1

Neutronensterne, Pulsareund

Supernovaüberreste

Werner BeckerMax-Planck Institut für extraterrestrische Physik

Garching

web@mpe.mpg.dehttp://www.xray.mpe.mpg.de/~web

Vortrag gehalten am 20.Jan 03. im Seniorenstudium an der LMU München

Diese Powerpoint-Präsentation unterliegt dem Copyright des Autors. Es ist nicht gestattet diesen Vortrag oder Teile dieses Vortrages ohne Zu-stimmung des Autors zu veröffentlichen, zu vervielfältigen, zu verändernoder anderweitig zu verwenden oder weiterzugeben. Dies beinhaltet auch die Vorführung dieser Präsentation durch Dritte.

Werner Becker (web@mpe.mpg.de)

Garching, 21.Jan 2003

2

• Sterne unterliegen einer

Evolution

•• Im laufe von mehreren Millionen

von Jahren kann diese Molekühl-

wolke tausende von Proto-

sterne hervorbringen

Sternentstehung im Sternbild Adler

Sternentstehung im Sternbild Orion

3

• Der Verlauf der stellaren Evolution hängt im wesentlichen von der Masse

eines Sterns ab

•• Je massereicher ein Stern ist, desto kürzer ist seine Lebenszeit

• Das Endstadium eines Sterns hängt von seiner Ausgangsmasse ab !

• M ~ 1 – 8 Mo : Stern entwickelt sich zu einem weißen Zwerg oder

explodiert in einer als Typ Ia Supernova in einer sogen.

nuklearen C-Detonation

• M > 8 - 30 Mo : Stern entwickelt sich in Verbindung mit einer als

Typ Ib, Ic oder II klassifizierten Supernovaexplosion

zu einem Neutronenstern

• M > 30 Mo : Stern kollabiert zu einem Schwarzen Loch

Wenn die Temperatur im Innernsten der kollabierenden Zentralregion 1,5 Milliarden K erreicht, beginnen die Neonatome zu verschmelzen. Sie bilden ein Sauerstoff-Magnesium-Gemisch.

Das Sterninnere ähnelt allmählich einer Zwiebel, wobei die konzentrischen Schalen verschiedener Elemente zur Mitte hin eine immer größere Dichte aufweisen

Noch sieben Jahre :

4

Wenn die Temperatur im Sterninnern auf mehr als zwei Milliarden K klettert, verschmelzen die am dichtesten gepackten Sauerstoffatome zu Silizium und Schwefel.

Konzentrische Schalen mit Wasserstoff und Helium, Kohlenstoff, Neon und Sauerstoff umschließen diese neu gebildeten Elemente

Noch ein Jahre :

Neon / Magnesium

Magnesium / Sauerstoff

Wasserstoff / Helium

Kohlenstoff

Die weitere Kontraktion erzeugt Temperaturen von mehr als drei Milliarden K. Im Zentrum verschmelzen Silizium und Schwefel zu Eisen, das eine enorm dichte Kugel von etwa 1,44 Sonnenmassen bildet. Da die Struktur der Eisenkerne eine energieliefernde Fusion zu noch schwereren Elementen nicht zulässt, ist dies das letzte zentrale Brennen.

Noch einige Tage:

Neon / Magnesium

Magnesium / Sauerstoff

Wasserstoff / Helium

Kohlenstoff

Eisen

5

Am Ende der zentralen Fusionsprozesse beginnt die letzte Phase des Sterns mit dem Gravitationskollaps. Die Eisenkugel stürzt mit mehr als 70 000 km/s – fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit in sich zusammen. Die Temperatur steigt auf 100 Milliarden K, während die anfänglich Erdgrosse Eisenkugel auf einen Durchmesser von etwa 15 km schrumpft.

Die Atomkerne des Eisens sind jetzt so dicht zusammengepresst, dass sie einander eindringen und verschmelzen.

In der unglaublichen Hitze bilden sich riesige Mengen von Neutrinos die vorübergehend in der dichten Zentralkugel gefangen sind.

Die Abstoßungskraft zwischen den Partikeln überwindet nun die Schwerkraft und der Stern explodiert.

Noch Zehntelsekunden:

komprimierter Eisenkernkomprimierter Eisenkern

Die Explosion schleudert mit einer Stoßwelle Materie aus dem Zentralbereich heraus. Diese Explosionswelle jagt durch die Siliziumschale und erhitzt sie, wobei ein Teil ihrer Atomkerne zu radioaktiven Isotopen von Nickel und anderen Elementen verschmilzt.

Wenn die Stoßwelle die weiteren Schalen durchrast, entstehen auch hier neue Elemente.

