Einführung in die Physik der Neutronensterne - Goethe
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Einführung in die Physik der Neutronensterne I. Sagert Institut für Theoretische Physik/ Astrophysik Goethe Universität, Frankfurt am Main Irina Sagert Seminar des INT 2007 Leben und Sterben von Sternen Irina Sagert Seminar des INT 2007 Supernova – Geburt eines Neutronensterns ● Typ II Supernova: – ● Kollaps eines massiven Sterns (M > 8 M sun ) am Ende seines Lebens Hydrodynamischer Mechanismus – Kollaps zu Kerndichte – Einfallende Materie wird zurückgestoßen – Schockfront bewegt sich durch die einfallende Materie und stößt die äußeren Sternschichten nach Außen – Supernova Explosion SN 1987A Irina Sagert Seminar des INT 2007 Supernova – Geburt eines Neutronensterns ● Typ II Supernova: – ● ● ● Kollaps eines massiven Sterns (M > 8 M sun ) am Ende seines Lebens Hydrodynamischer Mechanismus – Kollaps zu Kerndichte – Einfallende Materie wird zurückgestoßen – Schockfront bewegt sich durch die einfallende Materie und stößt die äußeren Sternschichten nach Außen – Supernova Explosion Millionen- bis milliardenfach so hell wie die Sonne 0.001% der Gesamtenergie in el.-magn. Strahlung ● 1% der Gesamtenergie in Schockwelle ● 99% der Gesamtenergie in Neutrinos SN 1987A Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne & Quarksterne ● ● Masse: ~ 1 - 2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Credit: Dany P. Page Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne & Quarksterne ● ● Masse: ~ 1 - 2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums → wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Credit: Dany P. Page Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne & Quarksterne ● ● Masse: ~ 1 - 2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums → wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Mantel: 100m, hoher Temperatur Gradient, bestimmt Verhältnis von innerer und äußerer Temperatur → wichtig für die Kühlung Credit: Dany P. Page Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne & Quarksterne ● ● Masse: ~ 1 - 2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums → wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Mantel: 100m, hoher Temperatur-Gradient, bestimmt Verhältnis von innerer und äußerer Temperatur → wichtig für die Kühlung Kruste: (1km), kann Heizungsmechanismen enthalten, wichtig für das Kühlen junger Sterne Credit: Dany P. Page Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne & Quarksterne ● ● Masse: ~ 1 - 2 Sonnenmassen Radius: ~ 10 km Atmosphäre: 10 cm, bestimmt die Form des thermischen Spektrums → wichtig für Interpretation von Beobachtungen im Röntgen- und optischen Bereich Mantel: 100m, hoher Temperatur Gradient, bestimmt Verhältnis von innerer und äußerer Temperatur → wichtig für die Kühlung Kruste: (1km), kann Heizungsmechanismen enthalten, wichtig für das Kühlen junger Sterne Äußerer Kern: Übergang von Kerndichte zu “Über-Kerndichte”. Aus Nukleonen, Elektronen und Muonen Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne & Quarksterne Innerer Kern: erreicht mehrfache Kerndichte, kann exotische Materie enthalten: -Kaonen, Pionen - Hyperonen - Quarkmaterie Credit: Dany P. Page Irina Sagert Seminar des INT 2007 Wie kann man Neutronensterne beobachten ? ● ● ● ● ● ● Pulsare schnelle rotierende Neutronensterne mit einem starken Magnetfeld Geladene Teilchen werden entlang des Magnetfeldes beschleunigt und emittieren Strahlung in einem Strahlungskegel Beobachtung: gepulste Signale ( meistens im Radio-Bereich) Magnetfeld der Pulsare: 1012 Gauss Sog. Magnetare können Magnetfelder bis zu 1015 Gauss auf der Oberfläche erreichen CREDIT: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF Irina Sagert Seminar des INT 2007 Verteilung von bekannten Pulsaren Mehr als 1500 Pulsare in unserer Galaxie Nächster Pulsar: PSR J0108-1431 ca. 280 Lj Irina Sagert Seminar des INT 2007 Verschiedene Arten von Pulsaren Normale Pulsare: Periode: ~1s 12 Magnetfeld: 10 G Alter: Millionen Jahre Millisekunden Pulsare (meistens in binären Systemen: Periode: ~ 1.5 – 3 ms 9 Magnetfeld: 10 G Alter: Milliarden Jahre Irina Sagert Seminar des INT 2007 Neutronensterne als Laboratorien für Materie unter Extrembedingungen − Extreme Dichten : mehrfache Kerndichte − Extreme Magnetfelder : bis zu 1015 Gauss auf der Erdoberfläche : 0.5 Gauss − Hohe Rotationsraten : bis zu ca. 700 Umdrehungen pro Sekunde 11 − Hohe Temperaturen : bis zu 5×10 K kurz nach der Geburt Einzigartige Laboratorien für Materie unter Extrembedingungen Irina Sagert Seminar des INT 2007 Experimente auf der Erde Blei-Blei Kollision am NA49, Cern Irina Sagert Seminar des INT 2007 Laboratorien auf der Erde Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC), Brookhaven seit 2000 Large Hadron Collider (LHC), Cern, ab 2008 Facility for Antiproton and Ion Research (FAIR), GSI, ab 2011 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Phasendiagramm stark wechselwirkender Materie Gesellschaft für Schwerionenforschung Irina Sagert Seminar des INT 2007 Phasendiagramm des Wassers Irina Sagert Seminar des INT 2007 Phasendiagramm stark wechselwirkender Materie Gesellschaft für Schwerionenforschung Irina Sagert Seminar des INT 2007 Pulsare als Laboratorien im All ● ● ● ● ● ● ● ● Masse – Radius Beziehungen Oberflächentemperatur Rotationsperiode Pulsar Glitches Gamma Ray Bursts (ev. Kollision von Neutronensternen, Phasenübergänge in Quarkmaterie) Gravitationswellen (von Supernova-Explosionen, Neutronenstern-Kollisionen) Geschwindigkeiten von Pulsaren ... Irina Sagert Seminar des INT 2007 Pulsare als Laboratorien im All ● ● ● ● ● ● ● ● Masse – Radius Beziehungen Oberflächentemperatur Rotationsperiode Pulsar Glitches Gamma Ray Bursts (ev. Kollision von Neutronensternen, Phasenübergänge in Quarkmaterie) Gravitationswellen (von Supernova-Explosionen, Neutronenstern-Kollisionen) Geschwindigkeiten von Pulsaren ... Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehung Maximale Masse Annahme: Neutronenstern aus nichtwechselwirkende n Neutronen, Temperatur T=0 stabil instabil Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehungen ● Die Form der Masse-Radius Beziehung ist charakteristisch für die Zusammensetzung eines Neutronensterns Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehungen ● Die Form der Masse-Radius Beziehung ist charakteristisch für die Zusammensetzung eines Neutronensterns Lattimer, Prakash, 2004 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehungen Lattimer, Prakash, 2004 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehungen Neutronensterne Quarksterne Lattimer, Prakash, 2004 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehungen Welche Kurve ist die Richtige? Lattimer, Prakash, 2004 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Masse-Radius Beziehungen Welche Kurve ist die Richtige →Vergleich mit Beobachtungen Lattimer, Prakash, 2004 Irina Sagert Seminar des INT 2007 Bestimmung der Masse ● ● Nur binären Systemen möglich Masse-Radius Beziehung durch Keplersches Gesetz m2 sin i m 1m 2 3 3 P v 13 = =f m1, m 2, i 2G i m 1,2 : Masse der Sterne ; P : Periode i : Inklination v : Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie m1 Messung von f m1, m 2, i im optischen v des Begleitsterns und im Röntgenbereich v des Pulsars ermöglicht die Bestimmung der einzelnen Massen Binäre Systeme aus zwei Neutronensternen liefern genauere Ergebnisse durch Berücksichtigung relativistischer Effekte Irina Sagert Seminar des INT 2007 cm m2 Systeme aus zwei Neutronensternen ● ● Beobachtung relativistischer Effekte: – Fortschreiten des Periastrons der Pulsarbahn J0737-3039 – Zeitdilatation im Gravitationsfeld des Begleiters – Nachweis für Abstrahlung von Gravitationswellen J0737-3039 1993: Nobelpreis für R.A. Hulse und J.H. Taylor für die Entdeckung des ersten binären Systems aus Pulsar & Neutronenstern B.Klein Irina Sagert Seminar des INT 2007 Pulsarmassen BHs ? Page & Reddy (2006) Irina Sagert Seminar des INT 2007 Bestimmung des Radius ● Annahme: – Neutronenstern hat eine homogene Oberflächentemperatur – emittiert Schwarzkörperstrahlung 2 L R F= = 2 D 4D T 4 F= Strahlungsfluss wird gemessen R= Radius des Sterns D= Distanz des Sterns T= Oberflächentemperatur wird gemessen Irina Sagert Seminar des INT 2007 Bestimmung des Radius ● Annahme: – Neutronenstern hat eine homogene Oberflächentemperatur – ● emittiert Schwarzkörperstrahlung Aber: – Magnetfeld erzeugt Inhommogenitäten in der Temperatur-Verteilung (HotSpots) – 2 L R F= = 2 D 4D T4 F= Strahlungsfluss wird gemessen R= Radius des Sterns D= Distanz des Sterns T= Oberflächentemperatur wird gemessen Temperaturbestimmung meist nur bei isolierten Neutronensternen möglich Irina Sagert Seminar des INT 2007 Bestimmung des Radius ● Röntgendoppelsterne: – Neutronenstern akkretiert Material vom Partner auf der Oberfläche – Bei Erreichen einer kritischen Masse → explosionsartige Kernfusion → gewaltiger Strahlungsausbruch – Distanz des Systems & Luminosität des Strahlungsausbruchs liefert Radius Irina Sagert Seminar des INT 2007 Bestimmung des Radius ● Aber – Verteilt sich die akkretierte Materie homogen auf der Oberfläche? – Wieviel der thermischen Energie geht in die Kruste? – Wie genau ist die Entfernungsmessung? Irina Sagert Seminar des INT 2007 Viele offene Fragen ● Nur einige von vielen Fragen: – Berücksichtigung der Atmosphäre (wichtig für thermisches Spektrum) – Aufbau und Zusammensetzung des Mantels und der Kruste (wichtig für Wärmeleitung) – Einfluss des Magnetfeldes (Form, Stärke) auf Kühlverhalten und die Zusammensetzung des Neutronensterns (erzeugt Inhomogenitäten in der Temperaturverteilung auf der Oberfläche) – .... Irina Sagert Seminar des INT 2007 Zusammenfassung ● ● ● ● Neutronensterne entstehen in einer Supernova Explosion massiver Sterne Durch ihre hohen Dichten befinden sich Neutronensterne im Phasendiagramm stark wechselwirkender Materie in Bereichen, die für uns auf der Erde unerreichbar sind Um diese “Laboratorien” nutzen zu können müssen wir die Physik der Neutronensterne besser verstehen Dies erfordert die Zusammenarbeit von Beobachung mit verschiedensten Gebieten der experimentellen und theoretischen Physik: – Plasmaphysik, Neutrino-Physik, Kernphysik, Festkörperphysik, ... Irina Sagert Seminar des INT 2007 Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit Irina Sagert Seminar des INT 2007
