Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung 03.07.2009 , Nikolaus Heners Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung

Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Modelle mit Hochleistungsrechnern Häufigkeit Offene Fragen

Energiespektrum der kosmischen Strahlung 1000 Teilchen pro s und m2 Knie: 5*1015 eV 2.Knie: 3*1017 eV 1 Teilchen pro m2 und Jahr Knöchel: 3*1018 eV GZK-CUTOFF 1 Teilchen pro km2 und Jahrhundert ! Keine thermische Beschleunigung [2]

Spektrum: Skalierte Darstellung Knie: 5*1015 eV 2.Knie: 3*1017 eV Knöchel: 3*1018 eV [2]

Zusammensetzung Leichte Elemente Eisen Blei [2] Alle Elemente des Periodensystems Verteilung des Sonnensystems bis auf einige Ausnahmen (Spallation: Zerstörung von Atomkernen durch Kollisionen mit anderen Teilchen)

Energie -> 2-3 Supernovae pro Jahrhundert und Galaxie liefern genug Energie

Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Häufigkeit Modelle mit Hochleistungsrechnern Offene Fragen

Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Elektrostatische oder elektromagnetische Komponente? Bahn des Teilchens in der Beschleunigungsregion durch Magnetfelder Maximale Energie Relativistische Bewegung der Quelle Klassischer Larmor-Radius

Leistungsfähigkeit möglicher Quellen : Hillas-Plot [1]

Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf wandernde magnetische Wolke: . Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken

Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!) Winkelabhängigkeit: Summation über alle möglichen Winkel Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken

Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf wandernde magnetische Wolke: . Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!) Winkelabhängigkeit: Summation über alle möglichen Winkel Nach n Begegnungen . Teilchen haben eine Wahrscheinlichkeit P, die Quelle zu verlassen . . .

Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf wandernde magnetische Wolke: . Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!) Winkelabhängigkeit: Summation über alle möglichen Winkel Nach n Begegnungen . Teilchen haben eine Wahrscheinlichkeit P, die Quelle zu verlassen . . . Man erhält ein Potenzspektrum. Die Geschwindigkeiten der Wolken sind jedoch zu gering. Der Prozess zweiter Ordnung liefert keine Energien im erhofften Bereich .

Fermi-Beschleunigung (1.Ordnung) Beschleunigung durch astrophysikalische Schockfronten (shock waves) Radiale Ausdehnungen >> Gyroradius (Schockfront als Ebene) Isotrope Verteilung der ISM vor Ankunft Teilchen gelangen hinter die Schockwelle

Fermi-Beschleunigung (1.Ordnung) Beschleunigung durch astrophysikalische Schockfronten (shock waves) Radiale Ausdehnungen >> Gyroradius (Schockfront als Ebene) Isotrope Verteilung der ISM vor Ankunft Teilchen gelangen hinter die Schockwelle Streuung: Isotrope Verteilung im Schocksystem Elastische Kopf-an-Kopf Kollisionen (Nur Energiegewinn) Summation über alle Winkel: . . .

Fermi-Beschleunigung (1.Ordnung) Beschleunigung durch astrophysikalische Stoßwellen (shock waves) Stoßwellengeschwindigkeit >> mittlere Geschwindigkeit magnetischer Wolken lineare Abhängigkeit erhoffte Energien durch Fermi-Prozess 1.Ordnung Ausmaße der Quellen Verluste: Synchrotronstrahlung Altersbedingter Cutoff (Schockgeschw.: 3000 km/s): [4] Je älter ein SNR ist, desto größer ist die maximal vermittelbare Energie

Leistungsfähigkeit möglicher Quellen [1]

Energiespektrum der kosmischen Strahlung: UHECR ultra-high energy cosmic rays 1 Teilchen pro m2 und Jahr Keine thermische Beschleunigung [2]

Kandidaten [3]

AGNs Beiträge bis Bruch bei (GZK Cutoff), wenige Radiogalaxien in dieser Region Synchrotronverluste für hochenergetische Protonen bei B>100G Jets, Hot Spots + Extended Lobes als mögliche Quellregionen bei hoher Effizienz des Fermimechanismus

Pulsare Rotierende, magnetische Neutronensterne Hohe Dichte nach dem Gravitationskollaps => starke E-Felder Crab Pulsar, Chandra X-Ray [4]

Doppelsterne Systeme aus einem Pulsar und einem Neutronenstern Fluss geladener Teilchen (Akkretion) Starke Felder

Von der Sonne kommende Teilchen im Energiespektrum 1 Teilchen pro m2 und Jahr Keine thermische Beschleunigung [2]

Sonnenfleckenpaare Sonnenflecken entgegengesetzter Polarität Induziertes Feld bei Annäherung (->10 V/m) Geringe Atmosphärendichte Energien im GeV Bereich

Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Häufigkeit Modelle mit Hochleistungsrechnern Offene Fragen

