Gefährdung durch Supernovae? Bad Neuenahr, 25. November, 2002

1. Globale kosmische Gefahren 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne 3. Sternentwicklung und -tod 4. Supernovae und ihre Eigenschaften 5. Historische Supernovae 6. Bedeutung der Supernovae 7. Gefahren und nahe Kandidaten Bad Neuenahr, 25. November, 2002

Globale kosmische Gefahren Klasse Risiko Vorwarnzeit Kollision Asteroid (NEOs) 0 - 100 a lang-periodischer Komet 30 d - 2 a kurz-periodischer Komet 300 d - 10 a Bahnstörung Stern 1 000 000 a Weißer Zwerg 100 000 a Brauner Zwerg 10 000 a Neutronenstern 1 000 a schwarzes Loch 10 a Strahlung solare Flares 0 - 3 d nahe Supernova-Explosion 0 - 100 000 a naher GRB 0

1997 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 149.5 Millionen km 1 Lj (Lichtjahr) = vom Licht in einem Jahr zurückgelegte Entfernung 9.5 Billionen km

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)

Kernfusion: Energiequelle der Sonne Atome: Kern und ‘Elektronenhülle‘ Kern : Protonen und Neutronen Protonen : positiv geladen Neutronen : ungeladen Elektronen : negativ geladen Atome : 10-9 cm = 10-11 m Kern : 10-12 cm = 10-14 m Elektron : 10-11 m = 10-15 m

12756 km 3476 km 1.4 Mio. km

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

Energie der Sonne: Kernfusion Massenzahl 4 × H : 4 × 1.008 = 4.032 1 × He : 4.004 Massendifferenz = Energiedifferenz: 7 ‰ mp = 1.6725 ·10-24 g 1 g Wasserstoff (6 · 1023 Atome) liefert somit 6.3 ·1018 erg = 175 000 kWh 5 Jahre Einfamilienhaus heizen ... jedoch benötigt: Temperatur von ~ 107 K

Proton-Proton-Reaktionen: 1H+ + 1H+  2D+ + e+ +  2D+ + 1H+  3He2+ +  3He++ + 3He++  4He++ + 1H+ + 1H+ Nebenprodukte (welche die Überschuß-Energie mitnehmen): Positronen e+ Neutrinos  Gammastrahlen 

Komplizierter: Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus Nebenprodukte auch hierbei: Positronen e+ Neutrinos  Gammastrahlen     gefährlich ungefährlich gefährlich

Masse = Energie Kernfusion Kernspaltung

Sonne: pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 562.8 Millionen Tonnen Helium; sie wird pro Sekunde um 4.2 Millionen Tonnen ‘leichter‘. Also ‘Massendefekt‘ laut Einstein: E = m · c2 = 4.2 ·109 kg (3 · 108 m s-1)2 = 3.8 · 1026 J und somit gesamte Leuchtkraft der Sonne (Energie pro Zeiteinheit): L = 3.8 ·1026 J s-1 = 3.8 ·1026 W Bisher, d.h. nach ~4.5 ·109 Jahren, ca. ¹/3 des Wasserstoffs verbraucht;  kann noch einige Milliarden Jahre ‘brennen‘

Polarlichter Unsere Erdatmosphäre schützt uns vor tödlicher Strahlung!

Sternentwicklung und -tod Sonne: Durchmesser R = 1.4·106 km Masse M = 1033 g Leuchkraft L = 1033 erg s-1 Temperatur T = 5800 K (Photosphäre)

Massive Sterne (Anfangsmasse > 7 M): - 10 Millionen Jahre Fusion von Wasserstoff zu Helium - 1 Millionen Jahre Fusion von Helium zu Kohlenstoff - 6000 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 109-fache steigt (Supernova-Ausbruch) - Neutronenstern

Sterne mit Anfangsmasse < 7 M  Weiße Zwerge Sterntod: - Weiße Zwerge (Restmasse < 1.4 M) Dichte 107 g cm-3 - Neutronenstern (Restmasse 1.4 ··· 3 M) Dichte 1013 g cm-3 - Schwarzes Loch (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

Der unspektakuläre Sterntod: Hauptreihenstern Roter Riese Planetarischer Nebel Weißer Zwerg

Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg: Planetarische Nebel

Neutronenstern = Pulsar 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: 1013 g cm-3 Neutronenstern = Pulsar

Pulsare 1.4 Hz 11 Hz 30 Hz 174 Hz 642 Hz Radius ~10 km Masse ~ 1 ··· 2 M Magnetfeld ~ 1012 G 1.4 Hz 11 Hz 30 Hz 174 Hz 642 Hz

