Supernovaexplosion

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Supernovaexplosion
• Begriff
• Historische Beispiele
• Supernova Typ II
(Kernkollapssupernova)
• SN 1987 A
Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans
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Was ist eine Supernova?
 „stella nova“ (neuer Stern)  Begriff geprägt von Tycho
Brahe 1572
 plötzliches Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren
sternähnlichen Objekts am Himmel
 ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende
seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der
ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird
 Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis
milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine
ganze Galaxie.
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Häufigkeit von Supernovae
 Sehr seltene Ereignisse
 in einer Galaxie leuchtet ca. alle 30 … 80
Jahre eine Supernova auf
 Für die Milchstraße werden etwa 20
Supernovae pro Jahrtausend geschätzt,
wovon im letzten Jahrtausend sechs
beobachtet wurden.
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Historische Beispiele
 1054 im Sternbild Stier
 beobachtet von
japanischen und
chinesischen
Astronomen
 war selbst am
Taghimmel sichtbar
 Überrest  Krebsnebel
M1 (siehe Bild)
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Historische Beispiele
 11. November 1572 im
Sternbild Kassiopeia
 entdeckt von Tycho Brahe
 Prägung des Begriffs
„stella nova“
 Nachweis, dass auch
Fixsterne nicht
unveränderlich sind
 Der Überrest von SN 1572
ist 3C 10 (siehe Bild)
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Historische Beispiele
 entdeckt am 9. Oktober 1604
im Sternbild Schlangenträger
 u.a. beschrieben von Johannes
Kepler im Buch De Stella nova
in pede Serpentarii („Über den
neuen Stern im Fuß des
Schlangenträgers“)
 Überrest ist 3C 358 (siehe Bild
oben links)
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Der Vorgängerstern (> 8 mS)
Wenn der Vorrat an
Wasserstoff als Brennelement
in einem Stern zur Neige
geht, können in Abhängigkeit
von der Masse und weiterer
physikalischer Parameter im
Inneren des Sterns
(Temperatur, Dichte) durch
Kernfusion weitere Elemente
unter Freisetzung von Energie
erzeugt werden.
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Der Vorgängerstern
Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen, der die 40.000-fache
Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist
Brennmaterial
(bzw. Fe)
Brennvorgang
(Nukleosynthese)
Temperatur in
Millionen Kelvin
Dichte (kg/cm3)
Brenndauer
H
Wasserstoffbrennen
40
0,006
10 Mio. J.
He
Heliumbrennen
190
1,1
1 Mio. J.
C
Kohlenstoffbrennen
740
240
10.000 Jahre
Ne
Neonbrennen
1.600
7.400
10 Jahre
O
Sauerstoffbrennen
2.100
16.000
5 Jahre
Si
Siliciumbrennen
3.400
50.000
1 Woche
Fe-Kern
Kernreaktionen zur
Erzeugung schwerster
Elemente
10.000
10.000.000
-
Quelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Stern#Sternentwicklung
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Der Vorgängerstern
Schwerere Elemente als Eisen
können nicht durch
Kernfusion gebildet werden,
da dafür Energie verbraucht
und nicht freigesetzt wird.
Der Eisenkern besitzt die
größte Bindungsenergie und
stellt damit kernphysikalisch
den stabilsten Kern dar.
Quelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Bindungsenergie#Kernphysik
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Hydrostatisches Gleichgewicht
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Kernkollaps
 Da keine weitere Fusion stattfindet, kann der Kern keinen
nach außen gerichteten Druck mehr aufbauen, welcher der
Gravitation entgegenwirken würde.  Kernkollaps
 Die äußeren Schichten stürzen in Richtung Zentrum.
 Durch den enormen Druck werden die Elektronen in die
Atomkerne gedrückt und verbinden sich mit den Protonen
zu Neutronen
p+ + e-  n + ne
 Es entsteht ein entartetes Neutronengas, das einen Druck
aufbaut, der den weiteren Kollaps aufhält. Der Kern ist nun
inkompressibel.
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Die Explosion
 Die von außen nachstürzende Materie wird am festen Kern
reflektiert.
 Es entsteht eine Stoßwelle, die sich nach außen fortbewegt.
 Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark
zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe
Temperaturen erlangt.  Energiefreisetzung, r-Prozess
 Die beim Kernkollaps in großen Mengen freigesetzten
Neutrinos verstärken die Stoßwelle.
 Die äußeren Schichten des Sterns werden mit ca. 10000
km/s nach außen gestoßen.  Supernovaexplosion
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Quelle: Space 3/2014 S. 110
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modernes Beispiel: SN 1987A
 entdeckt am 24. Februar
1987 in der Großen
Magellanschen Wolke
 Entfernung ca. 157.000
Lichtjahre
 Vermutung: Kernkollaps
führte zur Bildung eines
Neutronensterns
Überrest der Supernova
1987A, aufgenommen im März 2005
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modernes Beispiel: SN 1987A
während der Explosion
vorher
• 20000 Erdmassen
an freigesetztem
radioaktiven Eisen
• 200000 Erdmassen
an verursachtem
Staub
• Temperatur der
expandierenden
Gashülle
ca. 10 Mio K
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