Supernovae und der Kernkollaps massereicher Sterne
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Supernovae und der Kernkollaps massereicher Sterne Vortrag zum Seminar Astro- und Teilchenphysik Alexander Würstlein Betreuer: Uli Heber Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg 17. Oktober 2005 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 1 / 31 1 Einleitung Geschichte der Supernovae Was sind Supernovae? 2 Klassifikation von SNae 3 Entwicklung massereicher Sterne Entwicklung bis zum Si-Brennen Gleichgewicht 4 Vorgänge in Supernovae Kernkollaps und Explosion Neutrinos Lichtkurve und radioaktiver Zerfall Nukleosynthese und r-Prozess 5 Beispiele SN1987A SN1993J 6 Hypernovae Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 2 / 31 1 Einleitung Geschichte der Supernovae Was sind Supernovae? 2 Klassifikation von SNae 3 Entwicklung massereicher Sterne Entwicklung bis zum Si-Brennen Gleichgewicht 4 Vorgänge in Supernovae Kernkollaps und Explosion Neutrinos Lichtkurve und radioaktiver Zerfall Nukleosynthese und r-Prozess 5 Beispiele SN1987A SN1993J 6 Hypernovae Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 2 / 31 1 Einleitung Geschichte der Supernovae Was sind Supernovae? 2 Klassifikation von SNae 3 Entwicklung massereicher Sterne Entwicklung bis zum Si-Brennen Gleichgewicht 4 Vorgänge in Supernovae Kernkollaps und Explosion Neutrinos Lichtkurve und radioaktiver Zerfall Nukleosynthese und r-Prozess 5 Beispiele SN1987A SN1993J 6 Hypernovae Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 2 / 31 1 Einleitung Geschichte der Supernovae Was sind Supernovae? 2 Klassifikation von SNae 3 Entwicklung massereicher Sterne Entwicklung bis zum Si-Brennen Gleichgewicht 4 Vorgänge in Supernovae Kernkollaps und Explosion Neutrinos Lichtkurve und radioaktiver Zerfall Nukleosynthese und r-Prozess 5 Beispiele SN1987A SN1993J 6 Hypernovae Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 2 / 31 1 Einleitung Geschichte der Supernovae Was sind Supernovae? 2 Klassifikation von SNae 3 Entwicklung massereicher Sterne Entwicklung bis zum Si-Brennen Gleichgewicht 4 Vorgänge in Supernovae Kernkollaps und Explosion Neutrinos Lichtkurve und radioaktiver Zerfall Nukleosynthese und r-Prozess 5 Beispiele SN1987A SN1993J 6 Hypernovae Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 2 / 31 1 Einleitung Geschichte der Supernovae Was sind Supernovae? 2 Klassifikation von SNae 3 Entwicklung massereicher Sterne Entwicklung bis zum Si-Brennen Gleichgewicht 4 Vorgänge in Supernovae Kernkollaps und Explosion Neutrinos Lichtkurve und radioaktiver Zerfall Nukleosynthese und r-Prozess 5 Beispiele SN1987A SN1993J 6 Hypernovae Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 2 / 31 M1 (Krebsnebel) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 3 / 31 Pulsar im Krebsnebel Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 4 / 31 Historische Supernovae Zeichnung Keplers 1054: chin. Astronomen beschreiben Supernova, deren Überrest den Krebsnebel bildet. 1572: Tycho Brahe beobachtet eine SN im Sternbild Cassiopeia. Er ordnet SN dem Fixsternhimmel zu. Erkenntnis der Veränderlichkeit des Fixsternhimmels. 1604: Johannes Kepler beobachtet SN. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 5 / 31 Historische Supernovae Zeichnung Keplers 1054: chin. Astronomen beschreiben Supernova, deren Überrest den Krebsnebel bildet. 1572: Tycho Brahe beobachtet eine SN im Sternbild Cassiopeia. Er ordnet SN dem Fixsternhimmel zu. Erkenntnis der Veränderlichkeit des Fixsternhimmels. 1604: Johannes Kepler beobachtet SN. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 5 / 31 Historische Supernovae Zeichnung Keplers 1054: chin. Astronomen beschreiben Supernova, deren Überrest den Krebsnebel bildet. 