Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Bad Neuenahr, 25. November, 20021 2 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne 3. Sternentwicklung und -tod 4. Supernovae und ihre Eigenschaften 5. Historische.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Bad Neuenahr, 25. November, 20021 2 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne 3. Sternentwicklung und -tod 4. Supernovae und ihre Eigenschaften 5. Historische."—  Präsentation transkript:

1

2 Bad Neuenahr, 25. November, 20021

3 2 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne 3. Sternentwicklung und -tod 4. Supernovae und ihre Eigenschaften 5. Historische Supernovae 7. Gefahren und nahe Kandidaten 6. Bedeutung der Supernovae 1. Globale kosmische Gefahren

4 3 KlasseRisikoVorwarnzeit KollisionAsteroid (NEOs) a lang-periodischer Komet30 d - 2 a kurz-periodischer Komet300 d - 10 a BahnstörungStern a Weißer Zwerg a Brauner Zwerg a Neutronenstern1 000 a schwarzes Loch10 a Strahlungsolare Flares0 - 3 d nahe Supernova-Explosion a naher GRB0 Globale kosmische Gefahren

5 XF11, NEO Asteroid, ca. 2 km groß, Kollision mit der Erde wurde (fälschlicherweise) für 2028 vorhergesagt Komet Hyakutake: Zeit zwischen Entdeckung (31 Januar 1996) und größter Erdannäherung (0.1 AE) am 25 März 1996: 54 Tage Gliese 710: K7-Typ Hauptreihenstern (0.42 M ), z. Zt. 60 Lj entfernt, wird sich in 1.5 Millionen Jahren auf 1 Lj annähern (Hipparcos) 1 AE (Astronomische Einheit) = mittlerer Abstand Erde - Sonne Millionen km 1 Lj (Lichtjahr) = vom Licht in einem Jahr zurückgelegte Entfernung 9.5 Billionen km

6 5 Kollisionen jedoch extrem unwahrscheinlich: Jupiter mit seiner großen Masse ist unser Abfangjäger Wahrscheinlichkeit für zentralen Treffer sehr gering (Himmelskörper bewegen sich immer auf elliptischen Bahnen)

7 6 Kernfusion: Energiequelle der Sonne Atome: Kern und Elektronenhülle Kern: Protonen und Neutronen Protonen: positiv geladen Neutronen: ungeladen Elektronen: negativ geladen Atome: cm = m Kern: cm = m Elektron: m = m

8 km 1.4 Mio. km 3476 km

9 8 Die Zutaten: Wasserstoff, Deuterium, 3 Helium, Helium Wasserstoff 1 Proton + 1 Elektron– Deuterium 1 Proton + 1 Neutron 1 Elektron– 3 Helium 2 Protonen Neutron 2 Elektronen– – Helium 2 Protonen Neutronen 2 Elektronen– – p e-e- e-e- n p e-e- n p p e-e- e-e- n p p e-e- n

10 9 Energie der Sonne: Kernfusion 4 × H :4 × = × He :4.004 Massenzahl Massendifferenz = Energiedifferenz: 7 1 g Wasserstoff (6 · Atome) liefert somit 6.3 ·10 18 erg = kWh 5 Jahre Einfamilienhaus heizen... jedoch benötigt: Temperatur von ~ 10 7 K m p = · g

11 10 1 H H + 2 D + + e D H + 3 He He He ++ 4 He H H + Nebenprodukte (welche die Überschuß-Energie mitnehmen): Positronen e + Neutrinos Gammastrahlen Proton-Proton- Reaktionen:

12 11 Komplizierter: Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff- Zyklus Nebenprodukte auch hierbei: Positronen e + Neutrinos Gammastrahlen gefährlichungefährlichgefährlich

13 12 Masse = Energie Kernfusion Kernspaltung

14 13 Sonne: pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Millionen Tonnen Helium; sie wird pro Sekunde um 4.2 Millionen Tonnen leichter. Also Massendefekt laut Einstein: E = m · c 2 = 4.2 ·10 9 kg (3 · 10 8 m s -1 ) 2 = 3.8 · J und somit gesamte Leuchtkraft der Sonne (Energie pro Zeiteinheit): L = 3.8 ·10 26 J s -1 = 3.8 ·10 26 W Bisher, d.h. nach ~4.5 ·10 9 Jahren, ca. ¹/ 3 des Wasserstoffs verbraucht; kann noch einige Milliarden Jahre brennen

15 14

16 15 Polarlichter Unsere Erdatmosphäre schützt uns vor tödlicher Strahlung!

