Neutronensterne, Pulsare und Supernovaüberreste
Werbung
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 Diese Powerpoint-Präsentation unterliegt dem Copyright des Autors. Es ist nicht gestattet diesen Vortrag oder Teile dieses Vortrages ohne Zustimmung des Autors zu veröffentlichen, zu vervielfältigen, zu verändern oder anderweitig zu verwenden oder weiterzugeben. Dies beinhaltet auch die Vorführung dieser Präsentation durch Dritte. Werner Becker ([email protected]) Garching, 21.Jan 2003 1 • 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 2 • 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 3 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 4 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. 5 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 6 • 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. 7 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 8 • 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 9 • 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 10 Entdeckung von Neutronensterne als Radiopulsare: Für die Entdeckung der Radiopulsare gab es 1974 den Nobelpreis für Physik Entdeckung von Neutronensterne als Radiopulsare: Radiopulse 11 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) 12 • Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054) • Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054) Krebs-Nebel mit Pulsar: (Radio, optisch, Röntgen) 13 • 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 14 • 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 15 • 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 16 • 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 17 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 18 • 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 19 Tag der offenen Tür der Forschungsinstitute in Garching: Oktober 2003 Wir freuen uns über ihren Besuch im MPE ! 20
