Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Sternexplosionen und Pulsare

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Sternexplosionen und Pulsare"—  Präsentation transkript:

1 Sternexplosionen und Pulsare
Seminar: Plasma, Teilchen, Weltall Vortragender: Gordon Krenz

2 Gliederung I 1. Das Sterben der Sterne 1.1 Einführung
1.2 Sterngleichgewicht 1.3 Endzustände 1.31 Weißer Zwerg 1.32 Neutronenstern 1.33 Schwarzes Loch 1.4 Sternexplosionen 1.41 Nova 1.42 Supernova Typ I 1.43 Supernova Typ II 1.5 Elementensynthese

3 Gliederung II 2. Pulsare 3. Zusammenfassung 2.1 Entdeckung
2.2 Phänomenologie 2.3 Aufbau eines Neutronensterns 2.4 Verteilung 2.5 Pulsar-Magnetosphäre 2.6 Alter von Pulsaren 3. Zusammenfassung

4 Das Sterben der Sterne

5 Radius: 6.96·105 km Masse: 1.99·1030 kg Kernreaktion : 400·106 Tonnen/s H→He 1% Wirkungsgrad Energieabstrahlung: 3.85·1023 kW Sonne wird pro Sekunde 4·106 Tonnen leichter

6 Blaue Überriese Blaue Riesen Zentrum der Hauptreihe 5. Rote Zwerge Weiße Zwerge Rote Überriesen Rote Riesen Ort der homogenen, stationären Gleichgewichtszustände im HRD. Sterne gleicher chemischer Zusammensetzung in der Phase des Wasserstoffbrennens

7 Gegenüber der Ursonne ist:
R etwa um 5% L etwa um 40% TC etwa um15% Ρ etwa um 70% εPP etwa um 15% angestiegen

8 Sterngleichgewicht Gravitationsdruck einer Massenverteilung:
„normaler Stern“ Oppenheimer-Volkoff-Gleichung nichtrelativistischer Grenzfall :

9

10 Weißer Zwerg Mittlerer Elektronenimpuls
Charakteristische Massendichte: Energie eines Elektrons Kinetische Energie der N Elektronen Chandrasekhar-Grenzmasse

11 Neutronenstern Massendichte Ekin >1.5 mec2
Inverser β- -Zerfall: p+e-→n+νe Massendichte 1.5 Msonne≤ MC≤ 3Msonne

12 Schwarzes Loch Schwarzschildradius:
No Hair-Theorem: bis auf die Größen M,L und Q ist Zustand unabhängig von der Vorgeschichte des Sterns

13 Nova Helligkeit steigt auf das 102 -104 fache
Expansionsgeschwindigkeit v≈ km/h Annahme: enges Doppelsternsystem mit einer heißen, blauen Komponente (Weißer Zwerg) und einer massenärmeren kühlen Komponente (Riese) Größere Komponente gibt Masse an die heiße Komponente ab - führt zum Anwachsen der Temperatur und Dichte ab einer kritischen Temperatur kommt es zur Explosion auf blauer Komponente abgestoßene Masse: (2...20)·10-5 MSonne Wiederholung:

14 Typ I Supernova Annahmen: akkretierender Weißer Zwerg in Doppelsternsystem, der über Chandrasekhargrenze anwächst Stern wird dabei vermutlich zerstört Andere Deutung: Zusammenstoß zweier Weißer Zwerge Helligkeitszunahme um 108-fache Expansionsgeschwindigkeit v>104 km/s Abgestoßene Masse MSonne Optische Ausbruchsenergie: MSonnec2 im Gegensatz zu Typ II Supernova enthält Spektrum keine Wasserstofflinien

15 Kohlenstoffbrennen Wasserstoffbrennen Heliumbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen Kernrückprall Kernkollaps Neonbrennen Dauer: 1·100 a Dauer: 7·106 a Dauer: 5·105 a Dauer: 6·102 a Dauer: 1 d Dauer: 6 Monate Dauer: msek Dauer: sek T≈230·106 K T≈34.8·109 K T≈930·106 K T≈4.1·109 K T≈8.1·109 K T≈1.7·109 K T≈2.3·109 K T≈60·106 K ρ≈3·1014 g cm-3 ρ≈3·109 g cm-3 ρ≈4·106 g cm-3 ρ≈7·102 g cm-3 ρ≈3·107 g cm-3 ρ≈1·107 g cm-3 ρ≈5 g cm-3 ρ≈2·105 g cm-3

