Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae
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Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Eva Ziegerer 15. Dez. 2008 Betreuer: Prof. Dr. Ulrich Heber Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg Übersicht • Geschichte der Supernovae • Klassifikation • Entwicklung massereicher Sterne – – – – Geburt eines Sterns Nukleare Entwicklung Endstadium und Kernkollaps Entstehung schwerer Elemente • Beispiele – Supernova 1987A – Supernova 1993J • Simulationen • Überreste Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Geschichte der Supernovae • 185: älteste beschriebene SN → Emissionsnebel RCW 86 • 1054: chinesische Astronomen beobachten SN, deren Überrest den Krebsnebel bildet HST-Aufnahme Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Geschichte der Supernovae • 1572: Tycho Brahe beobachtet SN im Sternbild Cassiopeia → prägt den Begriff "nova" • 1604: Johannes Kepler beobachtet SN im Sternbild Schlangenträger Chandra-Aufnahme Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Klassifikation nach Spektrum und Lichtkurve • Typ I: enthält im Frühen Spektrum keine Wasserstofflinien – Typ Ia: Spektrum enthält Si-Linien – Typ Ib: Spektrum enthält keine Si-Linien, He-Linien enthalten – Typ Ic: Spektrum enthält weder Si-Linien, noch He-Linien • Typ II: enthält im Frühen Spektrum Wasserstofflinien – Typ II L: Lichtkurve fällt linear ab – Typ II P: Lichtkurve bildet ein Plateau aus Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Vergleich der Lichtkurven Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Vergleich der Spektren Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Klassifikation nach Mechanismus • Hydrodynamiche SN: Typen II, Ib, Ic – massereiche Sterne M > 8MS – Kern kollabiert zu Neutronenstern – Schockwelle • Thermonukleare SN: Typ Ia – enges Doppelsternsystem aus weißem Zwerg und Rotem Riesen – weißer Zwerg akkretiert Masse vom Begleiter, bis krit. Masse überschritten – explosionsartige Zündung der Kernfusion → siehe Vortrag T. Kupfer Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Sternentstehung • Gaswolke kollabiert, wenn Gravitationskräfte größer als Gasdruck → Jeanssches Kriterium 3 2 −1 kT ⋅ ρ 2 MJ > 5,46 ⋅ µmuG • Masse des Protosterns groß genug → Zündung der Kernfusion Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Nukleare Entwicklung • Wasserstoffbrennen: pp-Kette 3He(3He,2p)4He 1H(p,e+ν)2D(p,γ)3He 3He(α,γ)7Be 7Be(e-,ν)7Li(p,α)4He 7Be(p,γ)8B(e+ν)8Be(2α) Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Nukleare Entwicklung • Wasserstoffbrennen nach CNO-Zyklus – Voraussetzung: Existenz der ZyklusElemente – Netto: 4p → α + 2e+ + 2ν Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Nukleare Entwicklung • Brennstoff im Kern verbraucht → Kontraktion • Dichte und Temperatur steigt • Zündung des Heliumbrennens: 3α-Prozess 4He + 4He ↔ 8Be 8Be + 4He ↔ 12C* → 12C + γ 12C(α,γ)16O(α,γ)20Ne(α,γ)24Mg(α,γ)28Si liefert Kern, der hauptsächlich aus C und O besteht Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Nukleare Entwicklung Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Entwicklungsweg massereicher Sterne Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Endstadium • Bildung eines Eisenkerns • Stabilisiert durch Gleichgewicht Gravitation – Entartungsdruck des Elektronengases → Pauli-Prinzip • bis Chandrasekhar-Grenzmasse ~ 1,44 MS • Photodesintegration 56Fe + γ → 134He + 4n 4He + γ → 2p + 2n • Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne p + e- → n + νe Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Kernkollaps • Wegfall des Entartungsdruck der Elektronen • Kollaps des Kerns • Extremer Energieverlust durch Neutrinos insgesamt wird 1046J an Gravitationsenergie frei, davon 99% durch Neutrinos • Entstehung von entartetem Neutronengas; Neutronen bilden Fermi-Gas • Neutronenkern wird inkompressibel • weiter nachstürzende Materie wird schlagartig gestoppt → Schockfront Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Kernkollaps • extreme Temperatur-Dichte-Erhöhung • explosionsartiges Einsetzen von Fusionsreaktionen • Neutrino-Wechselwirkung nicht mehr zu vernachlässigen → zusätzliche Energiequelle für Stoßwelle → Explosion Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Simulation • Neutrino-Materie Wechselwirkung • Neutrions erhitzen Materie hinter der Stoßfront und treiben diese voran → "verzögerte" Explosion Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Simulation • Aufgrund der Entdeckungen durch SN 1987A neue, aufwändige Simulationen, die Mischen berücksichtigen Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Simulation • Mischvorgänge bei 0,04s, 0,08s und 0,2s Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Simulation • Verteilung der Elemente Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Entstehung schwerer Elemente • • • • Neutroneneinfang Kern nach Anlagerung instabil β-Zerfall s-Prozess: – bei niedrigen Neutronenflüssen – β-Zerfall, bevor weiteres Neutron angelagert wird – nicht alle stabilen, schwere Kerne können gebildet werden – erzeugt Elemente bis Bi, Pb – gelangen durch Konvektionsströme an Sternoberfläche – können im Spektrum nachgewiesen werden Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Entstehung schwerer Elemente • r-Prozess: – bei hohen Neutronenflüssen – Stoßwelle einer SN reißt neutronenreiches Material von Kernaußenbereich mit in die Außenbereiche des Sterns – dadurch: sehr viele Neutronenanlagerungen in Sekundenbruchteilen, insbesondere auch an instabile Zwischenprodukte – endet bei Kernen, die so instabil sind, dass sie spontaner Kernspaltung unterliegen A~260 Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN1987A – vorher/nachher Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A • entdeckt am 25.2.1987 von Ian Shelton • Erdnächste SN seit 1604 • Entfernung ~ 50kpc in der Großen Magellanschen Wolke (LMC) • erste SN bei der der Vorgängerstern beobachtbar war Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A • absolute Helligkeit –15,5mag → ungewöhnlich dunkel für Typ II • langsamerer Anstieg zur maximalen Helligkeit als andere Typ II • Ursache: Vorläufer blauer Überriese Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A - Lichtkurve Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A - Spektrum Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A - Neutrinonachweis • Neutrinos wurden am Kamiokande und am Irvine Michigan Brookhaven Experiment (IBM) simultan, etwa 3h vor dem Anstieg der Lichtkurve gemessen • 20 von rund 1058 abgestrahlten Neutrinos detektiert Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A – Röntgen- und Gammastrahlung • Röntgen- und Gammastrahlung aus radioaktiven Zerfällen bereits nach Monaten gemessen • Beobachtung bedeutet, dass radioaktives Nickel bei der Explosion bis in die äußerste Hülle des Sterns verfrachtet wurde → Zwiebelschalenstruktur zerstört → Großskaliges Mischen während der Explosion Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A –Gammaspektrum Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1987A - Ring • Gas wird von Photonen der SN zum Leuchten angeregt → Rekombinationsstrahlung • Elliptizität des Rings durch Neigung zur Sichtlinie • aus Inklinationswinkel und Laufzeitverzögerung lässt sich der physikalische Durchmesser bestimmen • Vergleich mit dem gemessenen Winkeldurchmesser von ca. 1,7'' ergibt Entfernung DSN1987A~ 51,8kpc±6% Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1993J Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae SN 1993J • Roter Überriesenstern mit 13-20 MS • Supernovaexplosion startet spektral als Typ II, ändert später das Spektrum nach Typ Ib → Wasserstoffhülle wird transparent • Erklärung: stammt aus Doppelsternsystem Begleitstern "klaut" Wasserstoffhülle Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Überreste - Krebsnebel • im Inneren befindet sich ein Pulsar • aufgrund der chemischen Zusammensetzung des Nebels hatte der ursprüngliche Stern vermutlich eine Masse von 8-10 MS • Problem: Masse des Pulsars + Nebel kleiner als der ursprüngliche Stern Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Überreste – W49B Chandra-Aufnahme Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Überreste – Cirrusnebel HST-Aufnahme Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Literatur • Albert G. Petschek – Supernovae, Springer-Verlag, 1990 • A. Unsöld, B. Baschek – Der neue Kosmos, Springer-Verlag, 2005 • Ph. Podsiadiowksi, J. J. L. Hsu, P. C. Joss, R. R. Ross – The progenitor of supernova 1993J: a stripped supergiant in a binary system?, Nature Vol. 364 5. Aug. 1993 • D. A. Swartz, A. Clocchiatti, R. Benjamin, D. F. Lester, J. C. Wheeler – Supernova 1993J as a spectroskopic link between type II and type Ib supernovae, Nature Vol. 365 16. Sept. 1993 Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae Literatur • J. R. Maund, S. J. Smartt, R. P. Kudritzki, P. Podsiadlowski, G. F. Gilmore – The massive binary companion star to the progenitor of supernova 1993J • S. J. Smartt, J. R. Maund, M. A. Hendry, C. A. Tout, G. F. Gilmore, S. Mattila, C. R. Benn – Detection of a red supergiant progenitor star of a type II-plateau supernova, Science Vol. 303 23. Jan. 2004 • http://www.mpagarching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/suw/ suw.html • http://www.mpagarching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/phiu z_www.pdf Eva Ziegerer Massereiche Sterne und Kernkollaps-Supernovae