1572: Tycho Brahe beobachtet eine SN im Sternbild Cassiopeia. Er ordnet SN dem Fixsternhimmel zu. Erkenntnis der Veränderlichkeit des Fixsternhimmels. 1604: Johannes Kepler beobachtet SN. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 5 / 31 Herkunft des Begriffs Begriffsursprung von Nova [Stella]: lateinisch für „neuer Stern“. heute: Novae als eruptive Veränderliche Supernovae: geprägt von Fritz Zwicky um 1930 aufgrund besonders grosser Absoluthelligkeit. Übliche Bezeichnungsweise: „SN<Jahr><Buchstabe(n)>“. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 6 / 31 Herkunft des Begriffs Begriffsursprung von Nova [Stella]: lateinisch für „neuer Stern“. heute: Novae als eruptive Veränderliche Supernovae: geprägt von Fritz Zwicky um 1930 aufgrund besonders grosser Absoluthelligkeit. Übliche Bezeichnungsweise: „SN<Jahr><Buchstabe(n)>“. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 6 / 31 Herkunft des Begriffs Begriffsursprung von Nova [Stella]: lateinisch für „neuer Stern“. heute: Novae als eruptive Veränderliche Supernovae: geprägt von Fritz Zwicky um 1930 aufgrund besonders grosser Absoluthelligkeit. Übliche Bezeichnungsweise: „SN<Jahr><Buchstabe(n)>“. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 6 / 31 Herkunft des Begriffs Begriffsursprung von Nova [Stella]: lateinisch für „neuer Stern“. heute: Novae als eruptive Veränderliche Supernovae: geprägt von Fritz Zwicky um 1930 aufgrund besonders grosser Absoluthelligkeit. Übliche Bezeichnungsweise: „SN<Jahr><Buchstabe(n)>“. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 6 / 31 Einteilung nach Spektrum und Lichtkurve Lichtkurven & Spektren Beobachtung im Maximum der Lichtkurve Typ I: keine Wasserstofflinien im Spektrum Typ Ia: Si-Linien sichtbar Typ Ib: keine Si-Linien, He-Linien sichtbar Typ Ic: keine Si-Linien, keine He-Linien Typ II: Wasserstofflinien im Spektrum Typ II L: Linearer Abfall der Lichtkurve Typ II P: Plateu in der Lichtkurve Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 7 / 31 Einteilung nach Spektrum und Lichtkurve Lichtkurven & Spektren Beobachtung im Maximum der Lichtkurve Typ I: keine Wasserstofflinien im Spektrum Typ Ia: Si-Linien sichtbar Typ Ib: keine Si-Linien, He-Linien sichtbar Typ Ic: keine Si-Linien, keine He-Linien Typ II: Wasserstofflinien im Spektrum Typ II L: Linearer Abfall der Lichtkurve Typ II P: Plateu in der Lichtkurve Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 7 / 31 Einteilung nach Spektrum und Lichtkurve Beobachtung im Maximum der Lichtkurve Lichtkurven & Spektren Typ I: keine Wasserstofflinien im Spektrum Typ Ia: Si-Linien sichtbar Typ Ib: keine Si-Linien, He-Linien sichtbar Typ Ic: keine Si-Linien, keine He-Linien Typ II: Wasserstofflinien im Spektrum Typ II L: Linearer Abfall der Lichtkurve Typ II P: Plateu in der Lichtkurve Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 7 / 31 Beispielspektren Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 8 / 31 Einteilung nach Mechanismus Thermonukleare SN: Typ Ia Definition In einem Doppelsternsystem zieht ein weisser Zwerg von einem nahen Begleiter Masse ab. Bei ausreichender Masse und damit Dichte und Temperatur kommt es zur Zündung der Kernfusion. Hydrodynamische SN: Typen II, Ib, Ic Definition Der Kern eines massereichen Sterns (> 8M ) kollabiert zu einem Neutronenstern; der Kernkollaps führt zu einer Schockwelle, die bei ihrer Ausbreitung in die darüberliegenden Schichten Fusionsreaktionen auslöst. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 9 / 31 Einteilung nach Mechanismus Thermonukleare SN: Typ Ia Definition In einem Doppelsternsystem zieht ein weisser Zwerg von einem nahen Begleiter Masse ab. Bei ausreichender Masse und damit Dichte und Temperatur kommt es zur Zündung der Kernfusion. Hydrodynamische SN: Typen II, Ib, Ic Definition Der Kern eines massereichen Sterns (> 8M ) kollabiert zu einem Neutronenstern; der Kernkollaps führt zu einer Schockwelle, die bei ihrer Ausbreitung in die darüberliegenden Schichten Fusionsreaktionen auslöst. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 9 / 31 Schalenbrennen H-brennender Kern (107 a) He-brennender Kern, C-O-Kern wächst bis zum C-Brennen (106 a) Schematischer Ablauf C-Brennen, erzeugt O-Asche (300 a) O-Brennen, erzeugt Si-Asche (200 d) Si-Brennen, erzeugt Fe-Asche (2 d) kein Fe-Brennen möglich, da endotherm. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 10 / 31 Schalenbrennen H-brennender Kern (107 a) He-brennender Kern, C-O-Kern wächst bis zum C-Brennen (106 a) Schematischer Ablauf C-Brennen, erzeugt O-Asche (300 a) O-Brennen, erzeugt Si-Asche (200 d) Si-Brennen, erzeugt Fe-Asche (2 d) kein Fe-Brennen möglich, da endotherm. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 10 / 31 Schalenbrennen H-brennender Kern (107 a) He-brennender Kern, C-O-Kern wächst bis zum C-Brennen (106 a) Schematischer Ablauf C-Brennen, erzeugt O-Asche (300 a) O-Brennen, erzeugt Si-Asche (200 d) Si-Brennen, erzeugt Fe-Asche (2 d) kein Fe-Brennen möglich, da endotherm. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 10 / 31 Schalenbrennen H-brennender Kern (107 a) He-brennender Kern, C-O-Kern wächst bis zum C-Brennen (106 a) Schematischer Ablauf C-Brennen, erzeugt O-Asche (300 a) O-Brennen, erzeugt Si-Asche (200 d) Si-Brennen, erzeugt Fe-Asche (2 d) kein Fe-Brennen möglich, da endotherm. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 10 / 31 Schalenbrennen H-brennender Kern (107 a) He-brennender Kern, C-O-Kern wächst bis zum C-Brennen (106 a) Schematischer Ablauf C-Brennen, erzeugt O-Asche (300 a) O-Brennen, erzeugt Si-Asche (200 d) Si-Brennen, erzeugt Fe-Asche (2 d) kein Fe-Brennen möglich, da endotherm. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 10 / 31 Schalenbrennen H-brennender Kern (107 a) He-brennender Kern, C-O-Kern wächst bis zum C-Brennen (106 a) Schematischer Ablauf C-Brennen, erzeugt O-Asche (300 a) O-Brennen, erzeugt Si-Asche (200 d) Si-Brennen, erzeugt Fe-Asche (2 d) kein Fe-Brennen möglich, da endotherm. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 10 / 31 Gleichgewichte und Stabilität Sternentstehung: Zusammenziehen des Gases bis zum Gleichgewicht Brennen: Gleichgewicht Strahlungsdruck - Gravitation Eisenkern: kein Strahlungsdruck Gleichgewicht Gravitation - Entartungsdruck des Elektronengases nur bis zur Chandrasekhar-Grenzmasse (= 1.5M ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 11 / 31 Gleichgewichte und Stabilität Sternentstehung: Zusammenziehen des Gases bis zum Gleichgewicht Brennen: Gleichgewicht Strahlungsdruck - Gravitation Eisenkern: kein Strahlungsdruck Gleichgewicht Gravitation - Entartungsdruck des Elektronengases nur bis zur Chandrasekhar-Grenzmasse (= 1.5M ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 11 / 31 Gleichgewichte und Stabilität Sternentstehung: Zusammenziehen des Gases bis zum Gleichgewicht Brennen: Gleichgewicht Strahlungsdruck - Gravitation Eisenkern: kein Strahlungsdruck Gleichgewicht Gravitation - Entartungsdruck des Elektronengases nur bis zur Chandrasekhar-Grenzmasse (= 1.5M ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 11 / 31 Gleichgewichte und Stabilität Sternentstehung: Zusammenziehen des Gases bis zum Gleichgewicht Brennen: Gleichgewicht Strahlungsdruck - Gravitation Eisenkern: kein Strahlungsdruck Gleichgewicht Gravitation - Entartungsdruck des Elektronengases nur bis zur Chandrasekhar-Grenzmasse (= 1.5M ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 11 / 31 Gleichgewichte und Stabilität Sternentstehung: Zusammenziehen des Gases