16 Typ II Supernova Kollaps innerhalb von 0.2 s
Neutrinos sind signifikantes Signal für Gravitationskollaps 100-mal mehr Energie durch Neutrinos abgeführt als durch optische Strahlung Schockwelle erreicht Sternoberfläche innerhalb von 2 h Gashülle mit ·103 km/s abgesprengt Optische Ausbruchsenergie MSonnec2 Helligkeit steigt um das 108-fache Abgestoßene Masse 1…10 MSonne

17 Elementensynthese

18 Pulsare

19 Entdeckung von Pulsaren
Entdeckung durch Jocelyn Bell und ihrem Doktorvater Antony Hewish 1967 in Cambridge PSR T = 1.33 s

20 Phänomenologie

21

22 Aufbau eines Neutronensterns
Oberfläche aus metallischen Eisen; ρ=106g cm (Eisenkerne in einem Elektronensee) äußere Kruste; ρ=4.3·1011g cm-3 (neutronenreiche Atomkerne und Elektronen) innere Kruste; ρ=2·1014g cm-3 (neutronenreiche Atomkerne, Elektronen und Atomkerne) Neutronenflüssigkeit; ρ=1015g cm (hauptsächlich Neutronen sowie einige Elektronen und supraleitende Protonen)

23 Andere Modellvorstellungen

24 Millisekunden Pulsare
Arten von Pulsare number ”Normale“ Pulsare T > 20 ms BS ≥108 T Crab: T = 33 ms Vela: T = 89 ms Millisekunden Pulsare 1 ms < T < 20 ms BS ≤O(105) T log( T / s )

25 Pulsmuster einiger Pulsare

26 Pulsar-Magnetosphäre
Lichtzylinder:

27 Pulsare als Magnetische
Dipol- Antenne Rotator Modell Magnetische Abbremsung durch Abstrahlung von polarisierter Dipolstrahlung

28 Der Bremsparameter Magnetischer Bremsparameter vorhergesagt:
Bremsparameter n messbar durch : Crab: n = ± 0.005 PSR : n = 2.8 ± 0.2 PSR : n = 2.01 ± 0.02

29 Der Unipolare Induktor
Oberflächenkraft 1012 –mal stärker als die Gravitation (Crab) Geladene Teilchen (Elektronen...) werden aus der Oberfläche herausgezogen und werden auf hohe Energien beschleunigt => Pulsar Wind kohärente Strahlungsemission aus e+e–-Kaskaden entlang des B-Feld an den Polen

30 Magnetisches Feld an der Oberfläche
Crab Pulsar:

31 Das Alter von Pulsaren log10 T 108 T 106 a 106 T 1010 a T (s)

32 Beobachtung des Ausbruchs: 1054 =>
Eigenschaften: T = 33 ms Theorie: Pulsar im Crab-Nebel PSR B T = 33 ms

33 Zusammenfassung 3 Arten von gewaltigen Sternenexplosionen: Supernova Typ I und II sowie Nova Markieren entweder Ende eines Sternlebens oder sind Resultate von Wechselwirkung von Weißen Zwergen mit „normalen Sternen“ in Doppelsternsystemen wichtig für die Synthese und Verteilung von Elemente Pulsare sind Neutronensterne, Endzustand eines Sternlebens Innerer Aufbau nicht ganz geklärt-größtensteils aus Neutronen aufgebaut Rotieren sehr schnell (T~O(10) ms); sehr starkes Magnetfeld (B~O(108) T) - Magnetfeldpole nicht immer identisch mit Rotationsachse Stark gerichtete Emission von Strahlung, vornehmlich im Radiowellenbereich Bedeutung: genaueste „Uhren“ im All; Nachweis von Gravitationswellen


Herunterladen ppt "Sternexplosionen und Pulsare"

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen