen Rotationsperioden der Neutronensterne verstehen ?
• Was passiert wenn man die Sonne
auf einen Radius von 10 km
schrumpft ?
• Parameter der Sonne:
• Drehimpulserhaltung: -> Rotationsperiode des Neutronensterns
• Rotationsperiode liegt im Bereich von ~ Millisekunden
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• Erhaltung des magnetischen Flusses: -> Neutronensternmagnetfeld
• Magnetfeldstärken liegen im Bereich 109 – 1013 Gauss
• Neutronensterne sind als Pulsare beobachtbar
• Pulsare sind stark magnetisierte und schnell rotierende Neutronensterne,
die ihre Strahlung entlang sehr schmaler
Rotationsachse
Strahlungskegel abgeben.
Gebeamte Strahlung
Magnetfeldlinien
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Entdeckung von Neutronensterne als Radiopulsare:
Für die Entdeckung der Radiopulsare gab es 1974 den Nobelpreis für Physik
Entdeckung von Neutronensterne als Radiopulsare:
Radiopulse
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Wie kommt es zur gepulsten Strahlung ?
(kleines Experiment -- rotierende Lichtquelle)
Pulsare sind rotationsgetrieben, d.h. die von ihnen abgestrahlte Energie
entspricht der Abnahme der Rotationsenergie (Gold 1967; Pacini 1967,68)
• Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054)
• Rotationsperiode 33 ms
ROSAT HRI
0.1-2.4 keV
• Entfernung 6000 Lj
Vela-Pulsar (P=89 ms)
Crab-Pulsar (P=33 ms)
ms-Pulsar (P=1.6 ms)
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• Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054)
• Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054)
Krebs-Nebel mit Pulsar: (Radio, optisch, Röntgen)
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• Röntgenbeobachtungen von Pulsaren:
• Röntgenstrahlung wird in der
Erdatmosphäre absorbiert
• Die Beobachtung stellarer
Röntgenquellen ist nur mit
Ballonexperimenten oder
satellitengestützten Röntgenobservatorien möglich.
XMM-Newton (0.2 -15 keV)
Aschenbach & Bräuninger et al. 2000
ESA
EPIC PN-CCD
Strüder et al 2000
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• Supernovaüberrest RCW 103
Schaudel, Becker & Aschenbach 2002
Vela and friends: Puppis-A
ROSAT HRI
XMM
Red: 0.3 – 0.7 keV
Green: 0.7 – 2 keV
Blue:
2.0 – 1 0 keV
Becker & Aschenbach 2002, astro-ph/0208466
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• Studium kühlender Neutronensterne:
Monogen Nebel
• Studium kühlender Neutronensterne
• Neutrinokühlung ist der wesentliche
Emissionsverlustprozess für die ersten
~100 000 Jahre im „Leben“ eines Neutronensterns.
• Danach überwiegt die Kühlung durch
Abstrahlung thermischer Photonen von
der Oberfläche des Neutronensterns
• Die thermische Evolution von Neutronensternen hängt sehr stark von den
physikalischen Eigenschaften der hochdichten Materie im Neutronenstern ab,
die jedoch nur schlecht bekannt sind.
• Schnelles Abkühlen der Neutronensterne im Falle einer gesteigerten Neutrinoemission
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• Studium kühlender Neutronensterne: PSR 0656+14
• Röntgenobservatorien wie ROSAT und XMM-Newton erlauben die Messung der
Emissionsspektren von Neutronensternen, und daraus die Bestimmung der Neutronensternoberflächentemperatur (Schwarzkörperspektren TS und TH).
• Studium kühlender Neutronensterne:
• Neutrinokühlung ist der wesentliche
Emissionsverlustprozess für die ersten
~100 000 Jahre im „Leben“ eines Neutronensterns.
• Danach überwiegt die Kühlung durch
Abstrahlung thermischer Photonen von
der Oberfläche des Neutronensterns
• Die thermische Evolution von Neutronensternen hängt sehr stark von den
physikalischen Eigenschaften der hochdichten Materie im Neutronenstern ab
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52 rot. getr. Pulsare im Röntgenbereich detektiert
23 davon sind Millisekundenpulsare
12 dieser ms-Pulsare befinden sich im
Globular Cluster 47 Tuc
1 ms-Pulsar im Globular Cluster M28
Zur Entstehung von Millisekundenoulsaren
• Der Millisekundenpulsar 1821-24 im Sternkluster M28
3 observations
July - October 2002
ACIS-S/Bi
M28 from DSS2
Becker, Swartz, Pavlov et al 2002
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• Der Millisekundenpulsar 1821-24 im Sternkluster M28
46 X-ray sources of which 12 lie
within one core radius of the
ROSAT HRI
cluster center
PSR 1821-24
• Der Millisekundenpulsar 1821-24 im Sternkluster M28
Pulsarspektrum ist sehr hart und wird
von nicht-thermischer Röntgenemission dominert
Becker, Swartz, Pavlov et al 2002
Evidenz eines Linienfeatures im Pulsarspektrum
welches man als Zyklotronlinie interpretieren kann,
wobei das benötigte Magnetfeld jedoch ca. 100
mal so stark sein muss wie nach den Rotationsparametern erwartet.
Bsurf ~ 100 x Bdipol
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Tag der offenen Tür
der Forschungsinstitute in Garching:
Oktober 2003
Wir freuen uns über ihren Besuch im MPE !
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