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

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

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

Das Sterben der Sterne

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

Blaue Überriese Blaue Riesen 3.+4. 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

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

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

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

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

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

Nova Helligkeit steigt auf das 102 -104 fache Expansionsgeschwindigkeit v≈50...3500 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: 10....106

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 0.1...1 MSonne Optische Ausbruchsenergie: 10-5... 10-4 MSonnec2 im Gegensatz zu Typ II Supernova enthält Spektrum keine Wasserstofflinien

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

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 3...6 ·103 km/s abgesprengt Optische Ausbruchsenergie10-6... 10-5 MSonnec2 Helligkeit steigt um das 108-fache Abgestoßene Masse 1…10 MSonne

Elementensynthese

Pulsare

Entdeckung von Pulsaren Entdeckung durch Jocelyn Bell und ihrem Doktorvater Antony Hewish 1967 in Cambridge PSR 1919+21 T = 1.33 s

Phänomenologie

Aufbau eines Neutronensterns Oberfläche aus metallischen Eisen; ρ=106g cm-3 (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-3 (hauptsächlich Neutronen sowie einige Elektronen und supraleitende Protonen)

Andere Modellvorstellungen

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 )

Pulsmuster einiger Pulsare

Pulsar-Magnetosphäre Lichtzylinder:

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

Der Bremsparameter Magnetischer Bremsparameter vorhergesagt: Bremsparameter n messbar durch : Crab: n = 2.515 ± 0.005 PSR 1509-58: n = 2.8 ± 0.2 PSR 0540-69: n = 2.01 ± 0.02

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

Magnetisches Feld an der Oberfläche Crab Pulsar:

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

Beobachtung des Ausbruchs: 1054 => Eigenschaften: T = 33 ms Theorie: Pulsar im Crab-Nebel PSR B0531+21 T = 33 ms

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