17 16 Sternentwicklung und -tod Sonne: Durchmesser R = 1.4·10 6 km Masse M = g Leuchkraft L = erg s -1 Temperatur T = 5800 K (Photosphäre)

18 Millionen Jahre Fusion von Wasserstoff zu Helium -1 Millionen Jahre Fusion von Helium zu Kohlenstoff Jahre Fusion von Kohlenstoff zu Neon, Magnesium, Natrium - 7 Jahre Fusion von Neon zu Sauerstoff - 1 Jahr Fusion von Sauerstoff zu Silizium - 3 Tage Fusion von Silizium zu Eisen - wenige Zehntel Sekunden bis zum Zusammenbruch des Eisenkerns, bei dem die Helligkeit auf das fache steigt (Supernova-Ausbruch) - Neutronenstern Massive Sterne ( Anfangsmasse > 7 M ):

19 18 Sterntod: - Weiße Zwerge (Restmasse 3 M ) unendliche Dichte (klassische Physik greift nicht mehr) Sterne mit Anfangsmasse < 7 M Weiße Zwerge Sterne mit Anfangsmasse > 7 M Supernovae Erde: mittlere Dichte 5.5 g cm -3

20 19 Der unspektakuläre Sterntod: Hauptreihenstern Roter Riese Planetarischer Nebel Weißer Zwerg

21 20 Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg: Planetarische Nebel

22 21 Stabilität der Sterne: Fusionsenergie vs. Gravitationsenergie Chandrasekhar-Grenze: nur Sterne mit M < 1.4 M können stabile Zwergsterne werden; Sterne mit M < 1.4 M kollabieren weiter zu Neutronensternen Sterne mit Restmasse M > 1.4 M : Materie wird so stark verdichtet, daß über den inversen -Zerfall p + e - n + ein Neutronengas entsteht; Dichte: g cm -3 Neutronenstern = Pulsar

23 22 Pulsare Radius ~10 km Masse ~ 1 ··· 2 M Magnetfeld ~ G 1.4 Hz 11 Hz 30 Hz174 Hz642 Hz

24 23 Supernovae und ihre Eigenschaften Hauptreihenstern Roter Riese Supernova

25 24 Supernovae vom Typ II: Überriese mit Anfangsmasse 7 ··· 100 M bildet im Zentrum einen Zwergstern-Kern. Aus He-Fusion folgt eine Sequenz schneller Fusion von C O Ne Mg Fe Supernova- Explosion Für Eisen nicht genug Fusionsenergie vorhanden; der Eisenkern kollabiert, erhitzt sich dabei extrem und expandiert durch seine immer weiter steigende Temperatur hereinstürzende Materie prallt ab Schockwelle nach außen

26 25 Supernovae vom Typ Ia: Massentransfer von Begleiterstern auf einen Weißen Zwerg in einem Binärsystem: A) Zwergstern unterhalb Chandrasekhar-Limit (1.4 M ) B) normaler Stern wenn das Faß überläuft: Zwergstern wird über Chandrasekhar-Grenze gezwungen nukleare Detonation Supernova- Explosion

27 26 Supernova-Explosion: Kernfusion in Sternen funktioniert nur bis zum Element Eisen

28 27 Erneute Kernfusion resultiert in einer Flut von Neutronen Implosion und nachfolgende Explosion erzeugt Elemente höher als Eisen SN II erzeugen alle Elemente bis zum Uran (Erdwärme!) Hauptelement: Nickel, zerfällt via 56 Ni 56 Co 56 Fe, e +, Radioaktiver Zerfall: Halbwertszeit von 56 Co: = 78.7 d immer gleiche Helligkeits- abnahme

29 28 Supernova-Eigenschaften Max. Helligkeit: Typ II: M V = ( L ) Typ Ia: M V = ( L ) Gesamte Energieabgabe: E tot = erg (wie Sonne über gesamte Lebensdauer) Neutrinos: E tot = erg ! (wechselwirken nicht) 1 kWh = 3.6 · erg

30 29 ~10 25 Atombomben.... Strahlung über das gesamte Spektrum Radio, NIR, optisch, UV, X-ray, + energetische Teilchen (CR, ) Massenausstoß: Schale mit M s ~ 0.1 M ··· 10 M Anfangsgeschwindigkeit der Stoßwelle: v s ~ km s -1 M = 1 M E = erg

31 30 Historische Supernovae Entd.-JahrMax. Hell.SternbildD [Lj] m Centaurus m Scorpius m Lupus m Taurus m Cassiopeia m Cassiopeia m Ophiuchus (?) +6 m (?)Cassiopeia8600

32 : Explosion im Sternbild Krebs Helligkeit m = -6 m 23 Tage lang mit bloßem Auge auch am Taghimmel sichtbar Aufzeichungen eines chinesischen Astronomen

33 32 Vela-SNR Alter > Jahre (?) D = 770 Lj Cygnus-SNR Alter ~ Jahre D = 2400 Lj

34 33 10 Lj 20 Lj

35 34 SN 1987a: Supernova vom Typ Ia in der Großen Magellanschen Wolke Entfernung Lichtjahre

