Themen für Seminarvorträge

Themen für Seminarvorträge
5. Januar 2009
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Endstadien der Sternentwicklung
Sobald ein Stern den Gleichgewichtszustand der thermischen Fusion, die den
Stern stabil gegen den gravitativen Druck hält, verlässt, beginnt das Endstadium der Sternentwicklung. Ein isolierter, massiver Stern erzeugt hierbei
vermutlich das größte Spektakel im Universum: er kollabiert in ein kompaktes Objekt und erzeugt hierbei eine gigantische Explosion, bei der der
überwiegende Anteil der Gravitationsenergie von etwa 100 foe 1 =1046 J in
Form von Neutrinos abgegegeben wird. Ein Anteil von ca. 1 % geht in den
sichtbaren Helligkeitsausbruch und in die kinetische Energie der abgestoßenen Sternhülle. In diesem Abschnitt gehen wir auf die Klassifizierung von
Supernova-Explosionen ein (Massimo Turatto, in Supernovae and GammaRay Bursters, Springer Lecture Notes, Vol 598, 2003, p. 21-36), das Zwiebelschalenbrennen (z.B. Unsöld-Baschek, Kapitel 8.2), Ablauf der Explosion
(Woosley, S. and Janka, H.T. Nature 2005, arXiv:astro-ph/0601261, Janka,
H.T. et al. arXiv:astro-ph/0612072) mit (sehr kurz, siehe auch nächsten Abschnitt) anschließender Bildung von Neutronensternen und von schwarzen
Löchern (C. L. Fryer, Class. Quantum Grav. 20, 73-80 (2003). Zum Schluss
diskutieren wir die Entwicklung einer thermonuklearen Supernova in einem
Binärsystem (Kapitel 3, Craig Wheeler Cosmic catastrophes, erhältlich in
der SUB) und gehen auf Gemeinsamkeiten/Unterschiede zu der KollapsSupernova ein.
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Kompakte Überreste on Sternen
Nachdem der Brennstoff für die Fusionsprozesse aufgebraucht ist, bleiben
kompakte Überreste aus hochdichtem, entarteten Material bzw. für sehr
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Das foe ist eine nicht-SI-Einheit, die sich aus der Abkürzung von ten to the fifty-one
ergs ergibt.
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massive Objekte bildet sich eine Singularität, die durch den Ereignishorizont abgeschirmt ist (schwarzes Loch). In diesem Abschnitt folgen wir dem
Skript von W. H. Hillebrandt und E. Müller2 und diskutieren Zustandsgleichungen für ein nicht-relativistisches, entartetes Fermigas (weißer Zwerg)
und für ein (relativistisches) entartetes Fermigas (Neutronenstern). Für beide Fälle erläutern wir die Entstehung und Entwicklung sowie Modelle für den
inneren Aufbau. Schließlich besprechen wir die Eigenschaften von schwarzen Löchern (Masse und Spin) für die beiden Extremfälle nicht-rotierend
(Schwarzschild-Lösung) und rotierend (Kerr-Lösung). Während weißZwerge Strahlung vorwiegend thermisch erzeugen, sind sowohl Neutronensterne
als auch schwarze Löcher hauptsächlich über die Umwandlung von Gravitationsenergie und/oder Rotationsenergie in elektromagnetische Strahlung
sichtbar.
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Röntgenemission von Supernova-Überresten
Die Entwicklung eines Supernova-Überrests (unabhängig davon, ob es sich
um einen Kernkollaps- oder thermonuklearen SN Ü handelt) lässt sich in
mindestens drei Phasen unterteilen: (a) freie Expansion (b) Sedov-TaylorPhase (c) Radiative Phase (d) Auflösung (Bildung von Rayleigh-TaylorInstabilitäten). Während der ersten drei Phasen erlaubt die Beobachtung
von Röntgenemission von SNÜ einen Einblick sowohl in die thermische als
auch nicht-thermische Entwicklung von SN Ü. Die thermische Emission von
stoßfrei aufgeheiztem interstellaren Gas lässt sich wie ein Thermometer benutzen, um die Temperatur und auch die chemische Zusammensetzung des
Ejektas und des umgebenden Gases zu vermessen. Die nicht-thermische
(Synchrotron-)Emission von hochenergetischen Elektronen gibt einen hervorragenden Eindruck von der Beschleunigung von Elektronen an den expandierenden Schockfronten.
