Supernovae - ZAH, Landessternwarte Königstuhl · Massereiche Sterne 9 < M < 25 M S enden in einer Supernova + Neutronenstern Krebsnebel Messier 1 Expandierende Filamente + blaues

Supernovae

Max Camenzind

Akademie HD 2017

Unsere Themen • Die Entwicklung massereicher Sterne zur

Supernova-Explosion.

• Es gibt verschiedene Typen von Supernovae.

• Historische Supernovae.

• Video: MPA Garching – Was sind Supernovae?

• Die Core-Kollaps Supernova – Rolle der Neutrinos.

• Moderne Supernova-Suche.

Wann entstehen Supernovae?

9 Sonnenmassen

Lebenszyklus Sterne

Video

Entwicklung Sterne in Tc & rc

C/O Weißer Zwerg

Core-Kollaps

Fe/Ni Core NStern

Schwarzes Loch

Kovetz et al. 2008 Stern-Entwicklung auf dem Computer

He WZ

Sonne heute

Masse

Si-burn

pre-

MS

Massereiche Sterne

9 < M < 25 MS enden

in einer Supernova

+ Neutronenstern

Krebsnebel Messier 1 Expandierende Filamente + blaues Kontinuum

Pulsar als Zentralstern

Typen von Supernovae

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Supernova 2011fe in M 101 mit PTF

Supernova 2011fe

in M 101 mit

SBIG

Supernova 2014J in M 82

Supernovae vermessen den Kosmos

2 Typen von Supernovae

Supernova

Typ Ia

160 Tage

Spektroskopie SNe

Supernova Lichtkurven Typ Ia/c

Typ Ic

MNi ~ 4 MS

Historische Supernovae Datum Konstellat Sichtbar Remnant Helligkeit Beobtng NS

AD 185 Centaurus 1 yr RCW 86 Mars China ?

AD 386 Sagittarius 3 Mon G11.2 –0.3 ? China np

AD 393 Scorpius 8 Mon ? Jupiter China ?

AD 1006 Lupus 3 yr SNR 1006 10 x

Venus

China,

Japan

n

AD 1054 Taurus 21 Mon Crab Venus China, np

AD 1181 Cassiopeia 6 Mon 3C 58 Sirius China np

AD 1572 Cassiopeia 18 Mon Tycho SNR Venus EU, Chi, Ia

AD 1604 Ophiuchus 12 Mon Kepler

SNR

> Jupiter EU, Chi Ia

AD 1670 Cassiopeia ? Cas A SNR --- ? n

AD 1987 LMC, Süd > 20 a SN87A m ~ 4 Chile --

RC

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Pulsar

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Nebel

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Pulsar

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Thermische

Filamente

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mit Pulsar

Tychos Supernova von 1572

430 Jahre später (Chandra)

Der neue Stern

am 11.11.1572 [Flammarion 1880]

Tych

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Supernova Tycho Brahe

• Wie sah der Vorläuferstern der berühmten Supernova aus, die vom dänischen Astronomen Tycho Brahe vor 445 Jahren beobachtet wurde? Einig sind sich Astronomen heute, dass an der damaligen Explosion ein Weißer Zwergstern beteiligt war. Eine jetzt vorgestellte Untersuchung deutet darauf hin, dass hier sogar zwei Weiße Zwerge verschmolzen sind.

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NS: T =

1,5 Mio. K

Historische Supernovae

Supernovae veränderten das Weltbild

Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China

Sanduleak -69 202

Large Magellanic Cloud

Distance 50 kpc

(160.000 light years)

Tarantula Nebula

Supernova 1987A

23 February 1987

SN 1987A

Lichtkurven Neutronenstern?

Sup

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HST

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Supernova 1987A / Chandra X-ray observatory, 2000

Keine Evidenz für Neutronenstern ?

Shock-Welle trifft auf inneren Ring und erzeugt Röntgenstrahlen

Rot: Alma (Staub)

Grün: Hubble

Blau: Chandra

Supernova-Mechanismen Typ Ia

The graphic depicts a light curve of the newly discovered Type Ia supernova, KSN 2011b, from NASA's Kepler spacecraft. The light curve shows a star's brightness (vertical axis) as a function of time (horizontal axis) before, during and after the star exploded. The white diagram on the right represents 40 days of continuous observations by Kepler. In the red zoom box, the agua-colored region is the expected 'bump' in the data if a companion star is present during a supernova.