Supernovae und ihre Eigenschaften Hauptreihenstern Roter Riese Supernova

Supernova-Explosion 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 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 Supernova-Explosion

Supernova-Explosion 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

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

Hauptelement: Nickel, zerfällt via 56Ni  56Co  56Fe  , e+,  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 56Ni  56Co  56Fe  , e+,  Radioaktiver Zerfall: Halbwertszeit von 56Co:  = 78.7 d immer gleiche Helligkeits-abnahme

Supernova-Eigenschaften Typ Ia: MV = -19.5 (109.9  L) Max. Helligkeit: Typ II: MV = -18.0 (109.3  L) Gesamte Energieabgabe : Etot = 1051 erg (wie Sonne über gesamte Lebensdauer) Neutrinos : Etot = 1053 erg ! (wechselwirken ‘nicht‘) 1 kWh = 3.6 · 1010 erg

Strahlung über das gesamte Spektrum Radio, NIR, optisch, UV, X-ray,  + energetische Teilchen (CR, ) Massenausstoß: Schale mit Ms ~ 0.1 M ··· 10 M Anfangsgeschwindigkeit der Stoßwelle: vs ~ 10 000 km s-1 M = 1 M  E = 1051 erg ~1025 Atombomben ....

Historische Supernovae Entd.-Jahr Max. Hell. Sternbild D [Lj] 185 -6m Centaurus 4350 386 -3m Scorpius 15000 1006 -10m Lupus 4300 1054 -6m Taurus 6000 1181 -1m Cassiopeia 8000 1572 -4m Cassiopeia 9200 1604 -3m Ophiuchus 13600 1671 (?) +6m (?) Cassiopeia 8600

4.7.1054: Explosion im Sternbild Krebs Helligkeit m = -6m 23 Tage lang mit bloßem Auge auch am Taghimmel sichtbar Aufzeichungen eines chinesischen Astronomen

Vela-SNR Alter > 30 000 Jahre (?) D = 770 Lj Cygnus-SNR Alter ~20 000 Jahre D = 2400 Lj

20 Lj 10 Lj

SN 1987a:. Supernova vom Typ Ia in der. Großen Magellanschen Wolke. 24 Entfernung 150 000 Lichtjahre

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

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

Heißes (107 K) Gas in Galaxienhaufen X-rays and optical von frühen Galaxien aus-geworfen?

‘Standardkerzen‘ zur Entfernungsbestimmung und Analyse der kosmischen Expansion ... beschleunigte Expansion!

Wie findet man die Biester?

Gefahren und nahe Kandidaten SN Ia: - und X-rays ~1034 W = 1041 erg s-1 SN II: - und X-rays ~1032 W = 1039 erg s-1 Hauptgefahr:

Sichtbares Licht Scheinbare und absolute Helligkeit Definition : m = 0.0 für Wega ( Lyr) I0  3.5 ·10-8 W m-2 Sirius : m = -1.5 Sonne : m = -26.5 (1010 mal heller als Sirius) Objekt Äquivalententfernung Sonne 1AU = 1.5·1011 m SN Ia 1.2 Lj = 1.2·1016 m SN II 0.6 Lj = 1.2·1015 m

Röntgen- und -Strahlung Berechnung der tödlichen Dosis: Fluß = in die Kugeloberfläche 4 ·r2 abgestrahlte Leistung P = Energie E / Fläche A / Zeit t isotrope Strahlung Empfangene Äquivalentdosis = Fluß × Fläche (z.B. des menschlichen Körpers der Masse m) Q = ‘Qualitätsfaktor‘ (biologische Wirkung)

Dosimetrische Größen: Name Einheit Definition Aktivität 1 Becquerel 1 Zerfall pro s Energiedosis D 1 Gray 1 Joule absorbierte Energie pro kg Ionendosis 1 C/kg 1 Coulomb pro kg = 3.88 ·103 R (Röntgen) Äquivalentdosis DQ 1 Sv (Sievert) 1 J kg-1 = 100 rem Strahlenart Q Röntgen-,  1 -Strahlen bis 3 MeV 1 Neutronen 10 -Strahlen 20 schwere Teilchen 20

"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, 1898-1966

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

‘alltägliche‘ Radioaktivität (pro Person): durchschnittliche künstliche Strahlenbelastung: ~1 mS / Jahr natürliche Strahlenbelastung (Deutschland): ~2 mS / Jahr Trinkwasser (14C, 40K) : 0.25 mS / Jahr Röntgenunters. d. Lunge : 0.2 mS Fall-out (60‘er 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)

