Explosives Brennen Von Katharina Büscher. Inhalt: 1. Entwicklung massenreicher Sterne - Was sind massenreiche Sterne? - fortgeschrittene Brennstufen -

Präsentation zum Thema: "Explosives Brennen Von Katharina Büscher. Inhalt: 1. Entwicklung massenreicher Sterne - Was sind massenreiche Sterne? - fortgeschrittene Brennstufen -"—  Präsentation transkript:

1 Explosives Brennen Von Katharina Büscher

2 Inhalt: 1. Entwicklung massenreicher Sterne - Was sind massenreiche Sterne? - fortgeschrittene Brennstufen - Aufbau der Zwiebelschalen 2. Supernovae Typ 2 - Kollaps des Eisenkerns - Schockwelle und Explosion - explosives Brennen 3....und danach? - tote Sterne, Überreste von Supernovaexplosionen

3 1. Entwicklung massenreicher Sterne Was sind massenreiche Sterne? Was sind massenreiche Sterne? M > 8 M !! M > 8 M !! Durchlaufen aller Brennphasen Supernova Durchlaufen aller Brennphasen Supernova relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. Spiralarme relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. Spiralarme Beispiel: Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke: 20 M, Lebensdauer 10 7 Jahre Sonne: 1 M,, Lebensdauer 10 10 Jahre

4 Nukleare Brennphasen WasserstoffbrennenHeliumbrennenKohlenstoffbrennenNeonbrennenSauerstoffbrennenSiliziumbrennenKOLLAPS

5 1. Wasserstoffbrennen Umwandlung H He: Umwandlung H He: p-p- Prozess, CNO- Zyklus p Gravitation = p therm. p Gravitation = p therm. Verbrauch des Wasserstoffs Verbrauch des Wasserstoffs p Gravitation > p therm. Kontraktion und Erwärmung (Virialtheorem: E kin = 1/2 E pot ) Zünden des Heliumbrennens; Aufblähen der Hülle; Wasserstoffschicht brennt weiter ROTER RIESE ROTER RIESE

6 2. Heliumbrennen Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- α- Prozess: Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- α- Prozess: Bildung von geringen Mengen O Bildung von geringen Mengen O (Resonanzen in der Nähe der He- Brennenergien) weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- Kern weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- Kern

7 Tripel- alpha- Prozess

8 Übergang zwischen den hydrostatischen Brennphasen Verbrauch des Brennstoffes Überhandnehmen des Gravitationsdruckes Kontraktion Erwärmung, Druckanstieg Zündung der nächsten Brennphase Expansion

9 3. C -, Ne -, O - Brennen Coulombbarriere bei C am niedrigsten Coulombbarriere bei C am niedrigsten Kohlenstoffbrennen zuerst: Kohlenstoffbrennen zuerst: Ne- Brennen: Ne- Brennen:Wie? Photodesintegration! Photodesintegration! O- Brennen: O- Brennen: Synthese von S, P, Mg, Si Gegen Ende des O- Brennens: T 9 = 2

10 4. Siliziumbrennen Temperatur nicht groß genug für Si + Si X Temperatur nicht groß genug für Si + Si X Photodesintegration: Photodesintegration: T 9 = 3: Zerstörung von Kernen durch T 9 = 3: Zerstörung von Kernen durch p) n) α) p) n) α) p / n / α + unzerstörter Kern stabilerer Kern + p / n / α + unzerstörter Kern stabilerer Kern + E Bindung pro Nukleon maximal für Fe Sukzessive Bildung von Fe Sukzessive Bildung von Fe Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang Kühlung durch Neutrinos schnelleres Brennen Kühlung durch Neutrinos schnelleres Brennen

11 Lebenslauf eines Sterns mit 25 M Lebenslauf eines Sterns mit 25 M Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):

12 Zwiebelschalenmodell Zwiebelschalenmodell

13 2) Supernova vom Typ 2 Stabilität des Fe- Kerns Stern vor Kollaps: M = 15M M Kern = 1,5 M T 9 =8 ρ = 3,7*10 9 g/cm³ ρ = 3,7*10 9 g/cm³ kein Brennen im Kern kein Brennen im Kern Warum kein sofortiger Kollaps? Warum kein sofortiger Kollaps? Gegendruck der Elektronen: Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρ Entartung p durch E Fermi bestimmt abhängig von Elektronendichte n e p durch E Fermi bestimmt abhängig von Elektronendichte n e vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr

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15 Kollaps des Kerns M Kern > M Chand p Gravit > p el M Kern > M Chand p Gravit > p el Beschleunigung des Kollaps: Beschleunigung des Kollaps: 1) Photodesintegration von Fe verringert p therm der Elektronen 2) Elektroneneinfang an p und leichten Kernen n e kleiner p el kleiner p el kleiner 3) Kühlung durch entweichende Neutrinos sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle

16 Kollaps des Kerns Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie: Innere Hälfte kollabiert homolog Innere Hälfte kollabiert homolog Materie außerhalb des Schallpunktes mit v = v Schall kollabiert mit für den freien Fall charakteristischen Geschwindigkeiten Materie außerhalb des Schallpunktes mit v = v Schall kollabiert mit für den freien Fall charakteristischen Geschwindigkeiten

17 Kollaps des Kerns Neutrino- Trapping ρ = 10 11 g/cm³: λ Neutrino < r Kern ρ = 10 11 g/cm³: λ Neutrino < r Kern Neutrinos gefangen, Bewegung mit einfallender Materie Neutrinos gefangen, Bewegung mit einfallender Materie Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant ρ = 10 12 g/cm³: ρ = 10 12 g/cm³: Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW n e konstant n e konstant Keine weitere Veränderung der Zusammensetzung Keine weitere Veränderung der Zusammensetzung Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen

18 Rückstoß und Druckwelle ρ 0 = 2,7 * 10 14 g/cm³ Auflösung der Kernstrukturen Riesenkern Keine weitere Kontraktion möglich Rückstoß (steife Feder) Materie schwingt zurück Zusammenstoß mit einfallender Materie Schockwelle

19 Schockwelle Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne Verlust von Energie Abschwächung Verlust von Energie Abschwächung Druckanstieg Beschleunigung der einfallenden Materie über Fluchtgeschwindigkeit Druckanstieg Beschleunigung der einfallenden Materie über Fluchtgeschwindigkeit EXPLOSION EXPLOSION

20 Neutrino- Heizung Fe- Dissoziation λ Neutrino wieder größer Fe- Dissoziation λ Neutrino wieder größer Neutrinos sammeln sich hinter Schockwelle Neutrinos sammeln sich hinter Schockwelle Falls Schock genug Energie Falls Schock genug Energie Ausbreitung bis zu Gebieten mit ρ < 10 11 g/cm³ Ausbreitung bis zu Gebieten mit ρ < 10 11 g/cm³ Plötzliches Freiwerden der Neutrinos Plötzliches Freiwerden der Neutrinos Anheizen des Schocks Anheizen des Schocks

21 Was bisher geschah: 1. Durchlaufen aller Brennphasen: H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe 2. Kollaps des Kerns: Überwinden des p el Überwinden des p el Beschleunigung durch Photodesintegration, Elektroneneinfang, Neutrinokühlung Beschleunigung durch Photodesintegration, Elektroneneinfang, Neutrinokühlung Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps Rückstoß bei nuklearer Dichte Rückstoß bei nuklearer Dichte 3. Schockwelle: Abschwächung der Schockwelle im Fe- Kern Abschwächung der Schockwelle im Fe- Kern Heizen der Schockwelle durch Neutrinos Heizen der Schockwelle durch Neutrinos Supernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie Supernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie Gravitationsenergie E kin, E em (1%) und (99%) Gravitationsenergie E kin, E em (1%) und (99%)

22 Explosives Brennen Schockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der Hülle Schockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der Hülle Energieabgabe an Materie in den Schalen, Temperaturerhöhung Energieabgabe an Materie in den Schalen, Temperaturerhöhung Modell: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält Modell: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält 500 keV in Siliziumschicht 500 keV in Siliziumschicht 100 keV in O- Ne- Schicht 100 keV in O- Ne- Schicht 10 keV in H- Schicht 10 keV in H- Schicht Zünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige Zehntelsekunden Zünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige Zehntelsekunden Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit

23 ...und danach? Hülle: Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert Hülle: Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert Bildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere Sonne Bildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere Sonne

24 Restkern: Je nach Masse Restkern: Je nach Masse 1.Neutronenstern (M Kern < 8M ) Bildung entarteter Neutronen Bildung entarteter Neutronen Freigesetzte Energie: Differenz der Bindungsenergie Freigesetzte Energie: Differenz der Bindungsenergie ΔE 10 53 ergs Bsp.: R = 10 km, M 0 = 2M ΔM/M 0 = 0,2 2. Schwarzes Loch (M Kern > 8M ) Zusammenziehen der Masse auf Singularität Zusammenziehen der Masse auf Singularität Schwarzschild- Radius R = 2GM/c² Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²

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26 ENDE