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Supernova Eine Supernova ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der ursprüngliche.

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Präsentation zum Thema: "Supernova Eine Supernova ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der ursprüngliche."—  Präsentation transkript:

1 Supernova Eine Supernova 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. Der Begriff der Nova leitet sich ab von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer Stern) und geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Sterns im Jahr Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am Firmament. Unter einer Nova verstand man bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art von Helligkeitsausbruch eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur Ruhehelligkeit innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten. Als die astrophysikalische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition, bei der eine Supernova nicht mehr zu den „klassischen“ Novae zählt.

2 Supernova Der Krebsnebel ist Überrest einer Supernovaexplosion, die im Jahre 1054 beobachtet wurde.

3 Supernova Es gibt zwei Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können: 1. Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa acht Sonnen- massen, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch, entstehen. Dieser Vorgang wird als Kollaps- bzw. hydrodynamische Supernova bezeichnet. 2. Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material (z. B. von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem) akkretieren, durch Eigengravitation kollabieren und durch dabei einsetzendes Kohlenstoffbrennen zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als thermonukleare Supernova oder Supernova vom Typ Ia bezeichnet.

4 Supernova Bekannte Supernovae sind der Krebsnebel, die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und die Keplersche Supernova Speziell letztere und die Brahesche Supernova 1572 haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde.

5 Supernova Klassifikation Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien. Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 eingeführt, seitdem wurden sie verfeinert.

6 Supernova Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell in Doppelsternsystemen, die aus einem weißen Zwerg und einem wesentlich größeren Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des Weißen Zwergs dessen kritische Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Der Weiße Zwerg enthält große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, sodass beim Kollaps eine plötzliche Kohlenstoff-Kernfusion einsetzt und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet.

7 Supernova

8 Zur Vollständigkeit: Supernovatypen Ib und Ic Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, sodass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück.

9 Auswirkungen auf die Erde Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt. Das Massenaussterben im oberen Ordovizium vor 444 Mio Jahren, bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des Isotops 60 Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.

10 Leben im Ordovizium

11 Auswirkungen auf die Erde Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt. Das Massenaussterben im oberen Ordovizium vor 444 Mio Jahren, bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des Isotops 60 Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt. Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung. Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln.

12 Supernovaüberreste Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen Emissionsnebel, den sogenannten „Supernovaüberrest“, im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollapses, der in der Astrophysik als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel, der bei der Explosion der SN1054 ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt (einen Pulsar) zurück. Zyklus pulsierender Gammastrahlen eines Pulsars

13 Kompakte Objekte Die Form des Überrestes, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurück bleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, sodass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft den Gegendruck überwinden, der die Neutronen voneinander abgrenzt. Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können.

14 Neutronensterne Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde, dies folgt aus der Drehimpulserhaltung beim Kollaps. Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und deshalb Signale erzeugt, die auch von der Erde aus registrierbar sind. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.

15 Neutronensterne Rotationsfrequenz Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich sein Durchmesser auf weniger als ein hunderttausendstel des ursprünglichen Wertes. Aufgrund des damit verbundenen Pirouetteneffekts rotiert ein Neutronenstern anfänglich mit etwa hundert bis tausend Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste bislang gemessene Rotationsfrequenz beträgt 716 Hz. Sie liegt nicht allzu fern unterhalb der durch die Zentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns von etwa 1 kHz. Verschiedene Effekte können die Rotationsfrequenz eines Neutronensterns im Laufe der Zeit verändern. Liegt ein Doppelsternsystem vor, bei dem ein Materialfluss von einem Hauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet, so wird ein Drehimpuls übertragen, der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt. Dabei können sich Werte im Bereich von 1 kHz einstellen. Bremsende Effekte können die Rotationsperiode auf mehrere Sekunden oder gar Minuten ansteigen lassen. Ursache ist das Magnetfeld des Neutronensterns.

16 Aufbau eines Neutronensterns An der Oberfläche herrscht der Druck null. Da freie Neutronen in dieser Umgebung instabil sind, gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Diese Atomkerne bilden ein Kristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma hätte eine maximale Dicke von einigen Zentimetern.

17 Aufbau eines Neutronensterns Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt sich bis in eine Tiefe von etwa 10 Metern fort. Dabei steigt die mittlere Dichte des Kristallgitters auf etwa ein Tausendstel der Dichte von Atomkernen. Ferner nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den dortigen, extremen Druckverhältnissen stabil sind. Ab einer Tiefe von 10 Metern ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen Bestand haben. Dort beginnt die sogenannte innere Kruste: eine Übergangsschicht, die eine Dicke von 1 bis 2 km hat. In ihr existieren Bereiche aus kristallinen Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit, wobei mit zunehmender Tiefe der Eisenanteil von 100 % auf 0 % abnimmt, während der Anteil der Neutronen entsprechend zunimmt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von Atomkernen und darüber hinaus.

18 Aufbau eines Neutronensterns Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im thermodynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dort supraflüssig und die Protonen supraleitfähig. Für einen typischen Neutronenstern liegt die zugehörige kritische Temperatur bei etwa Kelvin; Neutronensterne werden also bereits sehr kurz nach ihrer Entstehung supraflüssig. Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen, bei der die Dichte auf das Dreifache der von Atomkernen steigt, ist unbekannt, da sich derartige Dichten auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischen Teilchenbeschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht studieren lassen.

19 Gravitationsfeld eines Neutronensterns Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines typischen Neutronensterns ist etwa 2· mal so stark wie das der Erde. Entsprechend hoch ist die Flucht- geschwindigkeit, auf die ein Objekt beschleunigt werden muss, damit es den Neutronenstern verlassen kann. Sie liegt in der Größenordnung 10 5 km/s, was etwa einem Drittel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das starke Gravitationsfeld wirkt als Gravitationslinse und lenkt vom Neutronenstern emittiertes Licht dergestalt ab, dass Teile der Rückseite des Sterns ins Blickfeld gelangen und mehr als die Hälfte seiner Oberfläche sichtbar ist.

20 Stellare Schwarze Löcher Sterne, deren Anfangsmasse drei Sonnenmassen übersteigt, durchlaufen am Ende ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis zum Siliciumbrennen. Sie explodieren dann in einer Supernova, wobei der übrigbleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert, sofern er noch mehr als 2,5 Sonnenmassen besitzt. Sterne bis zur fünfzehnfachen Sonnenmasse können – wenn sie genug Masse als Supernova verlieren – auch als Neutronenstern enden, wenn die verbleibende Restmasse zwischen 1,5 und 2,5 Sonnenmassen liegt. Neutronensterne können sich – beispielsweise als kompakter Begleiter in einem Röntgendoppelstern – durch die Akkretion weiterer Materie auch im Nachhinein noch zu Schwarzen Löchern entwickeln.

21 Schwarze Löcher Größenordnungen: - supermassive Schwarze Löcher - mittelschwere Schwarze Löcher - stellare Schwarze Löcher - primordiale Schwarze Löcher - schwarze Mikrolöcher

22 Gekrümmte Raumzeit

23 Schwarze Löcher Ein Schwarzes Loch ist ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so extrem stark ist, dass aus diesem Raumbereich nichts – auch kein Lichtsignal – nach außen gelangen kann. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie verformt eine ausreichend kompakte Masse die Raumzeit so stark, dass sich ein Schwarzes Loch bildet. Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 etabliert. Er verweist auf den Umstand, dass sich im Außenraum von hinreichend kompakten Massen oder Energieanhäufungen ein durch den Ereignishorizont charakterisiertes Raumgebiet bildet, in das Materie nur hineinfallen, aber nicht wieder hinausgelangen kann („Loch“) und das insbesondere auch eine elektromagnetische Welle, wie etwa sichtbares Licht, niemals verlassen kann (daher „schwarz“).

24 Supermassive Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung. So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A* im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 4,3 Millionen Sonnenmassen vermutet. Das aktuelle Modell sagt eine obere Massengrenze bei ca Sonnenmassen vorher. Die resultiert daraus, dass die hineinstürzende Materie durch die Gravitation derart beschleunigt wird, dass sich ein stabiler Orbit außerhalb des Schwarzschild-Radius ergibt. Zusätzlich wirken auch die elektromagnetische Strahlung und die „Materiewinde“, die von der Materie in der Akkretions- scheibe ausgestrahlt werden, als Widerstand gegen weiter einfallende Materie, sodass sich letztlich ein Gleichgewicht zwischen einfallender und abgestoßener Materie einstellt.

25

26 Mittelschwere Schwarze Löcher Mittelschwere Schwarze Löcher von einigen hundert bis wenigen tausend Sonnenmassen entstehen möglicherweise infolge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Anfang 2004 veröffentlichten Forscher Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher in sogenannten ultrahellen Röntgenquellen (ULX) fanden. Neuere Kandidaten sind die Zentren des Kugelsternhaufens Omega Centauri nahe der Milchstraße und eines Kugelsternhaufens der Andromeda-Galaxie.

