Gefährdung der Erde durch Supernovae?

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1
Bad Neuenahr, 25. November, 2002
1. Globale kosmische Gefahren
2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne
3. Sternentwicklung und -tod
4. Supernovae und ihre Eigenschaften
5. Historische Supernovae
6. Bedeutung der Supernovae
7. Gefahren und nahe Kandidaten
2
Bad Neuenahr, 25. November, 2002
Globale kosmische
Gefahren
3
Klasse
Risiko
Vorwarnzeit
Kollision
Asteroid (NEOs)
lang-periodischer Komet
kurz-periodischer Komet
0
- 100 a
30 d 2a
300 d 10 a
Bahnstörung Stern
Weißer Zwerg
Brauner Zwerg
Neutronenstern
schwarzes Loch
1 000 000 a
100 000 a
10 000 a
1 000 a
10 a
Strahlung
0-3d
0 - 100 000 a
0
solare Flares
nahe Supernova-Explosion
naher GRB
1997 XF11, NEO Asteroid, ca. 2 km groß, Kollision mit der Erde
wurde (fälschlicherweise) für 2028 vorhergesagt
Komet Hyakutake: Zeit zwischen Entdeckung (31 Januar 1996)
und größter Erdannäherung (0.1 AE) am 25 März 1996: 54 Tage
Gliese 710: K7-Typ Hauptreihenstern (0.42 M), z. Zt. 60 Lj
entfernt, wird sich in 1.5 Millionen Jahren auf 1 Lj annähern
(Hipparcos)
1 AE (Astronomische Einheit) = mittlerer Abstand Erde - Sonne
149.5 Millionen km
1 Lj (Lichtjahr) = vom Licht in einem Jahr zurückgelegte
Entfernung
4
9.5 Billionen km
Kollisionen jedoch extrem
unwahrscheinlich:
• Jupiter mit seiner großen Masse ist
unser
‘Abfangjäger‘
• Wahrscheinlichkeit für zentralen Treffer
sehr
gering (Himmelskörper bewegen sich
immer
auf elliptischen Bahnen)
5
Kernfusion: Energiequelle der Sonne
Atome: Kern und ‘Elektronenhülle‘
Kern
: Protonen und Neutronen
Protonen
: positiv geladen
Neutronen : ungeladen
Elektronen : negativ geladen
Atome
: 10-9 cm = 10-11 m
Kern
: 10-12 cm = 10-14 m
Elektron : 10-11 m = 10-15 m
6
12756 km
3476 km
1.4 Mio. km
7
Die Zutaten: Wasserstoff, Deuterium, 3Helium, Helium
Wasserstoff
3Helium
1 Proton
2 Protonen
+
p
1 Elektron –
e-
+
8
e-
––
e-
–
++
2 Neutronen
p
n
1 Neutron
1 Elektron
e-
Helium
2 Protonen
1 Proton
p p
n
1 Neutron
2 Elektronen
Deuterium
++
2 Elektronen
p n
n p
––
ee-
Energie der Sonne: Kernfusion
E  m  c2
Massenzahl
4×H :
4 × 1.008 = 4.032
1 × He :
4.004
Massendifferenz = Energiedifferenz:
7‰
E  m  c  0.007  4  mp  c
2
2
mp = 1.6725 ·10-24 g
1 g Wasserstoff (6 · 1023 Atome) liefert somit 6.3 ·1018 erg = 175 000 kWh
5 Jahre Einfamilienhaus heizen ...
jedoch benötigt: Temperatur von ~ 107 K
9
Proton-ProtonReaktionen:
1H+
+
1H+

2D+
+
e+
2D+
+
1H+

3He2+
+

3He++
+
3He++

4He++
+
1H+
+ 
+
1H+
Nebenprodukte (welche die Überschuß-Energie
mitnehmen):
+
Positronen
e
Neutrinos 
10
Komplizierter: Kohlenstoff-Stickstoff-SauerstoffZyklus
Nebenprodukte auch hierbei:
Positronen e+
Neutrinos 