bis zum Gleichgewicht Brennen: Gleichgewicht Strahlungsdruck - Gravitation Eisenkern: kein Strahlungsdruck Gleichgewicht Gravitation - Entartungsdruck des Elektronengases nur bis zur Chandrasekhar-Grenzmasse (= 1.5M ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 11 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Kernkollaps Bei ausreichend hoher Masse und Temperatur des Fe-Kerns: Photodesintegration: 56 26 Fe + γ → 1342 He + 4n 4 2 He + γ → 2p + 2n Elektroneneinfang durch Protonen und schwere Kerne: p + e− → n + νe Extremer Energieverlust durch Neutrinos Lγ = 4.4 · 1038 ergs · s−1 , Lν = 3.1 · 1045 ergs · s−1 (bei 20M Stern nach [[1]]) Wegfall des Entartungsdruckes der Elektronen Kern kollabiert in τFF (Grössenordnung 1 s) Kollaps beendet, Neutronen bilden Fermi-Gas entstehender Neutronenstern: Grösse ≈ 50 km, Dichte ≈ 8 · 1014 gcm−3 Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 12 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Energieübertrag auf die Hülle Mechanismen für leichtere Sterne Überschwingen des kollabierten Kerns Schockwelle in einfallendem Material Impulsübertrag Fusionsreaktionen durch Verdichtung und Erhitzung Explosion Mechanismen für schwerere Sterne Schockwelle wie oben gebremst durch Photodesintegration und hohe Dichte weiteres Material fällt auf den Kern: Akkretionsschock In früheren Simulationen endet hier der Vorgang: Der Stern explodiert nicht! Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 13 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Herkunft Fusionsreaktionen Photodesintegration Paarerzeugung Elektroneneinfang führt zu: Lν Lγ Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 14 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Herkunft Fusionsreaktionen Photodesintegration Paarerzeugung Elektroneneinfang führt zu: Lν Lγ Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 14 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Herkunft Fusionsreaktionen Photodesintegration Paarerzeugung Elektroneneinfang führt zu: Lν Lγ Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 14 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Herkunft Fusionsreaktionen Photodesintegration Paarerzeugung Elektroneneinfang führt zu: Lν Lγ Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 14 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Herkunft Fusionsreaktionen Photodesintegration Paarerzeugung Elektroneneinfang führt zu: Lν Lγ Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 14 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Was passiert? extreme Dichte im n-Kern: nicht mehr „neutrinotransparent“ häufige elastische Stösse langsameres Ausbreiten der Neutrinoschale bei Akkretionsschock: Material immer noch sehr dicht Explosion durch Neutrinoheizung: verzögerter Explosionsmechanismus Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 15 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Was passiert? extreme Dichte im n-Kern: nicht mehr „neutrinotransparent“ häufige elastische Stösse langsameres Ausbreiten der Neutrinoschale bei Akkretionsschock: Material immer noch sehr dicht Explosion durch Neutrinoheizung: verzögerter Explosionsmechanismus Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 15 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Was passiert? extreme Dichte im n-Kern: nicht mehr „neutrinotransparent“ häufige elastische Stösse langsameres Ausbreiten der Neutrinoschale bei Akkretionsschock: Material immer noch sehr dicht Explosion durch Neutrinoheizung: verzögerter Explosionsmechanismus Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 15 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Was passiert? extreme Dichte im n-Kern: nicht mehr „neutrinotransparent“ häufige elastische Stösse