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26.01.2007 1
Supernova 1A
Seminar zur Experimentalphysik: Plasma, Teilchen, Weltall
Robert SeidelSN 1994d
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Überblick
1. Typen2. Vorgängerstern3. Supernovaexplosion4. Computer-Simulationen 5. Lichtkurven6. Zusammenfassung
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1.1 Typen von Supernovae
Spektrum ent-hält H-Linien?
ja nein
Supernova II Supernova I
IIa: H-Linie dominant
IIb: He-Linie dominant
Spektrum ent-hält Silizium?
nein
Ib: enthält viel He
Ic: enthält wenig He SN Ia
ja
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2.1 Vorgängerstern 1. Warum enthält das Spektrum keinen Wasserstoff, dafür
aber Silizium?
2. Warum ist die absolute Leuchtkraft von verschiedenen SN Ia annähernd gleich hell?
3. Warum beobachtet man keinen Sternenrest nach einer SN Ia?
4. Warum treten SN Ia in allen Galaxien, SN II jedoch hauptsächlich in jüngeren Galaxien auf?
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2.2 Weißer Zwerg
•Durchmesser: ca. 10.000 km
•Zusammensetzung: Kohlenstoff & Sauerstoff
•Masse: < 1,4 Sonnenmassen
Entartungsdruck Gravitationsdruck
Fermigas Ideales Gas
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3.1 Akkretion
• Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen• H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle• Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze
Roter Riese Weißer Zwerg
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3.2 FusionsreaktionenStartreaktionen
Hohe Coulombbarrieren hohe Zündtemperaturen und niedrige Reaktionsraten
T ≈ 7.108 K
≈ 2.109 g/cm³
() – Ketten effektiver
Es werden kaum schwerere Elemente als 56Ni erzeugt!
4 4 8 12 16 20 24 28 56He He Be C O Ne Mg Si Ni
4He 4He 4He 4He 4He 4He
12 12 20 4
12 12 16 4
16 12 24 4
16 16 28 4
2
C C Ne He
C C O He
O C Mg He
O O Si He
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3.3 Die letzten Sekunden
C & O – Verbrennung zu schwereren Elementen
Temperatur steigt an, Dichte bleibt konstant
Hohe lokale Energieerzeugungsrate (stark temp.abhängig)
Therm. Energie > Fermienergie Aufhebung der Entartung
Kern dehnt sich explosionsartig aus
Stern wird vollständig zerstört!
Es entsteht kein Neutronenstern
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3.4 BrennfrontenThermonukleare Fusion vorgemischten chem. Flammen
Wärmeleitung zunächst dominierend (Deflagration)
Flammengeschwindigkeit nur 100 km/s
Einsetzen von Turbulenz
Flammenoberfläche und Flammengeschwindigkeit vergrößert
Flammengeschwindigkeit ~10.000 km/s
Im dichten Zentrum Fusion zu Nickel
Fusion zu mittelschweren Elementen während Expansion
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3.5 Tiefeninformationen
SN 2002 bo
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4.1 Simulationen
Unterschiedliche Längen- und Zeitskalen
Akkretionsprozess Zündung Explosion
Flammendicke ca. 1mm Sterndurchmesser 10.000 km
Nur großskalige turbulente Verwirbelungen direkt auflösbar
Rechengitter von 512 x 512 x 512 Zellen à 7,9 km Länge
Startbedingungen
Temp.: 50.000 K; Dichte: 2900 t/cm³; je 50% C & O
Modell von Friedrich Röpke
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4.2 Simulationent = 0s t = 0,3s
Mehrfachzündungen von
Flammenkugeln
Hohe Temperaturen; Aschedichte niedriger als Rest Pilzform
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4.2 Simulationen
t = 2st = 0,6s
Bildung von Substrukturen; Oberflächenvergrößerung & Verbrennungsratenerhöhung
Scherströme erzeugen Verwirbelungen; Brennfront
erreicht Oberfläche
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4.2 Simulation einer SN
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5.1 LichtkurvenAbsolute Helligkeit: bis -19,5 mag
Radioaktiver Zerfall von 56Ni zu 56Fe verzögert Abkühlung
56Ni 56Co 56Fe + e+9 Tage 112 Tage
Ähnlicher Verlauf Standardkerze
10 Mrd. L
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6. Zusammenfassung
• SN Ia in Doppelsternsystemen• Weißer Zwerg explodiert vollständig• Simulation aufwendig aber annähernd
realistisch; Anfangsbedingungen noch willkürlich
• Standardkerzen
Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!
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Stoßwelle
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Fermienergie
5
3
1 2Fermi
mE K
R
2
Gravitation
mE G
R
gesamt Fermi GravitationE E E
1
3
12K
RG m
Masse-Radius-Verhältnis
Radius nimmt mit zunehmender Masse ab!
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Chandrasekhargrenze4
3
( ) 2 2Fermi relativistisch
mE K
R
2
5,571,44m M M