36 35 Bedeutung der Supernovae Lieferant schwerer Elemente (bis Uran) Mechanismus zur Verteilung schwerer Elemente im inter- stellaren Medium (Galaxien) und im intergalaktischen Medium Galaxienhaufen) Standardkerzen für die Analyse der kosmologischen Expansion

37 36 Transport schwerer Elemente über Galaktische Winde: Gas strömt mit v 1000 km s -1 aus den Galaxien wenn v > Entweichgeschwindigkeit Anreicherung des intergalaktischen Raums mit schweren Elementen

38 37 Heißes (10 7 K) Gas in Galaxienhaufen X-rays and optical von frühen Galaxien aus- geworfen?

39 38 Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung und Analyse der kosmischen Expansion... beschleunigte Expansion!

40 39 Wie findet man die Biester?

41 40

42 41 Gefahren und nahe Kandidaten SN Ia: - und X-rays ~10 34 W = erg s -1 SN II: - und X-rays ~10 32 W = erg s -1 Hauptgefahr:

43 42 Scheinbare und absolute Helligkeit Definition: m = 0.0 für Wega ( Lyr) I ·10 -8 W m -2 Sirius: m = -1.5 Sonne: m = (10 10 mal heller als Sirius) ObjektÄquivalententfernung Sonne1AU= 1.5·10 11 m SN Ia1.2 Lj = 1.2·10 16 m SN II0.6 Lj = 1.2·10 15 m Sichtbares Licht

44 43 Röntgen- und -Strahlung Berechnung der tödlichen Dosis: Fluß = in die Kugeloberfläche 4 ·r 2 abgestrahlte Leistung P = Energie E / Fläche A / Zeit t Empfangene Äquivalentdosis = Fluß × Fläche (z.B. des menschlichen Körpers der Masse m) Q = Qualitätsfaktor (biologische Wirkung) isotrope Strahlung

45 44 NameEinheitDefinition Aktivität 1 Becquerel 1 Zerfall pro s Energiedosis D1 Gray1 Joule absorbierte Energie pro kg Ionendosis1 C/kg1 Coulomb pro kg = 3.88 ·10 3 R (Röntgen) Äquivalentdosis D Q 1 Sv (Sievert)1 J kg -1 = 100 rem Dosimetrische Größen: Strahlenart Q Röntgen-, 1 -Strahlen bis 3 MeV 1 Neutronen10 -Strahlen20 schwere Teilchen20

46 45 "Eine Methode zur Messung von Röntgen-, Radium- und Ultrastrahlung nebst einige Untersuchungen über die Anwendbarkeit derselben in der Physik und der Medizin. Mit einem Anhang enthaltend einige Formeln und Tabellen für die Berechnung der Intensitätsverteilung bei Gamma-Strahlungsquellen" Professor Rolf Sievert,

47 46 Wirkung auf den Menschen (Jahr): D Q [Sv]Effekt < 0.05unbedenkliche Jahresdosis < 0.25keine meßbaren Effekte tempöräre Abnahme weißer Blutzellen 1 - 2Übelkeit, Erbrechen, länger andauernde Abnahme weißer Blutzellen 2 - 3Erbrechen, Durchfall, Appetitlosigkeit, Teilnahmslosigkeit 3 - 6Erbrechen, Durchfall, Blutungen, evtl. Tod > 6Tod in fast allen Fällen

48 47 alltägliche Radioaktivität (pro Person): durchschnittliche künstliche Strahlenbelastung: ~1 mS / Jahr natürliche Strahlenbelastung (Deutschland): ~2 mS / Jahr Trinkwasser ( 14 C, 40 K): 0.25 mS / Jahr Röntgenunters. d. Lunge: 0.2 mS Fall-out (60er Jahre): 0.25 mS / Jahr Flug Europa - USA: 0.05 mS Fernsehen/Leuchtfarben: 0.02 mS / Jahr Kernanlagen: 0.01 mS / Jahr nach Tschernobyl: 0.5 mS / Jahr (BRD)

49 48 Ingolstadt Zugspitze

50 49 Abschätzung der Zeitspanne bis zur lethalen Dosis D Q = 6 Sv mit SN Ia und SN II (ohne Abschirmung) Entfernung SNIaSN II 3 Lj 113 m 36 h 30 Lj 19 h 15d 50 Lj 1.9 d 1 a 300 Lj 78 d 42 a 800 Lj 1.5 a Lj 21 a - m= 75 kg A = 0.6 m 2 Q = 1 P = 2 · W (SN Ia) P = 1 · W (SN II)

51 50 ObjektF [W m -2 ]Band[keV]Entfernung Sonne (Flare) 6 · AU SN 1987a (II) 8 · Lj SN 1993j (II) 8 · MLj (M81) SN 1998bw (Ia) 8 · MLj Cas A (SNR) 5 · Lj Röntgenstrahlung von Supernovae: sehr unterschiedlich!

