Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung

03.07.2009 , Nikolaus Heners
1
Merkmale der kosmischen Strahlung
 Spektrum
 Zusammensetzung
 Energiebetrachtung
 Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung
 Leistungsfähigkeit möglicher Quellen
 Fermi-Beschleunigung
 Kandidaten für UHECR
 Sonnenfleckenpaare
 Pulsare
 Doppelsterne
 Supernovaexplosionen
 Supernovae vom Typ 1a
 Modelle mit Hochleistungsrechnern
 Häufigkeit
 Offene Fragen

2
1000 Teilchen pro s und m2
1 Teilchen pro m2 und Jahr
Knie: 5*1015 eV
2.Knie: 3*1017 eV
Knöchel: 3*1018 eV
GZK-CUTOFF
1 Teilchen pro
km2 und
Jahrhundert !
[2]
Keine thermische
Beschleunigung
3
Knie: 5*1015 eV
2.Knie: 3*1017 eV
Knöchel: 3*1018 eV
[2]
4
Leichte
Elemente
Eisen
Blei
[2]
•Alle Elemente des Periodensystems
•Verteilung des Sonnensystems bis auf einige Ausnahmen (Spallation:
Zerstörung von Atomkernen durch Kollisionen mit anderen Teilchen)
5



->
2-3 Supernovae pro Jahrhundert und Galaxie
liefern genug Energie
6
Merkmale der kosmischen Strahlung
 Spektrum
 Zusammensetzung
 Energiebetrachtung
 Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung
 Leistungsfähigkeit möglicher Quellen
 Fermi-Beschleunigung
 Kandidaten für UHECR
 Sonnenfleckenpaare
 Pulsare
 Doppelsterne
 Supernovaexplosionen
 Supernovae vom Typ 1a
 Häufigkeit
 Modelle mit Hochleistungsrechnern
 Offene Fragen

7



Elektrostatische oder
elektromagnetische
Komponente?
Bahn des Teilchens in
der
Beschleunigungsregion
durch Magnetfelder
Maximale Energie
Relativistische Bewegung der Quelle
Klassischer Larmor-Radius
8
[1]
9

Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit
wandernden magnetischen Wolken
Relativistisches Teilchen
mit Impuls p trifft
senkrecht auf wandernde
magnetische Wolke:
.
Elastische Stöße, Energie
nach Verlassen der Wolke
via LT
10

Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit
wandernden magnetischen Wolken
Relative
Energieänderung
(Einfallsrichtung!)
Winkelabhängigkeit:
Summation über alle
möglichen Winkel
11

Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit
wandernden magnetischen Wolken
Relativistisches Teilchen
mit Impuls p trifft
senkrecht auf
wandernde magnetische
Wolke:
.
Winkelabhängigkeit:
Summation über alle
möglichen Winkel
Elastische Stöße,
Energie nach Verlassen
der Wolke via LT
Nach n Begegnungen
.
Relative
Energieänderung
(Einfallsrichtung!)
Teilchen haben eine
Wahrscheinlichkeit P, die
Quelle zu verlassen
.
.
.
12

Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit
wandernden magnetischen Wolken
Relativistisches Teilchen
mit Impuls p trifft
senkrecht auf
wandernde magnetische
Wolke:
.
Winkelabhängigkeit:
Summation über alle
möglichen Winkel
Man erhält ein Potenzspektrum.
Relative
Elastische
Stöße,
Die Geschwindigkeiten der Wolken
sind jedoch zu
Energieänderung
Energie nach Verlassen
(Einfallsrichtung!)
gering.
der Wolke via LT
Der Prozess zweiter Ordnung liefert keine Energien
im erhofften Bereich .
Nach n Begegnungen
.
Teilchen haben eine
Wahrscheinlichkeit P, die
Quelle zu verlassen
.
.
.
13

Beschleunigung durch astrophysikalische
Schockfronten (shock waves)
Radiale Ausdehnungen >>
Gyroradius (Schockfront
als Ebene)
Isotrope
Verteilung der
ISM vor Ankunft
Teilchen
gelangen hinter
die Schockwelle
14