Supernova Typ 1a Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien: Hubble Space Telescope richtet den Blick auf SN 1994d Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien: schwarze Löcher weiße Zwerge Neutronensterne Wolf-Rayet Sterne

Supernova Typ 1a Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien: Hubble Space Telescope richtet den Blick auf SN 1994d Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien: schwarze Löcher weiße Zwerge Neutronensterne Wolf-Rayet Sterne Kompakt

Supernova Typ 1a Maximale Magnitude Charakteristische Entwicklung der Leuchtkraft Nickel-56 -> Cobalt-56 -> Eisen-56 [5]

Supernova Typ 1a Maximale Magnitude Charakteristische Entwicklung der Leuchtkraft Nickel-56 -> Cobalt-56 -> Eisen-56 [4] SN 1a Explosionen müssen aus weißen Zwergen hervorgehen und instabile Nickelkerne erzeugen

Hohe Temperaturen Doppelsternsysteme Roche-Grenze Hauptstern altert Entwicklung des Begleitsterns Akkretionsscheibe um das zentrale Objekt Novae (äußere Wasserstoffschichten) Novae: Massenabstoss wiederkehrende Emission geringer Bruchteil der Gesamtenergie wird emittiert vergleichbare kinetische Energie der abgestoßenen Hülle

Explosion Steigende Dichte, sinkendes Volumen Entartetes Elektronengas Chandrasekhar-Grenze 400 Millionen Grad: Kohlenstoffbrennen im entarteten Zustand (kein Thermostat!) [4] Der Gasdruck kann dem Gravitationsdruck nicht mehr genug Widerstand leisten. Chandrasekhar Grenzmasse

Thermonukleare Aktivität Roter Riese Weißer Zwerg Gravitations-kontraktion Erhitztes Sternengas Druck und Temperatur steigen Expansion Abkühlen Thermo-nukleare Aktivität beruhigt sich Gravitations-kontraktion Erhitztes Sternengas Höhere Temperatur, gleicher Druck Steigende Rate der Kernreaktion Temperatur steigt Noch mehr Kernreaktionen

Explosion Steigende Dichte, sinkendes Volumen Entartetes Elektronengas Chandrasekhar-Grenze 400 Millionen Grad: Kohlenstoffbrennen im entarteten Zustand (kein Thermostat) Zünden aller Brennstoffe Flammenfront DSMintakaMayer15 Chandrasekhar Grenzmasse

Modelle mit Hochleistungsrechnern [5] Deflagration ( ) Flamme unter Schallgeschwindigkeit, Konvektion Detonation ( ) Ausbreitung über Schallgeschwindigkeit (Schockfrontszenario), fast vollständige Fusion in Ni-56 Synthetische Spektra in guter Näherung

Modelle mit Hochleistungsrechnern Deflagrationsmodell Deflagration (Hillebrandt) t=0s

Modelle mit Hochleistungsrechnern t=0.3s

Modelle mit Hochleistungsrechnern t=0.6s

Modelle mit Hochleistungsrechnern t=2s

Häufigkeit Alle Galaxientypen, auch in Halos von Spiralgalaxien Typ 1a Typ 2/ 1b,1c Alle Galaxientypen, auch in Halos von Spiralgalaxien Nicht in elliptischen Galaxien, sondern nur in Spiral- und irregulären Galaxien, vornehmlich zu den Armen hin Elliptische Galaxie NGC 1316 (Hubble Space Telescope)

Offene Fragen Elementhäufigkeiten (Unterschiede trotz ähnlicher Lichtkurven, Photometrie: kein Kohlenstoff nach der Explosion (WD!)) Wie stark wird das Licht einer Supernova durch die Galaxie, in der sie sich befindet, abgeschwächt? Computersimulation (Schichtung vs. Durchmischung) Merger Szenarien …

Zusammenfassung Die maximal mögliche kinetische Energie, die eine Quelle vermitteln kann, ist durch deren Radius R und Magnetfeldstärke B gegeben. Kandidaten für UHECR Quellregionen sind u.a. AGNs, GRBs und Pulsare. Dabei liefert der Fermimechanismus 1.Ordnung ein Modell, das Beschleunigungen zu hohen Energien gewährleisten kann. Typ 1a Supernovae zeichnen sich durch fehlende Wasserstoff- und Heliumlinien aus. Im Gegensatz zu allen anderen Typen geht man davon aus, dass thermonukleare Kontraktion vorliegt. Man vermutet, dass das Knie mit der bei Supernovaexplosionen maximal verfügbaren Energie in Verbindung steht.

Quellen [1] Hillas: The Origin of Ultra-High-Energy Cosmic Rays, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1984.22:425-44 [2] Blümer et al., Cosmic Rays from the Knee to the Highest Energies, arXiv:0904.0725v1 [3] Pelletier: Fermi Acceleration of Astroparticles [4] Drexlin: Skript zur Astroteilchenphysik 2 [5] Hillebrandt, Röpke: Supernovae vom Typ 1a, Sterne und Weltraum 05/2005