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26.01.20071 Supernova 1A Seminar zur Experimentalphysik: Plasma, Teilchen, Weltall Robert Seidel SN 1994d.

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1 Supernova 1A Seminar zur Experimentalphysik: Plasma, Teilchen, Weltall Robert Seidel SN 1994d

2 Überblick 1.Typen 2.Vorgängerstern 3.Supernovaexplosion 4.Computer-Simulationen 5.Lichtkurven 6.Zusammenfassung

3 Typen von Supernovae Spektrum ent- hält H-Linien? janein Supernova IISupernova I IIa: H-Linie dominant IIb: He-Linie dominant Spektrum ent- hält Silizium? nein Ib: enthält viel He Ic: enthält wenig He SN Ia ja

4 Vorgängerstern 1.Warum enthält das Spektrum keinen Wasserstoff, dafür aber Silizium? 2.Warum ist die absolute Leuchtkraft von verschiedenen SN Ia annähernd gleich hell? 3.Warum beobachtet man keinen Sternenrest nach einer SN Ia? 4.Warum treten SN Ia in allen Galaxien, SN II jedoch hauptsächlich in jüngeren Galaxien auf?

5 Weißer Zwerg Durchmesser: ca km Zusammensetzung: Kohlenstoff & Sauerstoff Masse: < 1,4 Sonnenmassen Entartungsdruck Gravitationsdruck FermigasIdeales Gas

6 Akkretion Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze Roter Riese Weißer Zwerg

7 Fusionsreaktionen Startreaktionen Hohe Coulombbarrieren hohe Zündtemperaturen und niedrige Reaktionsraten T K g/cm³ ( ) – Ketten effektiver Es werden kaum schwerere Elemente als 56 Ni erzeugt!

8 Die letzten Sekunden C & O – Verbrennung zu schwereren Elementen Temperatur steigt an, Dichte bleibt konstant Hohe lokale Energieerzeugungsrate (stark temp.abhängig)Therm. Energie > Fermienergie Aufhebung der Entartung Kern dehnt sich explosionsartig ausStern wird vollständig zerstört! Es entsteht kein Neutronenstern

9 Brennfronten Thermonukleare Fusion vorgemischten chem. Flammen Wärmeleitung zunächst dominierend (Deflagration)Flammengeschwindigkeit nur 100 km/sEinsetzen von Turbulenz Flammenoberfläche und Flammengeschwindigkeit vergrößert Flammengeschwindigkeit ~ km/sIm dichten Zentrum Fusion zu Nickel Fusion zu mittelschweren Elementen während Expansion

10 Tiefeninformationen SN 2002 bo

11 Simulationen Unterschiedliche Längen- und Zeitskalen AkkretionsprozessZündungExplosion Flammendicke ca. 1mm Sterndurchmesser km Nur großskalige turbulente Verwirbelungen direkt auflösbar Rechengitter von 512 x 512 x 512 Zellen à 7,9 km Länge Startbedingungen Temp.: K; Dichte: 2900 t/cm³; je 50% C & O Modell von Friedrich Röpke

12 Simulationen t = 0st = 0,3s Mehrfachzündungen von Flammenkugeln Hohe Temperaturen; Aschedichte niedriger als Rest Pilzform

13 Simulationen t = 2st = 0,6s Bildung von Substrukturen; Oberflächenvergrößerung & Verbrennungsratenerhöhung Scherströme erzeugen Verwirbelungen; Brennfront erreicht Oberfläche

14 Simulation einer SN

15 Lichtkurven Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag Radioaktiver Zerfall von 56 Ni zu 56 Fe verzögert Abkühlung 56 Ni 56 Co 56 Fe + e + 9 Tage112 Tage Ähnlicher Verlauf Standardkerze 10 Mrd. L

16 Zusammenfassung SN Ia in Doppelsternsystemen Weißer Zwerg explodiert vollständig Simulation aufwendig aber annähernd realistisch; Anfangsbedingungen noch willkürlich Standardkerzen Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!

17 Stoßwelle

18 Fermienergie Masse-Radius- Verhältnis Radius nimmt mit zunehmender Masse ab!

19 Chandrasekhargrenze


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