Supernova-Überreste

Wiederholung: Typen von Supernovae Thermonukleare Supernovae Immer Doppelsterne mit einem Weißen Zwerg als kompakten Begleiter Explosives C/O-Brennen, welches den Weißen Zwerg zerstört...

Hydrodynamische Supernovae Gravitationskollaps des Sternkerns zu einem Neutronenstern oder Black hole initiiert die Explosion der äußeren Sternhülle – explosives nukleares Brennen Neutrinoflash Stoßwelle explosives nukleares Brennen Elementeerzeugung durch den r-Prozeß

In der Milchstraße explodieren ca. 2 Supernovae (beide Typen) pro Jahr

Durch die Explosion entsteht eine expandierende Gasblase, die sich in den interstellaren Raum ausbreitet und dort die interstellare Materie verdrängt

Supernova-Überrest

HST

Chandra 1999

Radio

Chandra 2000

SNR 1987a

Warum sind Supernova-Überreste so interessant für die Forschung? • SNR‘s wiederspiegeln in ihrer Struktur den inneren Aufbau ihres Vorläufersterns • SNR‘s verteilen schwere Elemente und radioaktive Isotope im interstellaren Raum • SNR‘s sind „Laboratorien“ zum Studium der Entstehung kosmischer Strahlung, der Ausbreitung supersonischer hydrodynamischer Stoßwellen und der Staubbildung • Sie kennzeichnen die Geburtsstätten von Neutronensternen und Schwarzen Löchern Supernova-Überreste machen eine Entwicklung durch, an deren Ende ihre volständige Assimilierung in der interstellaren Materie steht. Sie sind deshalb ein wichtiges Glied im kosmischen Materiekreislauf. Ihre Entwicklung hängt u.a. von folgenden Parametern ab:

• • • •

Typ der Supernova (I oder II), Aufbau des Progenitors Zeitlicher Abstand von der Supernova-Explosion (Alter) Umgebung (Dichte der interstellaren Materie) von der gesamten freigesetzten Energie

Die ersten Tausend Tage... Während des „explosiven nuklearen Brennens“ findet folgende Reaktion statt: 56𝑁𝑖

6.1𝑑 →

56𝐶𝑜

77.1𝑑 →

56𝐹𝑒

Bei dem Zerfallsprozeß von 56𝑁𝑖 wird eine Gesamtenergie von ~1013 J frei

 heizt die expandierende Gashülle, was sich direkt in der Lichtkurve der SN bemerkbar macht

T~5000 K Emission hauptsächlich im optischen und infraroten Spektralbereich

Beispiel: Entwicklung der Leuchtkraft und Ausdehnung der SN 1987A

Entwicklungsphasen eines Supernova-Überrestes SNR’s bestehen viele Tausende bis Hunderttausend Jahre und erreichen Ausdehnungen von einigen Hundert Parsec bis sie schließlich vollständig in der interstellaren Materie aufgehen. Dabei lassen sich mehrere Entwicklungsphasen unterscheiden: • Freie Expansion (200 bis 300 Jahre)

• Adiabatische oder Taylor-Sedov-Phase (~20000 Jahre) • Radiative oder „Schneepflug-Phase“ (bis 500000 Jahre) • Verschmelzung mit der interstellaren Materie

Freie Expansionsphase Die freie Expansionsphase ist dadurch ausgezeichnet, daß die Gashülle ohne Abbremsung (d.h. mit konstanter Geschwindigkeit) in den interstellaren Raum expandiert, wobei die Expansionsgeschwindigkeit in der Größenordnung von 10000 km/s liegt. Die vorhandene interstellare Materie stellt für diese Expansion kein Hindernis dar. Sie wird vielmehr durch das mit Überschallgeschwindigkeit einfließende, von der Supernova stammende Gas extrem stark aufgeheizt (T~ 10 bis 100 Millionen K) sowie durch Stoßionisation ionisiert.

Aufgrund der hohen Temperaturen erfolgt die Emission von Strahlung hauptsächlich in Form von thermischer Röntgenstrahlung.

Thermische Röntgenstrahlung des SNR 1987A, aufgenommen von Chandra

Adiabatische oder Taylor-Sedov-Phase Die sich in die ISM „fressende“ Stoßfront wird leicht abgebremst und die ungehindert nachlaufende Materie bildet eine zweite, innere Stoßfront aus, die ihre Richtung umkehrt, wenn die Dichte der ausfließenden Materie die Dichte des interstellaren Gases erreicht.