gefährlich
11

ungefährlich
Gammastrahlen 

gefährlich
Masse = Energie
Kernfusion
Kernspaltung
12
Sonne: pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 562.8 Milli
Tonnen Helium; sie wird pro Sekunde um 4.2 Millionen Tonnen ‘leich
Also ‘Massendefekt‘ laut Einstein:
E = m · c2 = 4.2 ·109 kg (3 · 108 m s-1)2 = 3.8 · 1026 J
und somit gesamte Leuchtkraft der Sonne (Energie pro Zeiteinheit):
L = 3.8 ·1026 J s-1 = 3.8 ·1026 W
Bisher, d.h. nach ~4.5 ·109 Jahren, ca. ¹/3 des Wasserstoffs verbrauch
 kann noch einige Milliarden Jahre ‘brennen‘
13
14
Polarlichter
15
Sternentwicklung und -tod
Sonne:
• Durchmesser
R = 1.4·106 km
• Masse
M = 1033 g
• Leuchkraft
L = 1033 erg s-1
• Temperatur
T = 5800 K
(Photosphäre)
16
Massive Sterne (Anfangsmasse > 7
M):
- 10 Millionen Jahre Fusion von Wasserstoff zu Helium
- 1 Millionen Jahre Fusion von Helium zu Kohlenstoff
- 6000 Jahre Fusion von Kohlenstoff zu Neon, Magnesium, Natrium
- 7 Jahre Fusion von Neon zu Sauerstoff
- 1 Jahr Fusion von Sauerstoff zu Silizium
- 3 Tage Fusion von Silizium zu Eisen
- wenige Zehntel Sekunden bis zum Zusammenbruch des
Eisenkerns, bei
dem die Helligkeit auf das 109-fache steigt
(Supernova-Ausbruch)
-17Neutronenstern
Sterntod: - Weiße Zwerge
(Restmasse < 1.4 M)
Dichte 107 g cm-3
- Neutronenstern
(Restmasse 1.4 ··· 3 M)
Dichte 1013 g cm-3
- Schwarzes Loch
(Restmasse > 3 M)
unendliche Dichte (klassische Physik greift nicht mehr)
Sterne mit Anfangsmasse < 7 M  Weiße Zwerge
Sterne mit Anfangsmasse > 7 M 
Erde: mittlere Dichte 5.5 g cm-3
18
Supernovae
Der unspektakuläre Sterntod:
Hauptreihenstern
Roter Riese
Planetarischer Nebel
Weißer Zwerg
19
Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg: Planetarische Nebel
20
Stabilität der Sterne: Fusionsenergie vs. Gravitationsenergie
Chandrasekhar-Grenze: nur Sterne mit M < 1.4 M können
stabile Zwergsterne werden; Sterne
mit M < 1.4 M kollabieren weiter zu
Neutronensternen
Sterne mit Restmasse M > 1.4 M: Materie wird so stark
verdichtet, daß über den “inversen -Zerfall“
p + e-  n + 
ein Neutronengas entsteht; Dichte: 1013 g cm-3
Neutronenstern
= Pulsar
21
Pulsare
Radius ~10 km
Masse ~ 1 ··· 2 M
Magnetfeld ~ 1012 G
1.4 Hz
22
11 Hz
30 Hz
174 Hz
642 Hz
Supernovae und ihre Eigenschaften
Hauptreihenstern
Roter Riese
Supernova
23
Supernovae vom Typ II:
Überriese mit Anfangsmasse 7 ··· 100 M bildet im Zentrum
einen Zwergstern-Kern.
Aus He-Fusion folgt eine Sequenz schneller Fusion von
C  O  Ne  Mg  Fe
Für Eisen nicht genug Fusionsenergie vorhanden; der Eisenkern
kollabiert, erhitzt sich dabei extrem und expandiert durch seine
immer weiter steigende Temperatur
hereinstürzende Materie prallt ab
 Schockwelle nach außen
Supernova24
Supernovae vom Typ Ia:
Massentransfer von Begleiterstern auf einen Weißen Zwerg
in einem Binärsystem:
A) Zwergstern unterhalb Chandrasekhar-Limit (1.4 M)
B) normaler Stern
‘wenn das Faß überläuft‘:
Zwergstern wird über
Chandrasekhar-Grenze
gezwungen  nukleare Detonation
Supernova25
Supernova-Explosion:
Kernfusion in Sternen funktioniert nur bis zum Element
Eisen
26
Erneute Kernfusion resultiert in einer Flut von Neutronen
Implosion und nachfolgende Explosion erzeugt Elemente höher als
Eisen
SN II erzeugen alle Elemente bis zum Uran (Erdwärme!)
Hauptelement: Nickel, zerfällt via 56Ni 
56Co

56Fe
 , e+, 
Radioaktiver Zerfall:
Halbwertszeit von
56Co:  = 78.7 d

immer gleiche Helligkeitsabnahme
27
Supernova-Eigenschaften
Typ Ia: MV = -19.5 (109.9  L)
Max. Helligkeit:
Typ II: MV = -18.0 (109.3  L)
Gesamte Energieabgabe : Etot = 1051 erg
(wie Sonne über gesamte
Lebensdauer)
Neutrinos
: Etot = 1053 erg !
(wechselwirken ‘nicht‘)
1 kWh = 3.6 · 1010 erg
28
Strahlung über das gesamte Spektrum
Radio, NIR, optisch, UV, X-ray,  + energetische Teilchen (CR, )
Massenausstoß: Schale mit Ms ~ 0.1 M ··· 10 M
Anfangsgeschwindigkeit der Stoßwelle: vs ~ 10 000 km s-1
1
E   M s  s2
2
M = 1 M
 E = 1051 erg
~1025 Atombomben ....
29
Historische Supernovae
Entd.-Jahr
30
Max. Hell.
Sternbild
D [Lj]
4350
185
-6m
Centaurus
386
-3m
Scorpius
1006
-10m
Lupus
4300
1054
-6m
Taurus
6000
1181
-1m
Cassiopeia
8000
1572
-4m
Cassiopeia
9200
1604
-3m
Ophiuchus
13600
1671 (?)
+6m (?)
Cassiopeia
8600
15000
4.7.1054: Explosion im Sternbild Krebs
Helligkeit m = -6m
23 Tage lang mit bloßem Auge auch
am Taghimmel sichtbar
Aufzeichungen eines chinesischen
Astronomen
31
Vela-SNR
Alter > 30 000 Jahre (?)
D = 770 Lj
Cygnus-SNR
Alter ~20 000 Jahre
D = 2400 Lj
32
20 Lj
10 Lj
33
SN 1987a: Supernova vom Typ Ia in der
Großen Magellanschen Wolke
24.2.1987
Entfernung 150 000 Lichtjahre
34
Bedeutung der Supernovae
• Lieferant schwerer Elemente (bis Uran)
• Mechanismus zur Verteilung schwerer Elemente im inter-
stellaren Medium (Galaxien) und im intergalaktischen
Medium Galaxienhaufen)
• ‘Standardkerzen‘ für die Analyse der kosmologischen
Expansion
35
Transport schwerer Elemente über Galaktische Winde:
Gas strömt mit v  1000 km s-1 aus den Galaxien
wenn v > Entweichgeschwindigkeit
 Anreicherung des intergalaktischen Raums mit schweren
Elementen
36
Heißes (107 K) Gas in Galaxienhaufen
X-rays and optical
von frühen Galaxien ausgeworfen?
37
‘Standardkerzen‘ zur Entfernungsbestimmung und
Analyse der kosmischen Expansion
... beschleunigte Expansion!
38
Wie findet man die Biester?
39
40
Gefahren und nahe Kandidaten
Hauptgefahr:
41
• SN Ia: - und X-rays ~1034 W = 1041 erg s-1
• SN II: - und X-rays ~1032 W = 1039 erg s-1
Sichtbares Licht
Scheinbare und absolute Helligkeit
Definition : m = 0.0 für Wega ( Lyr)
I0  3.5 ·10-8 W m-2
42
Sirius
: m = -1.5
Sonne
: m = -26.5 (1010 mal heller als Sirius)
Objekt
Äquivalententfernung
Sonne
1AU
= 1.5·1011 m
SN Ia
1.2 Lj
= 1.2·1016 m
SN II
0.6 Lj
= 1.2·1015 m
Röntgen- und -Strahlung
Berechnung der tödlichen Dosis:
Fluß = in die Kugeloberfläche 4 ·r2 abgestrahlte Leistung P
= Energie E / Fläche A / Zeit t
E  A
P  t
4  r 2
isotrope Strahlung
Empfangene Äquivalentdosis = Fluß × Fläche (z.B. des menschlichen
Körpers der Masse m)
P  A  t
Eabs
DQ  Q 
 Q
2
m
4  r  m
Q = ‘Qualitätsfaktor‘ (biologische Wirkung)
43
Dosimetrische Größen:
Name
Einheit
Definition
Aktivität
1 Becquerel
1 Zerfall pro s
Energiedosis D
1 Gray
1 Joule absorbierte
Energie pro kg
Ionendosis
1 C/kg
1 Coulomb pro kg
= 3.88 ·103 R (Röntgen)