langsameres Ausbreiten der Neutrinoschale bei Akkretionsschock: Material immer noch sehr dicht Explosion durch Neutrinoheizung: verzögerter Explosionsmechanismus Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 15 / 31 Die Rolle der Neutrinos in SNae Was passiert? extreme Dichte im n-Kern: nicht mehr „neutrinotransparent“ häufige elastische Stösse langsameres Ausbreiten der Neutrinoschale bei Akkretionsschock: Material immer noch sehr dicht Explosion durch Neutrinoheizung: verzögerter Explosionsmechanismus Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 15 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 SN IIP Eisenreste im äusseren Kern Explosion erzeugt radioaktive Elemente (insbes. 56 Ni) Lichtkurve SN1987A Zerfall mit τ 1 (56 Ni) = 6.1d 2 heizt optisch dichte Hülle, Energieabstrahlung in Photosphäre Halbwertszeiten bekannt Form der Lichtkurve ermöglicht Rückschlüsse auf Häufigkeiten ausserdem möglich: Nachweis durch Röntgenastronomie (s.u.) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 16 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Mechanismen der Nukleosynthese Woher kommen die uns bekannten Elemente? primordiale Nukleosynthese Urknall erzeugt H, He und Spuren von Li, Be Spallationsreaktionen in interstellarer Materie Fusionsreaktionen im Inneren der Sterne erzeugen gerade Protonenzahlen bis 56 Fe p-Prozess: Einfang von Protonen oder Positronen aus Paarerzeugung Neutroneneinfang und β-Zerfall s-Prozess: slow τβ < τn−Einfang bei geringem Neutronenfluss (typ. ) erzeugt bis Bi, Pb r-Prozess: rapid τβ > τn−Einfang bei besonders hohem Neutronenfluss (n > 1020 cm−3 ) Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 17 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Der r-Prozess Ablauf 1 Ausgangspunkt: stabiler Kern 2 extrem hoher Neutronenfluss 3 Einfang mehrerer Neutronen 4 Wahrscheinlichkeit eines β-Zerfalls steigt mit jedem Einfang 5 β-Zerfall und Neutroneneinfang wechseln sich ab 6 Random Walk parallell zum stabilen Bereich in der Nuklidkarte 7 8 Ende durch abnehmenden Neutronenfluss oder spontane Kernspaltung bei A ≈ 270 weitere β-Zerfälle bis Stabilität Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps Nuklidkarte n-Einfang (Z , A) + n → (Z , A + 1) + γ β-Zerfall (Z , A + 1) → (Z + 1, A + 1) + e+ + νe 17. Oktober 2005 18 / 31 Nuklidkarte Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 19 / 31 r-Prozess unter Beobachtung Probleme genauer Neutronenfluss unbekannt im Labor nicht herstellbare Bedingungen Eigenschaften der betroffenen Nuklide unbekannt Beobachtungsmoeglichkeiten Messung der Elementhäufigkeiten in Meteoriten und Staubkörnern Emissionslinien im Röntgen: (Z , A) → (Z + 1, A)∗ + e+ + νe (Z + 1, A)∗ → (Z + 1, A) + γtyp Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 20 / 31 r-Prozess unter Beobachtung Probleme genauer Neutronenfluss unbekannt im Labor nicht herstellbare Bedingungen Eigenschaften der betroffenen Nuklide unbekannt Beobachtungsmoeglichkeiten Messung der Elementhäufigkeiten in Meteoriten und Staubkörnern Emissionslinien im Röntgen: (Z , A) → (Z + 1, A)∗ + e+ + νe (Z + 1, A)∗ → (Z + 1, A) + γtyp Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 20 / 31 r-Prozess unter Beobachtung Probleme genauer Neutronenfluss unbekannt im Labor nicht herstellbare Bedingungen Eigenschaften der betroffenen Nuklide unbekannt Beobachtungsmoeglichkeiten Messung der Elementhäufigkeiten in Meteoriten und Staubkörnern Emissionslinien im Röntgen: (Z , A) → (Z + 1, A)∗ + e+ + νe (Z + 1, A)∗ → (Z + 1, A) + γtyp Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 20 / 31 r-Prozess unter Beobachtung Probleme genauer Neutronenfluss unbekannt im Labor nicht herstellbare Bedingungen Eigenschaften der betroffenen Nuklide unbekannt Beobachtungsmoeglichkeiten Messung der Elementhäufigkeiten in Meteoriten und Staubkörnern Emissionslinien im Röntgen: (Z , A) → (Z + 1, A)∗ + e+ + νe (Z + 1, A)∗ → (Z + 1, A) + γtyp Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 20 / 31 r-Prozess unter Beobachtung Probleme genauer Neutronenfluss unbekannt im Labor nicht herstellbare Bedingungen Eigenschaften der betroffenen Nuklide unbekannt Beobachtungsmoeglichkeiten Messung der Elementhäufigkeiten in Meteoriten und Staubkörnern Emissionslinien im Röntgen: (Z , A) → (Z + 1, A)∗ + e+ + νe (Z + 1, A)∗ → (Z + 1, A) + γtyp Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 20 / 31 Danach und davor Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 21 / 31 Überrest von SN1987a Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 22 / 31 Daten von SN1987A entdeckt 25.02.1987 von Ian Shelton im Las Campanas Observatorium, Chile Entfernung 50 kpc in der Grossen Magellanschen Wolke (LMC) Lichtkurve erstmals Vorläuferstern bekannt (Sk -69 202, 20 M , Eisenkern ≈ 1.4 − 1.6 M , Spektralklasse B3 I) absolute bolometrische Helligkeit −15.5mag , ungewöhnlich dunkel für Typ II langsamerer Anstieg zur max. Helligkeit als andere Typ II Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 23 / 31 Daten von SN1987A entdeckt 25.02.1987 von Ian Shelton im Las Campanas Observatorium, Chile Entfernung 50 kpc in der Grossen Magellanschen Wolke (LMC) Lichtkurve erstmals Vorläuferstern bekannt (Sk -69 202, 20 M , Eisenkern ≈ 1.4 − 1.6 M , Spektralklasse B3 I) absolute bolometrische Helligkeit −15.5mag , ungewöhnlich dunkel für Typ II langsamerer Anstieg zur max. Helligkeit als andere Typ II Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 23 / 31 Daten von SN1987A entdeckt 25.02.1987 von Ian Shelton im Las Campanas Observatorium, Chile Entfernung 50 kpc in der Grossen Magellanschen Wolke (LMC) Lichtkurve erstmals Vorläuferstern bekannt (Sk -69 202, 20 M , Eisenkern ≈ 1.4 − 1.6 M , Spektralklasse B3 I) absolute bolometrische Helligkeit −15.5mag , ungewöhnlich dunkel für Typ II langsamerer Anstieg zur max. Helligkeit als andere Typ II Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 23 / 31 Daten von SN1987A entdeckt 25.02.1987 von Ian Shelton im Las Campanas Observatorium, Chile Entfernung 50 kpc in der Grossen Magellanschen Wolke (LMC) Lichtkurve erstmals Vorläuferstern bekannt (Sk -69 202, 20 M , Eisenkern ≈ 1.4 − 1.6 M , Spektralklasse B3 I) absolute bolometrische Helligkeit −15.5mag , ungewöhnlich dunkel für Typ II langsamerer Anstieg zur max. Helligkeit als andere Typ II Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 23 / 31 Daten von SN1987A entdeckt 25.02.1987 von Ian Shelton im Las Campanas Observatorium, Chile Entfernung 50 kpc in der Grossen Magellanschen Wolke (LMC) Lichtkurve erstmals Vorläuferstern bekannt (Sk -69 202, 20 M , Eisenkern ≈ 1.4 − 1.6 M , Spektralklasse B3 I) absolute bolometrische Helligkeit −15.5mag , ungewöhnlich dunkel für Typ II langsamerer Anstieg zur max. Helligkeit als andere Typ II Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 23 / 31 interessante Beobachtungen Dopplerverschiebung der Hα -Linie ergeben Geschwindigkeit von ≈ 0.1 c für die äussere Hülle Ursache der niedrigen Helligkeit: Vorläufer war blauer Überriese, kleiner als der übliche Rote Neutrinos Linien (847 keV, 1238 keV) von 56 Co wurden beobachtet Dopplerverschiebung der 56 Co-Linien ergibt einige tausend kms−1 Neutrinos in Kamiokande und IMB simultan gemessen, etwa 3 Stunden vor Anstieg der Lichtkurve Obergrenze für mνe ≤ 16 eV Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 24 / 31 interessante Beobachtungen Dopplerverschiebung der Hα -Linie ergeben Geschwindigkeit von ≈ 0.1 c für die äussere Hülle Ursache der niedrigen Helligkeit: Vorläufer war