Reverse Shock Diese Erscheinung gehört der Taylor-Sedov-Phase an. Sie kennzeichnet die kontinuierliche „Abbremsung“ der Expansion des SNR’s. (L.I.Sedov, 1946; J.Taylor, 1955). Das ist dann der Fall, wenn die Masse der durch die Ejecta verdrängten interstellaren Materie größer wird als die einfließende Materie selbst. Die Wechselwirkungen, die im Bereich der Stoßfront auftreten, sind sehr komplex und energiereich und können dadurch hochenergetische (relativistische) Teilchen produzieren. Man vermutet zu Recht, daß auf diese Weise ein Teil der kosmischen Höhenstrahlung produziert wird.

Typische Zeitskala: 20000 Jahre

Radiative oder „Schneepflug-Phase“ In der sogenannten „Schneepflug-Phase“, die sich an die Sedov-Taylor-Phase anschließt, wird die im Supernova-Rest angesammelte kinetische Energie abgestrahlt, wodurch sie selbst kaum mehr zur Expansion beitragen kann. Schwere Atomkerne fangen nach und nach Elektronen ein, wodurch optische Strahlung frei wird, die sich gut beobachten läßt. Physikalisch entspricht das einer Kühlung. An der Grenzfläche zwischen der ISM und dem SNR bilden sich Instabilitäten aus, die letztendlich zu einer guten Durchmischung führen. Die weitere Ausdehnung ist dann nur noch rein thermodynamischer Natur und durch die hohe Temperatur im Innern der Gasblase (die ein Supernovarest nun mal darstellt) bedingt. Nach ungefähr 500000 Jahren hat sich der Supernovarest dann endgültig mit der interstellaren Materie vereinigt. Kühle, staubreiche Gebiete (Molekülwolken) können dann zu Geburtsstätten einer neuen Sterngeneration werden und das Spiel der Sternentwicklung beginnt von neuem.

Untersuchung der Verteilung schwerer Elemente in einem Supernova-Überrest Methode: Messung der für jedes Element charakteristischen Röntgenstrahlung Die charakteristische Röntgenstrahlung ist ein Linienspektrum von Röntgenstrahlung, welches bei Übergängen zwischen Energieniveaus der inneren Elektronenhülle entsteht und für das jeweilige Element kennzeichnend ist. Sie wurde durch Charles Glover Barkla entdeckt, der dafür 1917 den Nobelpreis für Physik erhielt.

Röntgenteleskop

Chandra-Weltraumteleskop

Gestartet 1999, 1.2 m genestetes Wolter-Teleskop

Röntgenemissionen einiger Elemente in Tycho‘s Supernova-Rest

Staubbildung in Supernova-Überresten Auch für die Staubbildung in Supernova-Überresten gilt die Theorie der homogenen und inhomogenen Keimbildung (Nukleation)  Staub kondensiert nur dann aus, wenn dafür die Bedingungen gegeben sind • Staubbildung setzt einige 100 Tage nach dem Supernova-Ausbruch ein

• Der Kondensationsprozeß startet bei ~1800 K (C) bzw. ~1200 K (Silikate) Während der ersten 1000 Tage sollten sich aus einem „Ursprungsstern“ (progenitor) von ~ 14 Sonnenmassen ~0.1 bis 1 Sonnenmasse „Staub“ bilden  neuere Untersuchungen gehen eher von einer geringeren Staubbildungsrate aus, die dann auch in etwa mit den Beobachtungen des Herschel-Weltraumteleskops koinzidieren (~0.6 Sonnenmassen bei einer progenitor-Masse von 40 Sonnenmassen)

Dieser Staub hat aber nur ~40000 bis 80000 Jahre bestand.

Zurücklaufende Stoßwelle Wenn die nach außen laufende (Überschall-) Stoßwelle auf die interstellare Materie (ISM) trifft, dann heizt sich diese auf mehrere Millionen K auf  Röntgenstrahlung Erreicht die Dichte der ausfließenden Materie die Dichte der ISM, dann entsteht zusätzlich eine nach „Innen“ laufende Stoßwelle (reverse shock), die das nachströmende Gas beim Durchlaufen komprimiert und aufheizt

Staubzerstörung durch sputtering

Nachweis von Staub in Supernova-Überresten

SN 1987A 48000 Lj

Zweithellste Supernova (IIb) aller Zeiten (-22 mag absolut, scheinbare Helligkeit Sonne -26 mag) Wenn die Entfernungsangabe in diesem Artikel stimmen würde, wären wir alle tot ...

Lichtkurve -> 20 Sonnenmassen Ni erforderlich progenitor -> über 100 Sonnenmassen

Nächstes Mal: Kosmischer Materiekreislauf / Sternentstehung