Massereiche Sterne Typ II Supernovae

Zwiebelschalenstruktur Sterne

Computer Simulationen

benötigen ein

Anfangs-modell aus der Stern-

entwicklung

100 1000 10.000 100.000 km

Profile des Ausgangssterns

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Fe-Ni Weißer Zwerg

arXiv:1708.04154

Profile des Ausgangssterns

Iron Core

Profile des Ausgangssterns

Iron Core

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Photodesintegration Instabilität

Prinzip Supernova-Mechanismen Typ II

Iron Core-Kollaps Proto-NS Bildung

Rückprall durch QCD Schock-Expansion Liftoff Sternhülle

Zentrale Frage: Wie kann die Schockfront wiederbelebt werden?

Prozesse: Rel. Gravitation Neutrino-Diffusion Konvektion n-Heizung Standing Accretion

Shock Instab. SASI

Physik: Kernprozesse Rotation

Magnetfelder

Exploding Model - Entropie

x [100 km] Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Schnelle Rotation – Keine Explosion

Exploding Model - Entropie

x [100 km] Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Schnelle Rotation – Keine Explosion

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Schock- Radius im Vgl.

2D vs. 3D Modelle

Neutrino-Leuchtkraft & -Energie

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Neutronenstern-Radius & -Akkretion

Zeitent-wicklung

der gain layer mass,

Neutrino-Heizung

und Neutrino-

Heizung pro gain layer

mass

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Spezifischer Drehimpuls

2D Modelle

3D Modelle

Schnelle Rotation – Keine Explosion

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Janka, 2017: arXiv:1708.04154

Schnelle Rotation – Keine Explosion

Moderate Rotation Explosion

Das stellare Gas zeigt nicht nur das durch die Neutrinoheizung erwartete wilde Brodeln und Blubbern mit den dafür typischen aufsteigenden Blasen, ähnlich wie bei sprudelnd kochendem Wasser (wird als "Konvektion" bezeichnet.) Die Wissenschaftler sahen im Sterninneren zusätzlich auch heftige, große Schwipp-Schwapp-Bewegungen, die zeitweise sogar in schnelle, kraftvolle Rotationsbewegungen übergehen. Ein solches Verhalten war zwar vorher bereits bekannt und hatte die Bezeichung "Akkretionsstoßinstabilität" (oder "SASI" vom englischen "Standing Accretion Shock Instability") erhalten. Diese Bezeichnung soll ausdrücken, dass die Supernovastoßwelle nicht kugelförmig bleibt, sondern starke, pulsierende Asymmetrien ausbildet, die aus kleinen Störungen oszillierend anwachsen. Dies war aber bislang nur in vereinfachten und unvollständigen Modellrechnungen beobachtet worden.

Die SASI Instabilität im Labor Kreisförmiger Wasserfluss, der sich aus einem ringförmigen Reservoir speist, über eine gekrümmte Ebene radial auf ein zentrales Rohr zubewegt und dort abströmt.

Vom Rohr her bildet sich ein Rückstau, der zu einem Sprung der Wasserhöhe führt. Das Wasser entspricht dem kollabierenden Gas im Supernovakern, das Rohr dem Materie aufsammelnden Neutronenstern und die Wasserstufe dem im stellaren Kern verharrenden Supernovastoß. Unter idealen Bedingungen bleibt die Wasserstufe nahezu kreisrund.

Wird der Wasserfluss erhöht, kommt es zu einer Brechung der Symmetrie, wenn in einer Instabilität kleine Störungen oszillierend anwachsen und zu starken Schwipp-Schwapp-Bewegungen der gesamten, von der Wasserstufe umschlossenen Region oder sogar zu Drehbewegungen führen. [Bildrechte: Thierry Foglizzo, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA]

Video: Supernovae MPA Garching

Conclusio nach Janka et al. 2017

• 3D Modelle der Neutrino-getriebenen Supernovae zeigen nicht immer eine Explosion, trotz raffinierter Behandlung des Neutrino-Transportes.

• 3D Modelle mit Rotation sind sehr komplex und verbrauchen enorme Ressourcen.

• Extreme Rotation verhindert eine Explosion, da sich eine Spiralstruktur in der Äquator-ebene ausbildet.