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Gamma-Emission aus der galaktischen Ebene
Die kosmische Strahlung, die lokal in unserem Sonnensystem nachgewiesen
wird (mit Satelliten- und Ballonexperimenten sowie mit Luftschauermessungen) ist zunächst einmal ein lokales Phänomen, dass sich nicht ohne
weiteres auf die ganze Galaxie übertragen lässt. Es gibt jedoch zwei bedeutende Messungen, die demonstrieren, dass energetische Teilchen einen Großteil der galaktischen Scheibe ausfüllen: (i) Messung von Gamma-Strahlung
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http://www.mpa-garching.mpg.de/lectures/WDNSBH/
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im Energiebereich oberhalb von ca. 10 MeV und (ii) Radioemission von
GeV-Elektronen, die im galaktischen Magnetfeld Synchrotronstrahlung abgeben. Währen (ii) nur auf die großskalige Verteilung von Elektronen hinweist, ist die Messung (i) nur zu verstehen, wenn man annimmt, dass hochenergetische Kerne mit Energien bis hin zu etwa 100 GeV unsere Galaxie
bevölkern. Insbesondere haben die Messungen mit dem EGRET-Instrument
in den 90er Jahren zum ersten Mal eine genaue Kartierung der GammaEmission in der galaktischen Ebene erlaubt. Ein einfaches Modell, bei dem
die räumliche Verteilung von Gas (hauptsächlich Wasserstoff in molekularer und atomarer Form, indirekt nachgewiesen durch Radiobeobachtungen
von CO-Linienübergängen) verwendet wird, um die Gamma-Emission aus
der Wechselwirkung von energetischen Kernen mit diesem Gas zu berechnen, ergibt eine gute Übereinstimmung der Daten mit dem Modell bis hin
zu Energien von etwa 1 GeV, wenn angenommen wird, dass die kosmische
Strahlung innerhalb der Galaxie die gleiche spektrale Verteilung und Energiedichte hat, wie sie lokal in unserem Sonnensystem vermessen worden ist.
Oberhalb von 1 GeV zeigen sich jedoch Abweichungen, die bislang noch nicht
vollständig verstanden sind. Mögliche Erkl̈arungen sind lokale Abweichungen im Spektrum der kosmischen Strahlung, hochenergetische Elektronen
und auch Dunkle-Materie-Annihilation. Neuere Messungen mit dem Fermi(vormals GLAST)-Satelliten werden uns vermutlich im Laufe von 2009 ein
wesentlich detaillierteres Bild auf die Eigenschaften der kosmischen Strahlung in der galaktischen Ebene zeichnen lassen. Literaturhinweise: Hunter
et al. Astrophys. Journal 481, 205 (1997), Gesamtüberblick zu EGRETResultaten: Thompson, D.J. arxiv:0811.0738 (2008), Strong, A., Moskalenko, I.V., and Reimer, O. Astrophys. Journal 613, 962 (2004).
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TeV-Beobachtungen von schalenförmigen Supernova-Überresten
Gamma-Emission im Bereich von TeV (10 12 eV)-Energien ist ein eindeutiger Hinweis auf Beschleuniger von Teilchen, die noch höherenergetisch sein
müssen (Photonen werden immer in Sekundärprozessen erzeugt, weil neutrale Teilchen selbst nicht beschleunigt werden können). Schon seit etwa
einem halben Jahrhundert sind schalenförmige Supernovaüberreste im Verdacht, die kosmische Strahlung in unserer Galaxie zu erzeugen. Die zum
Erhalt der kosmischen Strahlung nötige Leistung (ca. 1039 erg/s) ließe sich
durch etwa 2-3 Supernova-Explosionen pro Jahrhundert in unserer Milchstraße aufrechterhalten. Ein weiteres, wichtiges Indiz ist die spektrale Ener3
gieverteilung der kosmischen Strahlung, die sich konsistent mit dem FermiBeschleunigungsmechanismus an expandierenden Schockfronten erklären liesse. Dieser bislang noch nicht endgültig bewiesene (oder wiederlegte) Verdacht scheint sich aufgrund jüngster Beobachtungen von TeV-Gammastrahlung von mindestens 5 schalenförmiger Supernova-Überreste zu erhärten.