Ingolstadt Zugspitze

Abschätzung der Zeitspanne bis zur lethalen Dosis DQ = 6 Sv mit SN Ia und SN II (ohne Abschirmung) Entfernung SNIa SN II 3 Lj 113 m 36 h 30 Lj 19 h 15 d 50 Lj 1.9 d 1 a 300 Lj 78 d 42 a 800 Lj 1.5 a - 3000 Lj 21 a - m = 75 kg A = 0.6 m2 Q = 1 P = 2 · 1034 W (SN Ia) P = 1 · 1032 W (SN II)

Röntgenstrahlung von Supernovae: sehr unterschiedlich! Objekt F [W m-2] Band[keV] Entfernung Sonne (Flare) 6 ·10-4 0.6 - 12.4 1AU SN 1987a (II) 8 ·10-14 6 - 28 500 000 Lj SN 1993j (II) 8 ·10-14 1 - 10 11 MLj (M81) SN 1998bw (Ia) 8 ·10-14 2 - 10 130 MLj Cas A (SNR) 5 ·10-18 0.1 - 0.5 9000 Lj

Gefahr auch für Kommunikation, Internet .... Welche Entfernung müssen diese SNe haben, um am Ort der Erde denselben Röntgenfluß zu erzeugen wie ein solares Flare? Objekt rcrit [Lj] SN 1987a (II) 6 SN 1993j (II) 50 SN 1998bw (Ia) 800 Cas A (SNR) 0.001 1 Lj Gefahr auch für Kommunikation, Internet ....

Neutrinos? Hier muß man etwas genauer rechnen ... In wenigen Sekunden werden ca. 1057 Neutrinos abgegeben E ~ 10 - 30 MeV E = Eabs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht! SN 1987a lieferte (am Ort der Erde) einen Neutrino-Fluß von  = 5 ·1014 m-2 s-1 Vergleichbar dem der Sonne. Bei Röntgenstrahlen und ‘s konnte E = Eabs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht!

Gesamtzahl N derNeutrinos, absorbierte Energie dann n = Teilchendichte im menschl. Körper (~1023 cm-3) das meiste H2O, 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·r2)  = Wirkungsquerschnitt der‘s (10-44 cm-2) Äquivalentdosis:

... und somit die kritische Entfernung rcrit DQ = 6 Sv wird bei r = 170 AU erreicht (Pluto: ~ 40 AU) kein Problem ...!

Erdatmosphäre? Wirkung des Staudrucks auf die Erd- atmosphäre (‘Abblasen‘) Vergleich mit dem Sonnenwind: n = 8 cm-3, v = 500 km s-1  Pstau = 5 ·10-8 dyn cm-2 = 5 · 10-10 Pa = 5 · 10-15 bar t [a] R [Lj] n [cm-3] P [dyn cm-2] 100 3 160 1.6 ·10-4 dyn cm-2 1000 30 0.16 1.6 ·10-8 dyn cm-2 kritisch unkritisch!

Gefahr für die Erdatmosphäre durch X-rays und ‘s? Vergleich mit solaren Flares: Satellit Energiebereich Dauer Fluß Yohkoh 20 - ? keV 10 s 0.35 J m-2 Comptel (GRO) 1 - 10 MeV 900 s 10-5 J m-2 GAMMA-1 > 30 MeV 600 s 2 ·10-7 J m-2 SN Ia ~ 1 MeV 60 d 40 J m-2 (Entf. 3000 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 O3-Schicht Sichere Entfernung wahrscheinlich: - rsafe,Ia = 3000 Lj - rsafe,II = 220 Lj

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?

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 971214 in 12 Milliarden Lj entfernter Galaxie  in wenigen Sekunden die gesamte Energieabstrahlung der Milchstraße über mehere hundert Jahre!!!

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

Wo lauern die Supernovae? Name Typ Entfernung Max. Hell. Beteigeuze ( Ori) II 400 Lj -17m Antares ( Sco) II 180 Lj -17m Ras Algethi ( Her) II 550 Lj -18m HD 179821 II 1800 Lj (?) -9m Sher 25 II paar 1000 Lj  Carinae II 7500 Lj. KPD 1930+2752 Ia ??? Vollmond: m = -12.5!  die nächsten 3 Supernovae würden ca. 60 mal heller!

Warte, warte noch ein Weilchen .... Wann?