Äquivalentdosis DQ 1 Sv (Sievert) 1 J kg-1 = 100 rem
Strahlenart
Röntgen-, 
-Strahlen bis 3 MeV
Neutronen
-Strahlen
schwere Teilchen
44
Q
1
1
10
20
20
"Eine Methode zur Messung von Röntgen-,
Radium- und Ultrastrahlung nebst einige
Untersuchungen über die Anwendbarkeit
derselben in der Physik und der Medizin.
Mit einem Anhang enthaltend einige Formeln
und Tabellen für die Berechnung der
Intensitätsverteilung bei Gamma-Strahlungsquellen"
Professor Rolf Sievert,
1898-1966
45
Wirkung auf den Menschen (Jahr):
46
DQ [Sv]
Effekt
< 0.05
unbedenkliche Jahresdosis
< 0.25
keine meßbaren Effekte
0.25 - 1
tempöräre Abnahme weißer Blutzellen
1-2
Übelkeit, Erbrechen, länger andauernde
Abnahme weißer Blutzellen
2-3
Erbrechen, Durchfall, Appetitlosigkeit,
Teilnahmslosigkeit
3-6
Erbrechen, Durchfall, Blutungen, evtl. Tod
>6
Tod in fast allen Fällen
‘alltägliche‘ Radioaktivität (pro Person):
• durchschnittliche künstliche Strahlenbelastung:
~1 mS / Jahr
• natürliche Strahlenbelastung (Deutschland):
~2 mS / Jahr
• Trinkwasser (14C, 40K)
: 0.25 mS / Jahr
• Röntgenunters. d. Lunge : 0.2 mS
• Fall-out (60‘er Jahre)
: 0.25 mS / Jahr
• Flug Europa - USA
: 0.05 mS
• Fernsehen/Leuchtfarben : 0.02 mS / Jahr
• Kernanlagen
: 0.01 mS / Jahr
•47 nach Tschernobyl
: 0.5 mS / Jahr (BRD)
48
Abschätzung der Zeitspanne bis zur lethalen Dosis DQ = 6 Sv mit SN
Ia und SN II (ohne Abschirmung)
t
4  m  DQ
P  A
r2
m = 75 kg
A = 0.6 m2
Q =1
P = 2 · 1034 W (SN Ia)
P = 1 · 1032 W (SN II)
49
Entfernung
SNIa
SN II
3 Lj
113 m
36 h
30 Lj
19 h
15 d
50 Lj
1.9 d
1a
300 Lj
78 d
42 a
800 Lj
1.5 a
-
3000 Lj
21 a
-
Röntgenstrahlung von Supernovae: sehr unterschiedlich!
Objekt
50
F [W m-2] Band[keV] Entfernung
Sonne (Flare)
6 ·10-4
0.6 - 12.4
SN 1987a (II)
8 ·10-14
6 - 28
500 000 Lj
SN 1993j (II)
8 ·10-14
1 - 10
11 MLj (M81)
SN 1998bw (Ia)
Cas A (SNR)
8 ·10-14
5 ·10-18
2 - 10
0.1 - 0.5
1AU
130 MLj
9000 Lj
Welche Entfernung müssen diese SNe haben, um am Ort der
Erde denselben Röntgenfluß zu erzeugen wie ein solares Flare?
2
2
I SN  rSN
 I   rcrit
rcrit 
I SN
I
Objekt
 rSN
rcrit [Lj]
SN 1987a (II)
6
SN 1993j (II)
50
SN 1998bw (Ia)
Cas A (SNR)
800
0.001
1 Lj
Gefahr auch für Kommunikation, Internet ....
51
Neutrinos?
Hier muß man etwas genauer rechnen ...
In wenigen Sekunden werden ca. 1057 Neutrinos abgegeben
E ~ 10 - 30 MeV
E = Eabs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht!
SN 1987a lieferte (am Ort der Erde) einen Neutrino-Fluß von
 = 5 ·1014 m-2 s-1
Vergleichbar dem der Sonne. Bei Röntgenstrahlen und ‘s konnte E
= Eabs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht!
52
Gesamtzahl N der Neutrinos, absorbierte Energie dann
n = Teilchendichte im menschl. Körper (~1023 cm-3)
das meiste H2O, aber auch C, O, N
A = Querschnittsfläche des menschl. Körpers (0.6 m-2)
l = Tiefe des menschl. Körpers (30 cm)
E = Gesamtenergie der‘s, korrigiert für die Verdünnung (4·r2)
 = Wirkungsquerschnitt der‘s (10-44 cm-2)
Äquivalentdosis:
Q  E , SN  A    n  l
Eabs
DQ  Q 