blauer Überriese, kleiner als der übliche Rote Neutrinos Linien (847 keV, 1238 keV) von 56 Co wurden beobachtet Dopplerverschiebung der 56 Co-Linien ergibt einige tausend kms−1 Neutrinos in Kamiokande und IMB simultan gemessen, etwa 3 Stunden vor Anstieg der Lichtkurve Obergrenze für mνe ≤ 16 eV Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 24 / 31 interessante Beobachtungen Dopplerverschiebung der Hα -Linie ergeben Geschwindigkeit von ≈ 0.1 c für die äussere Hülle Ursache der niedrigen Helligkeit: Vorläufer war blauer Überriese, kleiner als der übliche Rote Neutrinos Linien (847 keV, 1238 keV) von 56 Co wurden beobachtet Dopplerverschiebung der 56 Co-Linien ergibt einige tausend kms−1 Neutrinos in Kamiokande und IMB simultan gemessen, etwa 3 Stunden vor Anstieg der Lichtkurve Obergrenze für mνe ≤ 16 eV Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 24 / 31 interessante Beobachtungen Dopplerverschiebung der Hα -Linie ergeben Geschwindigkeit von ≈ 0.1 c für die äussere Hülle Ursache der niedrigen Helligkeit: Vorläufer war blauer Überriese, kleiner als der übliche Rote Neutrinos Linien (847 keV, 1238 keV) von 56 Co wurden beobachtet Dopplerverschiebung der 56 Co-Linien ergibt einige tausend kms−1 Neutrinos in Kamiokande und IMB simultan gemessen, etwa 3 Stunden vor Anstieg der Lichtkurve Obergrenze für mνe ≤ 16 eV Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 24 / 31 interessante Beobachtungen Dopplerverschiebung der Hα -Linie ergeben Geschwindigkeit von ≈ 0.1 c für die äussere Hülle Ursache der niedrigen Helligkeit: Vorläufer war blauer Überriese, kleiner als der übliche Rote Neutrinos Linien (847 keV, 1238 keV) von 56 Co wurden beobachtet Dopplerverschiebung der 56 Co-Linien ergibt einige tausend kms−1 Neutrinos in Kamiokande und IMB simultan gemessen, etwa 3 Stunden vor Anstieg der Lichtkurve Obergrenze für mνe ≤ 16 eV Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 24 / 31 interessante Beobachtungen Dopplerverschiebung der Hα -Linie ergeben Geschwindigkeit von ≈ 0.1 c für die äussere Hülle Ursache der niedrigen Helligkeit: Vorläufer war blauer Überriese, kleiner als der übliche Rote Neutrinos Linien (847 keV, 1238 keV) von 56 Co wurden beobachtet Dopplerverschiebung der 56 Co-Linien ergibt einige tausend kms−1 Neutrinos in Kamiokande und IMB simultan gemessen, etwa 3 Stunden vor Anstieg der Lichtkurve Obergrenze für mνe ≤ 16 eV Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 24 / 31 SN1993J Roter Überriese in M81 (13 − 20 M ) UV und B im Spektrum ungewöhnlich stark, vermutlich durch heissen Begleitstern Photo (HST) Supernovaexplosion spektral Typ II später Änderung des Spektrums nach Typ Ib Erklärung: Begleitstern „klaut“ Wasserstoffhülle des Vorläufers stark ausgedünnte Wasserstoffhülle wird transparent somit Verbindung zwischen SN Typ II und Typ Ib Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 25 / 31 SN1993J Roter Überriese in M81 (13 − 20 M ) UV und B im Spektrum ungewöhnlich stark, vermutlich durch heissen Begleitstern Photo (HST) Supernovaexplosion spektral Typ II später Änderung des Spektrums nach Typ Ib Erklärung: Begleitstern „klaut“ Wasserstoffhülle des Vorläufers stark ausgedünnte Wasserstoffhülle wird transparent somit Verbindung zwischen SN Typ II und Typ Ib Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 25 / 31 SN1993J Roter Überriese in M81 (13 − 20 M ) UV und B im Spektrum ungewöhnlich stark, vermutlich durch heissen Begleitstern Photo (HST) Supernovaexplosion spektral Typ II später Änderung des Spektrums nach Typ Ib Erklärung: Begleitstern „klaut“ Wasserstoffhülle des Vorläufers stark ausgedünnte Wasserstoffhülle wird transparent somit Verbindung zwischen SN Typ II und Typ Ib Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 