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KW 12 • 16.03.15 – 20.03.15 • Vorbestellung bis 9⁰⁰ Uhr

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Astroteilchenphysik, SS 2006, Vorlesung # 5
- Endstadien von Sterne-
- Weisse Zwerge
- Neutronensterne & Pulsare
- Supernovae Ia, IIa
- Gamma Ray Bursts
Crab-Pulsar
Chandrasekhar
G. Drexlin, EKP
Hertzsprung - Russell Diagramm
Ejnar Hertzsprung
´weisse´
Zwerge
Henry Norris Russell
Hertzsprung - Russell Diagramm
Planetarischer Nebel:
´weisse´
Zwerge
degenerierter Kern des
roten Überriesen wird
sichtbar
T= 150.000 K !
Ionisation der Materie
Hertzsprung - Russell Diagramm
´weisse´
Zwerge
alte weisse Zwerge in
Kugelsternhaufen:
Langsames Abkühlen
Zeitskala einige 109 J
T= 10.000 K !
Spektraltypen F,G,K
Hertzsprung - Russell Diagramm
Weisser Zwerg
Zustandsparameter: ρ = 109 kg / m3
ne = 1035 e- / m3
p ~ 3 × 1021 Pa
Zustandsgleichung entartetes Elektronengas
nichtrelativistisch:
1 3h3
pe =
5me 8π
(
d ~ 10.000 km
Relativistisch:
c 3h3
Pe =
4 8π
2/3
)
( )
n5/3
e
1/3
n4/3
e
Weisser Zwerg
Zustandsparameter: ρ = 109 kg / m3
ne = 1035 e- / m3
p ~ 3 × 1021 Pa
Roter Riese: Triple α Reaktion
d ~ 10.000 km
weisse Zwerge mit C- O
selten: Ne (Ne, O, Mg)
Weisser Zwerg
Masse-Radius Relation:
es gilt
- Zustandsgleichung
p ∼ ρ5/3
- Abschätzung Druck
p~ρGM/R
mit
ρ ~ M / R3
R ~ M-1/3
µ = 1/ Y
e
Grenzmasse:
5.8
Msonne = 1.44 Msonne
Mch ~
µ2
Novae
- Weisser Zwerg als Teil eines Binärsystems
- in kurzer Zeit nimmt Helligkeit um 105 zu (M ~ -8 mag)
- nach Emissionsmaxium breite Emissionslinien
Nova stößt Masse von 10-5 – 10-3 Msonne ab mit v= 2000 km/s
- abgestrahlte Energie E~ 1038 J
- vergleichbare kinet. Energie der Hülle
- Materie in Akkretionsscheibe um WD
- Reibung: langsamer Gasstrom auf WD
- explosionsartiges Wasserstoffbrennen
wiederkehrende/rekurrente Nova:
T Pyxidis (∆T= 10-100 Jahre)
Supernovae
Typ Ia
Seltene Ereignisse
~ 1/ 100 Jahren in Galaxis
weisser Zwerg in engem Binärsystem
Massentransfer führt zu M > Mch
Typ IIa
Gravitationskollaps eines
massenreichen Sterns (M>10 Msol)
Supernovae
Typ Ia
Seltene Ereignisse
~ 1/ 100 Jahren in Galaxis
Binärsystem aus 2 weissen Zwergen
mit Gesamtmasse M > Mch
Typ IIa
Gravitationskollaps eines
massereichen Sterns (M>10 Msol)
Supernovae
Typ II
Seltene Ereignisse
~ 1/ 100 Jahren in Galaxis
Typ I
Supernovae - Überblick
Supernovae - Überblick
Supernovae
Gemessene Lichtkurven
Supernovae Ia
Thermonukleare Explosion eines weissen Zwerges mit M > 1.44 Msolar
Energie ~ 1051 erg, C+O Kerne fusionieren, kein Überrest
freigesetzte Masse: Fe-Gruppe (meist 56Ni) ~ 0.6 Msolar
mittelschwere Kerne ~ 0.4 Msolar
C+O (nicht fusioniert) ~ 0.4 Msolar
SN1994d
Supernovae Ia
Supernovae Ia – in weiter Entfernung
Supernovae werden
routinemäßig in Entfernungen
z>0.1 entdeckt
- wie stark unterscheiden sich
die Peakluminositäten?
- Unterschiede zu nahen SN?
- weitere Einflüsse?
Supernovae Ia - Leuchtkurven
absolute Helligkeit
detaillierte Theoretische Modellierung der experimentellen Leuchtkurven
Entfernungsmodul ∆(m-M)
Supernovae Ia – Beobachtungen bei hohem z
Mittelwerte
Rotverschiebung z
Rotverschiebung z
Supernovae Ia – Beobachtungen bei hohem z
ΩΛ
Supernovae Ia – Beobachtungen bei hohem z
Supernova
2dFGRS
ΩMaterie
Supernovae Ia – neue Projekte
zukünfitge Präzisionsbestimmung von
ΩΛ mit Satellitenexperimenten
- Vakuumenergie (konstant) oder
dynamische Energie (Quintessenz)?
Supernova SN1987a
23. Februar 1987 – Explosion des blauen Überriesen Sanduleak -69 202
in der LMC (~165.000 Lichtjahre)
Supernova SN1987a
23. Februar 1987 – Explosion des blauen Überriesen Sanduleak -69 202
Bisher noch kein Neutronenstern/
Pulsar identifiziert (Schwarzes Loch?)