Beschleunigung durch astrophysikalische
Schockfronten (shock waves)
Radiale
Ausdehnungen >>
Gyroradius
(Schockfront als
Ebene)
Isotrope Verteilung
der ISM vor
Ankunft
Teilchen gelangen
hinter die
Schockwelle
Streuung: Isotrope
Verteilung im
Schocksystem
Elastische Kopf-anKopf Kollisionen
(Nur
Energiegewinn)
Summation über
alle Winkel:
.
.
.
15
Beschleunigung durch astrophysikalische Stoßwellen (shock
waves)
 Stoßwellengeschwindig
keit >> mittlere
Geschwindigkeit
magnetischer Wolken
 lineare Abhängigkeit
 erhoffte Energien durch
Fermi-Prozess
1.Ordnung
 Ausmaße der Quellen
 Verluste:
[4]

 Synchrotronstrahlung
 Altersbedingter Cutoff
Je älter ein SNR ist, desto größer ist die
maximal vermittelbare Energie
(Schockgeschw.: 3000
km/s):
16
[1]
17
1 Teilchen pro m2 und Jahr
[2]
ultra-high
energy
cosmic rays
Keine thermische
Beschleunigung
18
[3]
19




Beiträge bis
Bruch bei
(GZK
Cutoff), wenige
Radiogalaxien in dieser
Region
Synchrotronverluste für
hochenergetische
Protonen bei B>100G
Jets, Hot Spots +
Extended Lobes als
mögliche Quellregionen
bei hoher Effizienz des
Fermimechanismus
20
Rotierende, magnetische
Neutronensterne
 Hohe Dichte nach dem
Gravitationskollaps



[4]
=> starke E-Felder
Crab Pulsar, Chandra XRay
21
Systeme aus einem
Pulsar und einem
Neutronenstern
 Fluss geladener
Teilchen (Akkretion)
 Starke Felder

22
1 Teilchen pro m2 und Jahr
[2]
Keine thermische
Beschleunigung
23




Sonnenflecken
entgegengesetzter
Polarität
Induziertes Feld bei
Annäherung (->10 V/m)
Geringe
Atmosphärendichte
Energien im GeV Bereich
24

Merkmale der kosmischen Strahlung
 Spektrum
 Zusammensetzung
 Energiebetrachtung

Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung







Leistungsfähigkeit möglicher Quellen
Fermi-Beschleunigung
Kandidaten für UHECR
Sonnenfleckenpaare
Pulsare
Doppelsterne
Supernovaexplosionen




Supernovae vom Typ 1a
Häufigkeit
Modelle mit Hochleistungsrechnern
Offene Fragen
25
Supernova Typ 1a
26
Hubble Space Telescope richtet den
Blick auf SN 1994d
Kandidaten ohne
Wasserstoff- und
Heliumlinien:
•schwarze Löcher
•weiße Zwerge
•Neutronensterne
•Wolf-Rayet Sterne
Supernova Typ 1a
27
Hubble Space Telescope richtet den
Blick auf SN 1994d
Kandidaten ohne
Wasserstoff- und
Heliumlinien:
•schwarze Löcher
•weiße Zwerge
•Neutronensterne Kompakt
•Wolf-Rayet Sterne
Maximale Magnitude
Charakteristische
Entwicklung der
Leuchtkraft
 Nickel-56 -> Cobalt-56
-> Eisen-56


[5]
28
Maximale Magnitude
Charakteristische
Entwicklung der
Leuchtkraft
 Nickel-56 -> Cobalt-56
-> Eisen-56


[4]
SN 1a Explosionen müssen aus weißen Zwergen
hervorgehen und instabile Nickelkerne erzeugen
29
Doppelsternsysteme
Roche-Grenze
Novae:
 Massenabstoss
 wiederkehrende Emission
 geringer Bruchteil der Gesamtenergie wird emittiert
 vergleichbare kinetische Energie der abgestoßenen Hülle
Hauptstern altert
Entwicklung des
Begleitsterns
Akkretionsscheibe um
das zentrale Objekt
Novae (äußere
Wasserstoffschichten)
30
Steigende Dichte,
sinkendes Volumen
 Entartetes
Elektronengas
 Chandrasekhar-Grenze
 400 Millionen Grad:
Kohlenstoffbrennen im
entarteten Zustand
(kein Thermostat!)