m
4  r 2  m
53
... und somit die kritische Entfernung rcrit
rcrit 
Q  E     n  l  A
4  m  DQ
DQ = 6 Sv wird bei r = 170 AU erreicht (Pluto: ~ 40 AU)
kein Problem ...!
54
Erdatmosphäre?
Wirkung des Staudrucks auf die Erdatmosphäre
Pstau    2 (‘Abblasen‘)
Vergleich mit dem Sonnenwind:
n = 8 cm-3, v = 500 km s-1
 Pstau = 5 ·10-8 dyn cm-2
= 5 · 10-10 Pa
= 5 · 10-15 bar
t [a]
55
R [Lj]
n [cm-3]
P [dyn cm-2]
100
3
160
1.6 ·10-4 dyn cm-2
kritisch
1000
30
0.16
1.6 ·10-8 dyn cm-2
unkritisch!
Gefahr für die Erdatmosphäre durch X-rays und ‘s?
Vergleich mit solaren Flares:
Satellit
Energiebereich
Yohkoh
20 - ? keV
Comptel (GRO) 1 - 10 MeV
GAMMA-1
> 30 MeV
SN Ia
~ 1 MeV
Dauer
10 s
900 s
600 s
60 d
Fluß
0.35 J m-2
10-5
J m-2
2 ·10-7 J m-2
40
J m-2
(Entf. 3000 Lj)
Eine SN Ia im Abstand von 3000 Lj belastet die Erdatmosphäre
so stark wie 1000 solare Flares (über 60 Tage verteilt).
Allgemein wird angenommen, daß die Erdatmosphäre bei mehr
als 100 J m-2 angegriffen wird (über vergleichbaren Zeitraum).
Hauptsächliche Schadwirkung: Zerstörung der O3-Schicht
Sichere Entfernung wahrscheinlich: - rsafe,Ia = 3000 Lj
56
- rsafe,II = 220 Lj
Gefahr durch Gamma-Ray-Bursters (GRBs)?
• seit Jahrzehnten (1967) bekannt, aber geheim gehalten
• produzieren unvorstellbare Mengen an -Strahlen
• wahrscheinlich zumeist in großen Entfernungen
• Kollision und ‘Verschmelzung‘ von Neutronensternen oder
Schwarzen Löchern?
57
BATSE (Burst and Transient Source Experiment)
• 1967 erstmals unerwarteter, riesiger Anstieg von -Strahlen
• von 1969 bis 1972 gab es 16 registrierte Ereignisse; 1973 bekannt gegeben
• BATSE registriert ca. 1 Ereignis pro Tag!
• GRB 971214 in 12 Milliarden Lj entfernter Galaxie
 in wenigen Sekunden die gesamte Energieabstrahlung der
Milchstraße über mehere hundert Jahre!!!
58
- bedrohliche Distanz von GRBs nicht einschätzbar
- sicherlich mindestens 10-mal größer als für Supernovae ....
59
Wo lauern die Supernovae?
Name
Typ
Entfernung
Max. Hell.
Beteigeuze ( Ori)
II
400 Lj
-17m
Antares
( Sco)
II
180 Lj
-17m
Ras Algethi ( Her)
II
550 Lj
-18m
HD 179821
II
1800 Lj (?)
Sher 25
II
paar 1000 Lj
 Carinae
II
7500 Lj.
KPD 1930+2752
Ia
-9m
???
Vollmond: m = -12.5!  die nächsten 3 Supernovae würden
ca. 60 mal heller!
60
61
Wann?
62
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