?
Supernova IIa
Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 Msolar
Heliumbrennen
Supernova IIa
Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 Msolar
Kohlenstoffbrennen
Supernova IIa
Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 Msolar
Sauerstoffbrennen
Supernova IIa
Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 Msolar
Neonbrennen
Supernova IIa
Zwiebelschalenstruktur eines massereichen Sterns M=10-60 Msolar
Siliziumbrennen
Supernova IIa
Supernova IIa
Supernova IIa
Hauptreihenstern
Wasserstoffbrennen
Roter Überriese
Helium
brennen
HBrennen
Supernova IIa
Main
Sequence Star
Zwiebelstruktur
Degenerierter Fe-Kern:
ρ ≈ 109 g cm-3
Hydrogen
Burning
T ≈ 1010 K
MFe ≈ 1.5 Msolar
RFe ≈ 8000 km
Red Giant
Star
Kollaps
(Implosion)
Helium
Burning
Hydrogen
Burning
Supernova IIa
Neuer Neutronenstern
~ 50 km
Neutrino
Kühlung
Proto-Neutron Stern
ρ ≈ ρnuc = 3 × 1014 g cm-3
T ≈ 30 MeV
Collapse
Explosion
(Implosion)
Supernova IIa
Neuer Neutronenstern
~ 50 km
Gravitations-Bindungsenergie
Eb ≈ 3 × 1053 erg ≈ 17% Msolar c2
Neutrino
Kühlung
Proto-Neutron Stern
ρ ≈ ρnuc = 3 × 1014 g cm-3
T ≈ 30 MeV
Diese Energie geht zu
99% Neutrinos
1% Kinetische Energie Explosion
(1% davon in kosm. Strahlung)
0.01% Photonen, heller als host-Gal.
Neutrino-Luminosität
Lν ≈ 3 × 1053 erg / 3 sec
≈ 3 × 1019 LSUN
Während 10s Luminosität des
gesamten sichtbaren Universums
Supernova IIa - Kernkollaps
Supernova IIa
Nu source
region
Neutrinoprozesse
Supernova SN1987a- Neutrinoburst
erster Nachweis von Supernova-Neutrinos:
~20 Ereignisse in 3 Detektoren
Neutrinos aus der Abkühlphase des heißen
Proto-Neutron Sterns
Supernova SN1987a- Neutrinoburst
erster Nachweis von Supernova-Neutrinos:
~20 Ereignisse in 3 Detektoren
Kamiokande II
Neutrinoburst: Energie 1046 J
M. Koshiba Nobelpreis 2002
Supernova SN1987a- Neutrinoburst
- Neutrino-Ereignis im IMB Detektor
Proton
Neutron
W+
_
νe
e+
Inverser ß-Zerfall
_
ν e + p → n + e+
u → d : Quarkflavourübergang
Proton
Neutron
W+
_
νe
e+
Neutrinoenergiespektren einer SNIIa
- Ergebnis detaillierter Modellrechnungen integriert über ∆T = 10 s
νe
νe
ν µ , ν τ , νµ , ν τ
Neutronenstern: Historie
1932: L. Landau diskutiert die Möglichkeit stabiler Neutronensterne
1934: W. Baade & F. Zwicky
Neutronenstern als Überrest
einer SN-Explosion
1939: J.R. Oppenheimer & G. M. Volkoff
entartete Neutronenmaterie
1967: Entdeckung von Pulsaren durch
J. Bell & A. Hewish (Nobel ´74)
d=10-20 km
Neutronenstern: Historie
1932: L. Landau diskutiert die Möglichkeit stabiler Neutronensterne
1934: W. Baade & F. Zwicky
Neutronenstern als Überrest
einer SN-Explosion
1939: J.R. Oppenheimer & G. M. Volkoff
entartete Neutronenmaterie
1967: Entdeckung von Pulsaren durch
J. Bell & A. Hewish
ROSAT: X-rays
Neutronenstern: Parameter
Zustandsparameter : Neutronenstern mit 1 Sonnenmasse
R = 16 km
äußere Kruste ρ = 107 kg / m3
1 km Tiefe
ρ = 4 x 1014 kg / m3
inkompressible Neutronenflüssigkeit ρ = 2 x 1017 kg / m3
Neutronen: supraflüssig Protonen: supraleitend
Grenzmasse: Unsicherheiten aufgrund der Zustandsgleichung der
Materie, Mmax ~ 1.8-3 Sonnenmassen
Therm. Strahlung: nach einigen 1000J T ~ einige 106 K
Neutronenstern: innerer Aufbau
Neutronenstern
Stern mit freien Quarks (uds)
Pulsare: Modell
Neutronensterne:
Rasche Rotation 1ms-5s
EM Wellen von RadioGammas ~20° Öffnungskegel
Pulsare: Crab Nebel
Rotation des Neutronensterns mit
Pulsarperiode von 33.2 ms
- gleichartige Pulse im optischen,
Radio- Röntgen, und Gammabereich
- Leuchtkraft im Gammabereich ~106
größer als im Radiobereich
- Abbrems τ ~ 107 Jahre
Optisch: VLT
Pulsare: Modell
Pulsare: Wellenlängenbereiche
Modelle für kurze & lange GRB´s
Supermassiver
Stern mit
M > 50 MSonne
Modelle für GRB´s
GRBs: Host-Galaxien
Lange GRB´s in aktiven Sternentstehungsgebieten
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