25 / 31 SN1993J Roter Überriese in M81 (13 − 20 M ) UV und B im Spektrum ungewöhnlich stark, vermutlich durch heissen Begleitstern Photo (HST) Supernovaexplosion spektral Typ II später Änderung des Spektrums nach Typ Ib Erklärung: Begleitstern „klaut“ Wasserstoffhülle des Vorläufers stark ausgedünnte Wasserstoffhülle wird transparent somit Verbindung zwischen SN Typ II und Typ Ib Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 25 / 31 SN1993J Roter Überriese in M81 (13 − 20 M ) UV und B im Spektrum ungewöhnlich stark, vermutlich durch heissen Begleitstern Photo (HST) Supernovaexplosion spektral Typ II später Änderung des Spektrums nach Typ Ib Erklärung: Begleitstern „klaut“ Wasserstoffhülle des Vorläufers stark ausgedünnte Wasserstoffhülle wird transparent somit Verbindung zwischen SN Typ II und Typ Ib Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 25 / 31 SN1993J Roter Überriese in M81 (13 − 20 M ) UV und B im Spektrum ungewöhnlich stark, vermutlich durch heissen Begleitstern Photo (HST) Supernovaexplosion spektral Typ II später Änderung des Spektrums nach Typ Ib Erklärung: Begleitstern „klaut“ Wasserstoffhülle des Vorläufers stark ausgedünnte Wasserstoffhülle wird transparent somit Verbindung zwischen SN Typ II und Typ Ib Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 25 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 was ist eine Hypernova? SN1998bw Zusammenhang zwischen γ-Ray-Burst GRB980425 und SN1998bw räumliche und zeitliche Koinzidenz beide Ereignisse ungewöhnlich SN besonders hell (−19.3mag ) und Typ Ic GRB relativ schwach Erklärungsversuche mehrere Modelle Kollaps des Eisenkerns direkt zum schwarzen Loch Drehimpuls und Magnetfelder spielen besondere Rolle beim Energieübertrag Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 26 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Das Wichtigste Verschiedene Klassen: Ib, Ic und II durch Kernkollaps Nach Schalenbrennen kollabiert Eisenkern (> Chandrasekhar-Grenzmasse) Schockwelle zündet Fusionsreaktionen Neutrinos spielen grosse Rolle bei der Heizung Lichtkurve durch radioaktive Elemente bestimmt Schwere Elemente entstehen durch Neutronenfluss im r-Prozess aktuell: Hypernova-Modelle Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 27 / 31 Quellen Bradley W. Carroll und Dale A. Ostlie An introduction to modern astrophysics. Addison-Wesley, 1996. Hannu Karttunen et al. Fundamental Astronomy. Springer-Verlag, 2003. Dina Prialnik An introduction to the theory of stellar structure and evolution. Cambridge Univ. Press, 2000. Donald D. Clayton Principles of stellar evolution and nucleosynthesis. McGraw-Hill, 1968. W. Hillebrandt et al. Raetselhafte Supernova-Explosionen. Spektrum der Wissenschaft, Juli 2005, S. 36. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 28 / 31 Quellen W. Hillebrandt und E. Mueller Supernovae in Superrechnern Physik Journal, Mai 2004, S. 49. W. Hillebrandt und Laganke Astrophysik und Kernphysik - gemeinsam das Universum entschluesseln. Physik Journal, Juni 2002, S. 43. Timothy R. Young und David Branch Absolute light curves of type II supernovae. The Astrophysical Journal, 15. Juli 1989, 342: L79-L82. Justin R. Maund et al. The massive binary companion star to the progenitor of supernova 1993J. Nature, 8. Januar 2004, Bd. 427, S. 670. Alexander Würstlein (FAU Erlangen) Supernovae und Kernkollaps 17. Oktober 2005 29 / 31 Quellen H. A. Bethe Supernova mechanisms. Reviews of Modern Physics, Oktober 1990, Vol. 62, No. 4, S. 801. K. Iwamoto et al. A hypernova model for the supernova associated with the γ-ray burst of 25 April 1998. Nature, 8. Januar 2004, Bd. 427, S. 672. Eddie Barton How big do stellar explosions get?. Nature, 15. 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