Hier gehen wir auf die grundsätzlichen Produktionsmechanismen von Gamma-Strahlung ein (inverse Compton-Streuung und inelastische Proton-Proton-Wechselwirkung, siehe z.B. Kap. 20 Longair, Pohl, Einführung in die
Hochenergieastrophysik), Nachweis von Gamma-Strahlung mit Cherenkovteleskopen (z.B. Horns arxiv0808.3744) und Beobachtungen von SNR (siehe
z.B. Horns, arxiv0808.3744, Gabici arxiv0811.0836 und Referenzen dort) mit
bodengestützten Cherenkovteleskopen. Abschließend Bewertung der Beobachtungen und Ausblick auf zukünftige Experimente.
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Radiobeobachtungen von ultrahochenergetischen
Neutrinos
Zur Untersuchung geladener kosmischer Strahlung werden die nur schwach
wechselwirkenden Neutrinos gern benutzt, da sie bei vielen Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung mit ihrer Umgebung erzeugt werden können.
Aufgrund ihres geringen Wechselwirkungsquerschnitts benötigt man aber
auch extrem grosse Detektoren, um sie nachzuweisen. Deshalb sucht man
immer wieder nach neuen Detektionsmöglichkeiten. Ultrahochenergetische
Neutrinos wurden bisher noch nicht beobachtet, obwohl sie als sogenannte “GZK Neutrinos” (Johnson & Protheroe 1996, Astroparticle Physics, 5,
215) vorhergesagt werden. Mit Hilfe von Radioantennen versucht man nun
nanosekunden andauernde Radioblitze der Sekundärteilchen aus Neutrinowechselwirkungen mit Eis oder der Mondoberfläche zu beobachten. Dies
ist nur möglich durch den Askaryan Effekt, der ähnlich wie der Cherenkov Effekt auftritt, wenn Teilchen sich mit Überlichtgeschwindigkeit durch
ein Medium bewegen. Neben dem Askaryan Effekt sollen hier vornehmlich Experimente wie ANITA (http://www.ps.uci.edu/ anita/) und LUNASKA beschrieben werden. Eine Zusammenfassung siehe zum Beispiel unter
http://arxiv.org/pdf/0809.3669v1 von Amy Connolly.
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Beobachtung und Ursprung von UHECR
In diesem Beitrag widmen wir uns dem Phänomen der Ultrahochenergetischen kosmischen Strahlung (ultra-high energy cosmic-rays: UHECR) am
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energetischen Ende des gemessenen Energiespektrums oberhalb von ca. 10 19 eV.
Wir besprechen die Nachweistechnik (Luftfluoreszenz und Müonen) mit den
AUGER-Detektoren (z.B. Homepage des Projekts, Sterne und Weltraum
vom 15.2.2006, 9.11.2007, 14.12.2007), Absorption von UHECR durch PhotopionProduktion, Modelle zur Entstehung von UHECR und den möglichen Nachweis von Anisotropien (z.B. Kampert, arxiv:0801.1986) mit Auger. Ein ausführlicher Übersichtsartikel zu UHECR allgemein: Anchordoqui et al. arxiv:hepph/0206072. Abschließend: Zukünftige Projekte zum Nachweis von UHECR
aus dem All (JEM-EUSO, Super-EUSO- Informationen hierzu unter der
Projekthomepage3 ) und mit Radiodetektoren (z.B. LOFAR 4 ) .
