Von der Hauptreihe zu PNes und Supernovae
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Von der Hauptreihe zu PNes und Supernovae Max Camenzind Akademie Heidelberg Mai 2014 Unsere Themen • Entwicklung der Sterne in der Milchstraße; • Entwicklung massearmer Sterne zu Roten Riesen und Planetarischen Nebeln; • Entwicklung massereicher Sterne zur Supernova; • Historische Supernovae in der Galaxis; • Mechanismen des Core-Kollapses und Neutrinoemission; • Was sind Gamma-Burster? Übersicht über Entwicklung der Sterne ---- 9 Sonnenmassen ---- 25 Sonnenmassen Sterne der Milchstraße 300 Mrd. Sterne 100 Mio. NS 1 Mio. Schwarze Löcher 10 Mrd. Weiße Zwerge Entwicklung Sterne in Tc & rc Masse Core-Kollaps Fe/Ni Core NStern C/O Weißer Zwerg Schwarzes Loch Si-burn He WZ preMS Sonne heute Kovetz et al. 2008 Stern-Entwicklung auf dem Computer Entwicklung massearmer Sterne 4 Phasen Sternentwicklung Stellare Entwicklung: 1 Sonnenmasse Zero-Age Main Sequence (ZAMS) ZAMS Massearme Sterne: • Radiativer Core • Konvektive Hülle Stern fusioniert H He im Core Wenn H Brennstoff im Core aufgebraucht, dann beginnt “Schalen H-Brennen”. Entwicklungswege im HRD Metallarme Sterne sind heller Entwicklung hängt von der Metallizität Z(t=0) ab H-Brennschale wird kleiner Stern verlässt die MS Roter Riese Eigenschaften Roter Riesen Parameter Masse Radius Effektiv-Temp Zentral-Temp Leuchtkraft Alter Mittlere Dichte Sonne 1 700.000 km 5.770 K 15 Mio. K 1 4,5 Mrd. a 1,4 g/cm³ Beteigeuze 20 662 RS 3.600 K 160 Mio. K 55.000 10 Mio. a 1,3 x 10-7 g/cm³ Zeitskalen Roter Riesen Kovetz et al. 2008 Altersbestimmung in Sternhaufen Sterne in Sternhaufen sind gleich alt. Offene Sternhaufen (Plejaden, Hyaden) sind jung < 100 Mio. a; Kugelsternhaufen (M 5, M 51) sind kosmologisch alt: 10 – 12 Mrd. Jahre. Isochronen im HRD Im Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) des Kugelsternhaufen NGC 5904 sind neben der unteren Hauptreihe vor allem der Rote-Riesenast (RGB) und der Horizontalast sehr gut besetzt. Dazu sind die Entwicklungswege von Sternen vor und nach der RGB-Phase eingezeichnet, mit indizierter Masse. [Grafik: SuW] Helium Flash Ein Helium-Blitz (engl. helium flash) ist die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess. Dies kann entweder im Kern von Sternen mittlerer Masse von bis zu 2,2 Sonnenmassen, an der Oberfläche von Weißen Zwergen oder als Schalenbrennen bei Sternen auf dem Asymptotischen Riesenast vorkommen. Grundlage eines Helium-Blitzes ist die Entartung einer heliumreichen Schicht oder Kerns. Der quantenmechanische Zustand der Entartung beschreibt die Unabhängigkeit von Temperatur und Druck. Daher kommt es zu keiner Expansion bei einer Temperaturerhöhung. Da die thermonuklearen Reaktionen des Drei-Alpha-Prozesses temperaturempfindlich sind, steigt die Energieerzeugung weiter an. Erst wenn sich die Temperatur soweit erhöht hat, dass die Entartung aufgehoben wurde, kann eine Wärmeausdehnung das Heliumbrennen kontrollieren. Der Stern wird jedoch nicht zerrissen. Horizontalast 4He12C (and 16O) He Fusion via Triple-alpha Horizontalast He Fusion in Schale “Asymptotischer Riesenast” (AGB) “Horizontal-Ast” 4He12C (und 16O) Horizontalast in Kugelsternhaufen Evolution der Sonne im HRD Entwicklungsstadien Sonnenartiger Sterne Phase Energie ProduktionsProzess OberflächenTemperatur Radius in SonnenRadien Core Temperatur Lebensdauer HauptSequenz Core Hydrogen Burning 5.800 K 1 16 Million K 10 Mia Jahre Roter Riese Shell Hydrogen Burning 4.000 K 100 50 Million K 100 Millionen Jahre Horizontal Branch Core Helium Burning 5.000 K 10 200 Million K 50 Million Jahre Red SuperGiant AGB Shell Helium Burning 4.000 K 500 250 Million K 10.000 Jahre Planetar. Nebel ZStern - 5.000 K 1000 300 Million K ~ 25.000 Jahre Weißer Zwerg - < 150.000 K 0,01 100 Million K > HubbleZeit Der gesamte Lebensweg der Sonne Time line for Sun’s evolution Endphase Sonne: Planetarische Nebel + Weißer Zwerg Eskimo Nebel mit HST He-Brennen CO Weiße Zwerge Sonne in 7 Mrd. Jahren Weißer Zwerg (120.000 K) mit HelixNebel Ein planetarischer Nebel entsteht, wenn ein Stern wie unsere Sonne in seiner letzten Lebensphase seine äußere Hülle ins ISM abbläst und dieses Material dann durch die intensive Strahlung des Sterns zu leuchten beginnt. Dies macht sie mit zu den schönsten Objekten in der Milchstraße. Planetarischer Nebel / HST (Ringnebel M57) + Weißer Zwerg Etwa 15.000 sind in unserer Milchstraße katalogisiert, geschätzt wird ihre Gesamtzahl auf etwa 50.000. PNes mit Doppelsternen Hayashi Track Leben der Sterne: M = 0,25 - 9 MSonne Pop I Z = 0,01 Y = 0,28 Pop II Z = 0,001 Y = 0,24 Kovetz et al. 2008 Die Entwicklung der Sonne Phase Alter L/Lheute Teff R/Rheute M/Mheute Beginn MS 0,00 0,70 5596 0,89 1,00 Heute MS 4,58 1,00 5774 1,00 1,00 Ende MS ca. 10 1,84 5751 1.37 1,00 RGB max 12,17 2730 2602 256 0,668 He Fusion 12,17 53,7 4667 11,2 0,668 AGB max 12,30 2099 3200 149 0,546 Die Entwicklung der Sonne Massereiche Sterne (M > 9 MS) Massereiche Sterne (M > 9 MS) Zwiebelschalenstruktur der Sterne • Letzte Energie erzeugende Brennstufe: Si-Brennen bei T 4109 K 28 Si 28Si 56Ni 56 Ni 56Co e Co 56Fe e 56 Brenndauer: etwa einen Tag • Durch freigesetzten Photonen Entestehung andere Elemente durch Photodissoziation möglich: 28 Si 27Al p E 11,58MeV 28 Si 24Mg 4He E 9,98MeV • Aufbau des Sterns im Si-Brennstadium nach dem Zwiebelschalenmodell • Si-Vorrat aufgebraucht Kollaps Supernova Typ II Zwiebelschalen-Struktur massereicher Sterne Supernova Typeinteilung Bekannte Typen von Supernovae Typ II: Wasserstoff Linien; Kollaps massereicher Stern Typ I: Keine Wasserstoff Linien Supernovae erreichen die Helligkeit einer Galaxie, MB ~ -19 mag sichtbar bis zu kosmischen Distanzen SN 2011dh Supernova Lichtkurven Typ Ia/c Typ Ic MNi ~ 4 MS Historische Supernovae Datum Konstellat Sichtbar Remnant Helligkeit Beobtng NS AD 185 Centaurus 1 yr Mars China ? AD 386 Sagittarius 3 Mon ? China np AD 393 Scorpius Jupiter China ? 8 Mon RCW 86 G11.2 –0.3 ? AD 1006 Lupus 3 yr SNR 1006 10 x Venus China, Japan n AD 1054 Taurus 21 Mon Crab Venus China, np AD 1181 Cassiopeia 6 Mon 3C 58 Sirius China np AD 1572 Cassiopeia 18 Mon Tycho SNR Venus EU, Chi, Ia AD 1604 Ophiuchus 12 Mon Kepler SNR EU, Chi Ia AD 1670 Cassiopeia ? Cas A SNR AD 1987 LMC, Süd > 20 a SN87A > Jupiter --- ? n m~4 Chile -- Chandra Alter ~1800 Jahre RCW 86 um 185 nCr Pulsar NS + PulsarNebel Chandra Pulsar-Nebel G11.2-0.3 Thermischer NS Chandra Schockfront SNR 1006 Chandra (b), HST (g), Spitzer (r) Crab Nebula 1054 Thermische Filamente Pulsar NS 3C 58 mit Pulsar Chandra Turbulenz Tycho SNR Typ Ia d~6 kpc; Durchm=4` / Chandra Kepler SNR Typ Ia Thermischer NS Cas A / Chandra Eigenschaften von Supernovae Some facts about Supernovae: 1. Leuchtkraft: Supernovae sind die hellsten Objekte des Universums und übertreffen die Helligkeit einer ganzen Galaxie für einige Wochen: Energie der sichtbaren Explosion: ~1044 J Leuchtkraft max : ~109-10 L0 2. Häufigkeit: ~ 1-5 pro Jahrhundert und Galaxie 61 Sanduleak 69 202 Supernova 1987A 23 February 1987 Tarantula Nebula Large Magellanic Cloud Distance 50 kpc (160.000 light years) Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China SN 1987A Lichtkurven Neutronenstern? HST Aufnahmmen Supernova 1987A Supernova 1987A / Chandra X-ray observatory, 2000 Keine Evidenz für Neutronenstern ? Rot: Alma (Staub) Grün: Hubble Blau: Chandra Shock-Welle trifft auf inneren Ring und erzeugt Röntgenstrahlen • Neutrino-getriebene Mechanismen • Magnetisch getriebene Mechanismen ? • Akustische Mechanismen ? • QCD Phasen-Transformation Latente Wärme treibt die Explosion Problem: SN-Explosion ~ 1% der frei werdenden Energie Grav. Bindungsenergie von 0,17 MC c² wird in Neutrinos abgestrahlt! “Verzögerte” Neutrino-Supernova (vorgeschlagen von Bethe & Wilson 1985) Proto-Neutronen Stern und Neutrinos Neutrinos heizen Schock auf Rolle der Neutrinos Modell für Core-Kollaps Supernova Nach Thomas Janka WZ Eisen-Core: r 109 g cm3 T 1010 K MFe 1,5 Msun RFe 8000 km Supernova Theorie Janka et al. 2014 Supernova Theorie – Teil 2 Janka et al. 2014 Stellarer Kollaps und Supernova Explosion Geburt eines neuen Sterns Collapse + Explosion (implosion) ~ 50 km Neutrino Cooling Proto-Neutronen Stern r rnuc 3 1014 g cm3 kBT 30 MeV Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China Stellarer Kollaps und Supernova Explosion Geburt eines neuen Sterns ~ 50 km Gravitative Bindungsenergie Eb 3 1053 erg 17% MSUN c2 Neutrino Kühlung … wird umgesetzt in 99% Neutrinos 1% Kinetische Explosions-Energie (1% davon in Cosmic Rays) 0.01% Photonen, heller wie Galaxie Neutrino Leuchtkraft Proto-Neutronen Stern r rnuc 3 1014 g cm3 kBT 30 MeV Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany L 3 1053 erg / 3 sec 3 1019 LSUN Eine solche Neutrino-Quelle ist heller als alle andern Objekte Universums Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China Struktur des Supernova Neutrino-Signals 4 Phasen der Supernova: 1. Kollaps (Einfall-Phase) 2. Shock-Ausbruch 3. Materie Akkretion 4. Kelvin-Helmholtz Kühlung und Explosion Neutrino Trapping und Leptonen Zahl der outer Core Schichten Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China SN 87A Neutrino-Burst -Detektoren bereit für Supernova Neutrinos Baksan MiniBooNE LVD (400) Borexino (100) (100) (200) IceCube (106) Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Super-Kamiokande (104) KamLAND (400) In Klammern # Counts für eine “fiducial SN” @ Distanz = 10 kpc Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China GWellen Supernovae Typ II hängt von Modell ab Modelltest Bounce pNStern proto-NStern CoreKollaps Ott et al. 2012 QSchwingungen GWellen Supernovae Typ II nur in der Milchstraße detektierbar SN in 10 kpc Entfernung! Ott et al. 2012 Supernova Elementsynthese Häufigkeiten im Sonnensystem Lang andauernde Gamma-Blitze + Nachglühen im Optischen & Radio Explosion massereicher Sterne Hypernovae Jet BATSE Lichtkurven Ein “schöner” GRB Isotropie GRBs “FIREBALL” MODELL G1 G2 RAYS 20 km INTERNAL SHOCK EXTERNAL SHOCK ISM Modell für Gamma-Bursts t > 2 sec Gamma-Blitze entstehen, wenn der Jet mit Lichtgeschw. aus dem Stern ausbricht. Ein Schwarzes Loch mit Akkretionsscheibe und Jet wid im Kollaps des stellaren Cores gebildet. Ein massereicher Stern mit mehr als 25 Sonnenmassen, dessen HHülle bereits abgestossen Typ Ib Zusammenfassung • Entwicklung der Sterne in der Milchstraße recht gut verstanden; • Entwicklung massearmer Sterne zu Roten Riesen und Planetarischen Nebeln Massenverlust; • Entwicklung massereicher Sterne zur Supernova verstanden, der Supernova-Mechanismus jedoch selber nicht! • Historisch alle ~100 Jahre eine Supernova in der Galaxis – die letzte war Cassiopeia A vor 330 Jahren; • Core-Kollaps eines massereichen Sterns führt zu starker Neutrinoemission, im Prinzip detektierbar; • Gamma-Burster kommen in 2 Klassen vor: kurze und lange Bursts; lange Bursts sind von Supernova begleitet – etwa einmal pro Tag im ganzen Universum etwa 1 mal alle Mio. Jahre pro Galaxie.