27 Stellare Schwarze Löcher Sterne, deren Anfangsmasse drei Sonnenmassen übersteigt (etwa Blaue Riesen), durchlaufen am Ende ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis zum Siliciumbrennen. Rekordhalter bei den stellaren Schwarzen Löchern mit der höchsten Masse stellt aktuell das Schwarze Loch in der Zwerggalaxie IC 10 im Sternbild Kassiopeia mit der 24- bis 33-fachen Sonnenmasse dar. Rekordhalter mit der aktuell geringsten Masse ist ein Röntgendoppelstern mit nur ca. 3,8 Sonnenmassen.

28 Primordiale Schwarze Löcher Anfang der 1970er Jahre vermutete Stephen W. Hawking, dass es auch Schwarze Löcher geben könnte, die sich bereits beim Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war. Auch der Einfluss von Schwankungen der Dichteverteilung im frühen Universum war für die Bildung derartiger Schwarzer Löcher ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungs-ausbrüche von verstrahlenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten, denn deren berechnete Lebensdauer liegt in der Größenordnung des Alters des heutigen Universums.

29 Schwarze Mikro-Löcher Nach einigen Theorien sollte die Mindestmasse für Schwarze Löcher extrem gering sein, sodass Schwarze Mikro-Löcher beim Betrieb zukünftiger Teilchenbeschleuniger entstehen könnten. Daher wurde seit 2008 gegen den Betrieb des LHC- Beschleunigers opponiert und sogar geklagt. Die Klage wurde 2012 letztinstanzlich abgelehnt. Gegen die Befürchtung, ein solches Mikroloch könnte in den Erdkern fallen, dort wachsen und sich schließlich die ganze Erde einverleiben, spricht nicht nur die wahrscheinlich extrem geringe Lebensdauer der hypothetischen Mikrolöcher, sondern auch, dass der Erde unter der noch viel energiereicheren kosmischen Strahlung seit Milliarden Jahren nichts passiert ist.

30 Nachweis Schwarzer Löcher Kinematischer Nachweis Dabei werden die Bahn und die Geschwindigkeit von Sternen, die das Schwarze Loch umkreisen, als Nachweis herangezogen. Die Vermessung der Bahn des Sterns S2, der Sgr A* auf einer Keplerbahn umkreist, erlaubte sehr genaue Aussagen über die Massenkonzentration im Zentralbereich von Sgr A*. Bei einer weiteren kinematischen Methode werden die Dopplerverschiebung und der Abstand zwischen dem dunklen Objekt und dem um ihn kreisenden Stern festgestellt, wodurch sich die Masse abschätzen lässt.

31 Nachweis Schwarzer Löcher Nachweis als Gravitationslinse: in der Abbildung wandert eine Galaxie hinter einem schwarzen Loch vorbei. Das Licht der Galaxie wird wie durch eine Linse verändert:

32 Nachweis Schwarzer Löcher Eruptiver Nachweis Sterne, die dem Gezeitenradius eines Schwarzen Lochs zu nahe kommen, können durch die auftretenden Gezeitenkräfte zerrissen werden und dabei eine charakteristische Röntgenstrahlung freisetzen. Spektro-relativistischer Nachweis Linseneffekte und Gravitationsverschiebungen verfremden die Spektren der Sterne, die sich in der Umgebung von Schwarzen Löchern befinden.

33 Hawking-Strahlung Quantentheoretische Überlegungen zeigen, dass jedes Schwarze Loch auch Strahlung abgibt. Es findet dabei aber kein Materie- oder Energietransport aus dem Inneren des Schwarzen Lochs statt. Tatsächlich existieren Paare von virtuellen Teilchen in der unmittelbaren Umgebung, von denen manchmal nur eines in das Schwarze Loch gerät und dort anschaulich als negative Energie verrechnet werden muss und somit die Gesamtenergie des Schwarzen Lochs vermindert. Dem außerhalb verbliebenen Teilchen wird gleichzeitig Energie zugeführt und dieses trägt zur Hawking-Strahlung bei. Von außen betrachtet sieht es daher so aus, als würde das Schwarze Loch „verdampfen“ und somit langsam kleiner werden. Die Zeit bis zum vollständigen „Verdampfen“ ist allerdings proportional zur 3. Potenz der Masse des Schwarzen Lochs.


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