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Hochenergetische Phänomene in AGN
Aktive Galaktische Kerne (engl. Active Galactic Nuclei, AGN) sind allgemein gesprochen die Zentren sehr heller, sehr aktiver Galaxien. AGN gehren
zu den grössten Teilchenbeschleunigern im Universum. Je nach spektralen
Eigenschaften - wie dem hellsten Spektralbereich (Radio, Infrarot, UV, Rntgen etc.) beispielsweise - unterscheidet man verschiedene AGN-Klassen. In
der vereinheitlichten Theorie werden hierbei die unterschiedlichen Erscheinungsformen durch unterschiedliche Blickwinkel eines stark anisotropen Aufbaus erklärt. Das zentrale, rotierende, supermassive schwarze Loch wird hierbei von einer Akkretionsscheibe umgeben, die ein Staubtorus einhüllt. Senkrecht zur Rotationsachse befinden sich die Jets, die in ihrem relativistischen
Plasma hochenergetische Teilchen hervorbringen. Aufbau und Beschleunigung von Teilchen sollen hier beschrieben werden. Genauere Modelle für die
spektrale Energieverteilung und Varibilitäten werden für die Unterklasse der
Blazare besprochen. Hierbei geht es hauptsächlich um die Frage ob AGN
eher leptonische oder hadronisch sind. Hochenergetische Gammastrahlung
wurde ebenfalls von EGRET und Cherenkovteleskopen wie H.E.S.S. und
MAGIC beobachtet. Zum allgemeinen Aufbau von AGN gibt es Bücher wie
zum Beispiel, An Introduction to Active Galactic Nuclei von Bradley M.
Peterson, Cambridge University Press oder Quasars and Active Galactic
Nuclei, an introduction von Kembhavi und Narlikar, Cambridge Universitz
Press. Kapitel 12 in The Universe in Gamma-rays beschäftigt sich ebenfalls
mit dem Thema der Gammastrahlung in AGN. Die von AUGER beobachtete Anisotropie der kosmischen Strahlung wied ebenfalls der Klasse der AGN
zugeschrieben.
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http://jemeuso.riken.jp/en/index.html
http://www.lofar.org
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Propagation von hochenergetischen Photonen
Hochenergetische Photonen (¿10 GeV) können auf ihrem Weg zur Erde
durch den Photon-photon Paarbildungsprozess mit stellaren Photonen absorbiert werden. Beobachtungen dieser Absorption in den Gammaspektren
extragalaktischen Quellen wie Aktiven Galaxien Kernen (AGN) können so
Aufschluss über die stellaren Photonfelder geben, insbesondere über den
extragalakischen Strahlungshintergrund. Dies setzt jedoch ein detailiertes
Wissen über die Gammaquelle voraus. Eine Diskussion darüber ist in Nature zu finden Aharonian et al. 2006, Nature, Volume 440, Issue 7087, pp.
1018-1021. Eine Einleitung zu dem Thema kann auch in der Einleitung von
Mazin & Raue (2006) gelesen werden. Eine Zusammenfassung zu Modellen
und Beobachtungen des extragalaktischen Strahlungshintergrunds finden Sie
in Hauser & Dwek (2001) Annual Review of Astronomy and Astrophysics,
Vol. 39, p. 249-307.