52 51 Welche Entfernung müssen diese SNe haben, um am Ort der Erde denselben Röntgenfluß zu erzeugen wie ein solares Flare? Objektr crit [Lj] SN 1987a (II) 6 SN 1993j (II) 50 SN 1998bw (Ia) 800 Cas A (SNR) Lj Gefahr auch für Kommunikation, Internet....

53 52 Neutrinos? Hier muß man etwas genauer rechnen... In wenigen Sekunden werden ca Neutrinos abgegeben E ~ MeV E = E abs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht! SN 1987a lieferte (am Ort der Erde) einen Neutrino-Fluß von = 5 ·10 14 m -2 s -1 Vergleichbar dem der Sonne. Bei Röntgenstrahlen und s konnte E = E abs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht!

54 53 Gesamtzahl N der Neutrinos, absorbierte Energie dann n = Teilchendichte im menschl. Körper (~10 23 cm -3 ) das meiste H 2 O, aber auch C, O, N A = Querschnittsfläche des menschl. Körpers (0.6 m -2 ) l = Tiefe des menschl. Körpers (30 cm) E = Gesamtenergie der s, korrigiert für die Verdünnung (4 ·r 2 ) = Wirkungsquerschnitt der s ( cm -2 ) Äquivalentdosis:

55 54 D Q = 6 Sv wird bei r = 170 AU erreicht (Pluto: ~ 40 AU) kein Problem...!... und somit die kritische Entfernung r crit

56 55 Erdatmosphäre? Wirkung des Staudrucks auf die Erd- atmosphäre (Abblasen) Vergleich mit dem Sonnenwind: n = 8 cm -3, v = 500 km s -1 P stau = 5 ·10 -8 dyn cm -2 = 5 · Pa = 5 · bar t [a]R [Lj] n [cm -3 ]P [dyn cm -2 ] ·10 -4 dyn cm ·10 -8 dyn cm -2 kritisch unkritisch!

57 56 Gefahr für die Erdatmosphäre durch X-rays und s? Vergleich mit solaren Flares: SatellitEnergiebereichDauer Fluß Yohkoh20 - ? keV 10 s0.35 J m -2 Comptel (GRO) MeV900 s10 -5 J m -2 GAMMA-1 > 30 MeV600 s2 ·10 -7 J m -2 SN Ia ~ 1 MeV 60 d40 J m -2 (Entf Lj) Eine SN Ia im Abstand von 3000 Lj belastet die Erdatmosphäre so stark wie 1000 solare Flares (über 60 Tage verteilt). Allgemein wird angenommen, daß die Erdatmosphäre bei mehr als 100 J m -2 angegriffen wird (über vergleichbaren Zeitraum). Hauptsächliche Schadwirkung: Zerstörung der O 3 -Schicht Sichere Entfernung wahrscheinlich:- r safe,Ia = 3000 Lj - r safe,II = 220 Lj

58 57 Gefahr durch Gamma-Ray-Bursters (GRBs)? seit Jahrzehnten (1967) bekannt, aber geheim gehalten produzieren unvorstellbare Mengen an -Strahlen wahrscheinlich zumeist in großen Entfernungen Kollision und Verschmelzung von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern?

59 58 BATSE (Burst and Transient Source Experiment) 1967 erstmals unerwarteter, riesiger Anstieg von -Strahlen von 1969 bis 1972 gab es 16 registrierte Ereignisse; 1973 bekannt gegeben BATSE registriert ca. 1 Ereignis pro Tag! GRB in 12 Milliarden Lj entfernter Galaxie in wenigen Sekunden die gesamte Energieabstrahlung der Milchstraße über mehere hundert Jahre!!!

60 59 - bedrohliche Distanz von GRBs nicht einschätzbar - sicherlich mindestens 10-mal größer als für Supernovae....

61 60 Wo lauern die Supernovae? NameTyp Entfernung Max. Hell. Beteigeuze ( Ori) II400 Lj -17 m Antares ( Sco) II180 Lj -17 m Ras Algethi ( Her) II550 Lj -18 m HD II 1800 Lj (?) -9 m Sher 25 II paar 1000 Lj Carinae II 7500 Lj. KPD Ia ??? Vollmond: m = -12.5! die nächsten 3 Supernovae würden ca. 60 mal heller!

62 61

63 62 Wann?


Herunterladen ppt "Bad Neuenahr, 25. November, 20021 2 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne 3. Sternentwicklung und -tod 4. Supernovae und ihre Eigenschaften 5. Historische."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen