Massive Sterne: Gravitationskollaps
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Massive Sterne Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Massive Sterne: Gravitationskollaps-Supernovae, Neutronensterne & Pulsare Pierre Sissol Uni Mainz Vortrag in Astroteilchenphysik im WS 10/11 18. Januar 2011 Massive Sterne Überblick Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare 1 Gravitationskollaps-Supernovae und Entstehung von Neutronensternen 2 Eigenschaften von Neutronensternen 3 Was ist ein Pulsar? Massive Sterne Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Wir haben bereits gesehen (bzw. werden noch besprechen): • die Entstehung und Entwicklung von Sternen vom Typ unserer Sonne • die Entwicklung eines Weißen Zwergs in einem Binärsystem zu einer Typ-I-Supernova Nun betrachten wir Sterne mit größerer Masse (MKern > 1, 5 − 2, 5M ) Massive Sterne Typ-II-SN Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne • Stern ist stabil Pulsare ⇒ Gleichgewicht zwischen Gravitationsdruck und thermischem sowie Strahlungsdruck • je schwerer der Stern, desto heißer das Zentrum • Energiequelle des Sterns: Abbildung: Hydrostatisches Gleichgewicht Kernfusion leichter Elemente Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: „Kontinuierlicher“ Kollaps massiver Sterne Massive Sterne Typ-II-SN Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare • Kernfusion bricht bei Eisen ab • 26 Fe ist stabilstes Nuklid → höchste Bindungsenergie ⇒ Ende der Fusionskette Abbildung: Schalenbrennen Abbildung: Bindungsenergie pro Nukleon Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare • Keine Fusionsprozesse mehr im Kern, da Gravitationsenergie nicht ausreichend, um Eisenkerne zur Fusion zu bringen • Vergleich mit Weißem Zwerg: • Fusionsprozesse im Kern nicht mehr möglich, da nach Heliumfusion nicht genug Gravitationsenergie zur Verfügung steht, um höhere Elemente zu verschmelzen • Kollaps des Sterns zu einem Weißen Zwerg, Abstoßung der äußeren Schichten (planetarischer Nebel), langsames Verbrennen von Helium im Überrest • Stabilisierung des Weißen Sterns (da „erkaltet“) durch Fermidruck der Elektronen Massive Sterne Typ-II-SN Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare • Masse des ausgebrannten Sternenzentrums in diesem Fall mindestens größer als die Chandrasekhar-Masse (≈ 1, 4M ) i.A. MKern ≈ 1 − 2, 5M • ohne Druck von innen kollabiert der Kern aufgrund seiner eigenen Gravitation Massive Sterne Typ-II-SN Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare • Gravitation bewirkt hohe Dichte der Atome im Kern → Überlappung der Elektronenwellenfunktionen ⇒ Pauli-Prinzip erzwingt starken Anstieg der Fermi-Energie der Elektronen • inverser β-Zerfall: p + e − → n + νe Umkehrreaktion (Neutronenzerfall) n → p + e − + ν̄e aufgrund Pauli-Prinzip verboten • alle Protonen werden in Neutronen umgewandelt, „Atome“ verlieren ihre Identität → Sterninneres besteht nur noch aus Neutronen ⇒ Neutronenstern Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Explosives Brennen Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: s- und r-Prozess Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Supernova 1604 (Sternbild Schlangenträger) - Keplers Stern Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Supernova 1987A (in der Großen Magellanschen Wolke) Massive Sterne Pierre Sissol Typ-II-SN Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Supernova 1054 (Sternbild Stier) - Krebsnebel Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Experimentelle Bestimmung von Masse und Radius: • aus der Bewegung eines Neutronensterns in einem Doppelsternsystem lässt sich die Masse bestimmen • Gravitationsdopplerverschiebung (∝ M R ) von (ausreichend vielen) Emissionslinien des Sterns → Ermittlung des Radius Typische Werte: Masse: M ≈ 1, 3 − 1, 5M Radius: R ≈ 10km Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abschätzung des Radius eines „typischen“ Neutronensterns mit Hilfe des Fermigas-Modells Annahmen: • M = 3 · 1030 kg (1, 5M ) entspricht einer Neutronenzahl von N = 1, 8 · 1057 • Dichte des Neutronensterns sei konstant • „kaltes Neutronengas“ (entartetes Fermigas; betrachte Neutronenstern als gigantischen „Atomkern“) Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Fermi-Impuls für kaltes Neutronengas ist pF = 9πN 4 1/3 Die mittlere kinetische Energie pro Neutron ist R pF Ekin p 2 dp 3 pF2 hEkin i = 0R pF 2 = = 0 3~2 p dp 10Mn 9πN 4 5 2Mn 2/3 1 C1 =: 2 2 R R Mittlere potentielle Energie pro Nukleon aus der Gravitationsenergie eines Sterns mit konstanter Dichte: hEpot i = − 3 GNMn2 C2 =: 5 R R ~ R Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Stabiler Neutronenstern ⇔ Gesamtenergie pro Neutron minimal: d d (hEkin i + hEpot i) = dR dR C1 C2 + 2 R R C1 C2 = −2 3 − 2 = 0 R R Damit ergibt sich: 2/3 ~2 9π 2C1 4 R=− = C2 GMn3 N 1/3 → R ≈ 10, 8km Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Man erhält somit aus dem Fermigasmodell: • Radius ≈ 10 − 12km • mittlere Neutronendichte von 0, 25 Nukleonen fm3 (Vergleich: ca. 1,5-faches der Nukleonendichte in Atomkernen) ρN = 0, 17 Nukleonen fm3 Gute Übereinstimmung mit Messdaten, allerdings nur zufällig! • Neutronendichte im Inneren des Neutronensterns steigt aufgrund der hohen Gravitation bis auf ca. 10 ρN (dies würde kleinere Radien bedeuten) • hohe Dichte (Abstand der Neutronen ≈ 0, 8fm → kurzreichweitige Nukleon-Nukleon-Abstoßung („Hard Cores“) Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Realistischeres Modell Pulsare Abbildung: Querschnitt eines Neutronensterns Quelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Neutronenstern (R.Schulze) Massive Sterne Eigenschaften von Neutronensternen Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Weitere Eigenschaften: • starkes Magnetfeld: Verstärkung gegenüber ursprünglichem Stern bei Kollaps ∼ 1010 ~ ≈ 108 T → |B| • suprafluid und supraleitend Massive Sterne Pulsare Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Was ist ein Pulsar? Pulsar (= Pulsating star) Pulsare Abbildung: Entdeckung eines periodischen Radio-Signals (1967) Massive Sterne Pulsare Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare • Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne • Rotation bedingt durch Drehimpulserhaltung • Typische Rotationsdauern: 0, 01 − 8 Sekunden desweiteren: Millisekundenpulsare Massive Sterne Pierre Sissol Pulsare Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Modell eines Pulsars Massive Sterne Pulsare Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare ~ bewirkt die Induktion eines Rotation des Magnetfelds B elektrischen Feldes: ~ Eind = −~v × B • Potentialdifferenz zwischen magnetischen Polen und Äquator U ≈ 1018 V • elektrisches Feld in Magnetfeldrichtung E|| ≈ 1012 V m ⇒ Jetbildung an den magnetischen Polen • Synchrotronstrahlung • Jet relativistischer Teilchen Massive Sterne Pierre Sissol Pulsare Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Optischer Pulsar im Krebsnebel (T = 33ms) Massive Sterne Pierre Sissol Pulsare Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Abbildung: Röntgenbild des Krebsnebelzentrums Massive Sterne Ende Pierre Sissol Typ-IISupernovae Neutronensterne Pulsare Vielen Dank für die Aufmerksamkeit! Gibt es Fragen? Abbildungsquellen: Rolfs/Rodney: Cauldrons in the Cosmos; Oberhummer: Kerne und Sterne Vorlesung „Astrophysics“ KTH WS 09/10 www.wikipedia.org