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Indirekte Suche nach dunkler Materie
Die Existenz von nichtbaryonischer dunkler Materie fußt auf verschiedenen, unabhängigen kosmologischen Beobachtungen: (a) primordiale Nukleosynthese, (b) Dynamik von Galaxien und Galaxienhaufen (c) Strukturbildung und Anisotropien der kosmischen Hintergrundstrahlung. In diesem Abschnitt befassen wir uns mit den experimentellen Hinweisen auf die dunkle
Materie und diskutieren die möglichen Kandidaten wie z.B. Supersymmetrische Teilchen und Grundzustände in Extradimensionen (Kaluza-KleinTeilchen). Neben der direkten Detektion mittels Laborexperimente, die die
elastische Streuung von Dunkle-Materie-Teilchen in der galaktischen Halo
nachweisen, ist die indirekte Suche nach Produkten der Selbst-Annihilation
von DM-Teilchen am aussichtsreichsten. Einen umfassenden Überblick zu
dem Thema finden Sie in L. Bergström arxiv:hep-ph/0002126. Wir nehmen
auch Bezug auf kürzlich veröffentlichte Resultate des PAMELA- und ATICExperiments, die erste Hinweise auf einen Überschuss von Anti-Materie
(Anti-Protonen und Positronen) gefunden haben wollen (ATIC: Chang et
al. Nature 456, 362-365, 2008, PAMELA: Adriani et al., arXiv:0810-4995).
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Dunkle-Materie Sterne
Es ist vor kurzem entdeckt worden, dass selbst-annihilierende Dunkle-Materie
relevant bei der Entstehung der ersten Sterne gewesen sein könnte. Diese
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erste Sterngeneration hatte eine primordiale chemische Zusammensetzung
und war frei von Metallen5 . In einer Modellrechnung von Freese et al. (arXiv:0802.1724), Freese et al. (arXiv:0806.0617 in ApJ 685, L101-L104 2008)
ergibt sich, dass Sterne in der Frühphase des Universums bzw. in Regionen
erhöhter Dichte von Dunkler Materie einen relevanten Anteil der Energie aus
selbst-annihilierender Dunkler Materie beziehen könnte. Wir besprechen die
Resultate dieser Rechnungen und die beobachtbaren Phänomene.
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Axion- und Photonoszillationen
In vereinheitlichten Theorien mit weiterführenden Symmetriegruppen sind
sogenannte verborgene Sektoren denkbar. Diese verborgenen Sektoren basieren im einfachsten Fall auf einer Symmetriegruppe, die analog zu der
bekannten elektromagnetischen U(1)-Gruppe ist. Das entsprechende Eichboson verhält sich vollkommen analog zu dem bekannten Photon, koppelt
jedoch nicht an elektrische Ladungen und ist somit nicht direkt nachweisbar.
Allgemein ist es jedoch möglich, dass die beiden Zustände mischen. In diesem Fall kommt es für den Propagator in Vakuum zu einer Oszillation der
beiden Eigenzustände. Es ergibt sich die Möglichkeit, die verborgenen Sektoren in Experimenten über Photon-Photonoszillation nachzuweisen. Wir
diskutieren die theoretische Grundlage der Photon-Photonoszillationen und
schauen uns die existierenden experimentellen Grenzen an (siehe z.B. Ahlers et al. PhRvD 76,5005 (2008) auch unter arXiv:0706.2836, Jaeckel et al.
PhLB 659, 509 2008, auch unter arXiv:0707.2063, Zechlin, arXiv:0810.5501).
Während die Photonoszillation in Vakuum stattfindet, ist die Umwandlung
eines Photons in ein Axion (und umgekehrt) ein Prozess, der ein externes
Magnetfeld bedarf (Primakoff-Kopplung). Das Axion ist ein bislang hypothetisches Teilchen, das jedoch theoretisch sehr attraktiv ist, weil es die
CP-Verletzung in der starken Wechselwirkung während der primordialen
Baryogenese erklären kann. In diesem Fall wäre das Axion auch ein Kandidat für die dunkle Materie. Die experimentelle Suche nach Axionen und der
Vergleich der beobachtbaren Effekte mit der Photon-Photonoszillation ist
ein spannendes Gebiet aktueller Forschung. Sowohl Axionen als auch Photonen aus dem verborgenen Sektor könnten eine Rolle bei der Propagation
von sehr hochenergetischen Photonen spielen (siehe hierzu z.B. Hooper and
Serpico, Phys. Rev. Letter 99, 1102 2007 auch unter arXiv:0706.3203).
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in der Astrophysik ist es üblich, sämtliche Elemente schwerer als Helium zu den Metallen zu zählen.
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