[4]
Der Gasdruck kann dem Gravitationsdruck
nicht mehr genug Widerstand leisten.
Chandrasekhar Grenzmasse
31
ROTER RIESE
WEIßER ZWERG
Erhitztes
Sternengas
Gravitationskontraktion
Erhitztes
Sternengas
Druck und
Temperatur
steigen
Expansion
Höhere
Temperatur,
gleicher
Druck
Steigende
Rate der
Kernreaktion
Abkühlen
Thermonukleare
Aktivität
beruhigt sich
Temperatur
steigt
Noch mehr
Kernreaktion
en
Gravitationskontraktion
32






Steigende Dichte,
sinkendes Volumen
Entartetes
Elektronengas
Chandrasekhar-Grenze
400 Millionen Grad:
Kohlenstoffbrennen im
entarteten Zustand
(kein Thermostat)
Zünden aller
Brennstoffe
Flammenfront
DSMintakaMayer15
Chandrasekhar Grenzmasse
33
[5]
Deflagration (
) Flamme unter Schallgeschwindigkeit,
Konvektion
 Detonation (
) Ausbreitung über Schallgeschwindigkeit
(Schockfrontszenario), fast vollständige Fusion in Ni-56
 Synthetische Spektra in guter Näherung

34
Deflagrations
modell
Deflagration (Hillebrandt)
t=0s
35
t=0.3s
36
t=0.6s
37
t=2s
38
TYP 1A

Alle Galaxientypen, auch in
Halos von Spiralgalaxien
Elliptische Galaxie NGC 1316
(Hubble Space Telescope)
TYP 2/ 1B,1C

Nicht in elliptischen Galaxien,
sondern nur in Spiral- und
irregulären Galaxien,
vornehmlich zu den Armen
hin
39





Elementhäufigkeiten
(Unterschiede trotz
ähnlicher Lichtkurven,
Photometrie: kein
Kohlenstoff nach der
Explosion (WD!))
Wie stark wird das Licht
einer Supernova durch
die Galaxie, in der sie
sich befindet,
abgeschwächt?
Computersimulation
(Schichtung vs.
Durchmischung)
Merger Szenarien
…
40
Die maximal mögliche kinetische Energie, die eine Quelle
vermitteln kann, ist durch deren Radius R und
Magnetfeldstärke B gegeben.
 Kandidaten für UHECR Quellregionen sind u.a. AGNs,
GRBs und Pulsare. Dabei liefert der Fermimechanismus
1.Ordnung ein Modell, das Beschleunigungen zu hohen
Energien gewährleisten kann.
 Typ 1a Supernovae zeichnen sich durch fehlende
Wasserstoff- und Heliumlinien aus. Im Gegensatz zu allen
anderen Typen geht man davon aus, dass thermonukleare
Kontraktion vorliegt.
 Man vermutet, dass das Knie mit der bei
Supernovaexplosionen maximal verfügbaren Energie in
Verbindung steht.

41





[1] Hillas: The Origin of Ultra-High-Energy
Cosmic Rays, Ann. Rev. Astron. Astrophys.
1984.22:425-44
[2] Blümer et al., Cosmic Rays from the Knee
to the Highest Energies, arXiv:0904.0725v1
[3] Pelletier: Fermi Acceleration of
Astroparticles
[4] Drexlin: Skript zur Astroteilchenphysik 2
[5] Hillebrandt, Röpke: Supernovae vom Typ
1a, Sterne und Weltraum 05/2005
42