Millisekunden danach:

6

Die Explosion setzt 99.5% ihrer Energie in Form von Neutrinos frei. Als erstes Anzeichen der Sternexplosion durchdringen sie mühelos die äußeren Sternschichten, lange bevor die Stoßwelle hier anlangt.

Während die Stoßwelle einen Teil der Materie der Zentralregion ins All hinausschleudert, bleibt im Innern eine winzige und überdichte Kugel zurück, die fast nur aus Neutronen besteht:

Ein Neutronenstern ist geboren.

Sekunden danach:

Neutronenstern

Im Gefolge des Neutrinoausbruchs durchbrechen Stoßwellen die Sternoberfläche und reißen mehrere Sonnenmassen neu entstandener Elemente mit ins All.

Diese expandierende Materiewolke wird Jahrtausende sichtbar bleiben.

Die Stoßwellen schwächen sich ab, je weiter sie sich vom Zentrum der Explosion entfernen, aber sie komprimieren im Umkreis von Lichtjahren die interstellare Materie und tragen so dazu bei, dass eine neue Sterngeneration entsteht.

Stunden danach:

Umfang des Vorgängersterns

Neutronenstern

7

• SNR CAS-A: Historische SN aus dem Jahre 1667

• Neutronensterne kennzeichnen das Endstadium der Sternentwicklung.

• Sie werden heiß, mit einer Temperatur von etwa 1 Milliarde Grad in

Supernovaexplosionen geboren.

SNR CAS-A

8

Baade & Zwicky (1934)

“With all reserve we advance the view that a super-novarepresents the transition of an ordinary star into a neutronstar. Such a star may possess a very small radius and anextremely high density.”

Proceedings of the US National Academyof Sciences

Extreme Sternparameter:

• Kosmische Dynamos (Kraftwerke) die als Pulsare beobachtbar sind

• Neutronensterne sind also gleichsam gigantische Atomkerne in den

Weiten des Universums

Radius 10 km

Masse 1,4 Sonnenmassen

Dichte 1 Milliarde Tonne pro cm3

Gravitation 10 Billionen g

Magnetfelder 100 Millionen Tesla

Rotationsperiode Millisekunden bis Sekunden

Temperatur 105 bis Milliarden Grad (in statu nascendi)

• Welche Eigenschaften hat nun ein Neutronenstern ?

• Landau 1932: Neutronensterne –> unheimliche Sterne

9

• Was passiert wenn man die Sonne

auf einen Radius von 10 km

schrumpft ?

• Wie kann man die starken Magnetfelder und die schnellen Rotations-

perioden der Neutronensterne verstehen ?

• Parameter der Sonne:

• Drehimpulserhaltung: -> Rotationsperiode des Neutronensterns

• Rotationsperiode liegt im Bereich von ~ Millisekunden

10

• Erhaltung des magnetischen Flusses: -> Neutronensternmagnetfeld

• Magnetfeldstärken liegen im Bereich 109 – 1013 Gauss

• Pulsare sind stark magnetisierte und schnell rotierende Neutronensterne,

die ihre Strahlung entlang sehr schmaler

Strahlungskegel abgeben.

• Neutronensterne sind als Pulsare beobachtbar

Rotationsachse

Gebeamte Strahlung

Magnetfeldlinien

11

Entdeckung von Neutronensterne als Radiopulsare:

Für die Entdeckung der Radiopulsare gab es 1974 den Nobelpreis für Physik

Entdeckung von Neutronensterne als Radiopulsare:

Radiopulse

12

Wie kommt es zur gepulsten Strahlung ?

(kleines Experiment -- rotierende Lichtquelle)

Pulsare sind rotationsgetrieben, d.h. die von ihnen abgestrahlte Energie entspricht der Abnahme der Rotationsenergie (Gold 1967; Pacini 1967,68)

• Rotationsperiode 33 ms

• Entfernung 6000 Lj

Vela-Pulsar (P=89 ms)

ms-Pulsar (P=1.6 ms)

Crab-Pulsar (P=33 ms)

ROSAT HRI 0.1-2.4 keV

• Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054)

13

• Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054)

• Der Crab-Pulsar im Krebs-Supernovaüberrest: (SN 1054)

Krebs-Nebel mit Pulsar: (Radio, optisch, Röntgen)

14

• Röntgenbeobachtungen von Pulsaren:

• Röntgenstrahlung wird in der Erdatmosphäre absorbiert

• Die Beobachtung stellarer Röntgenquellen ist nur mit Ballonexperimenten oder satellitengestützten Röntgen-observatorien möglich.

Aschenbach & Bräuninger et al. 2000

XMM-Newton (0.2 -15 keV)

Strüder et al 2000

EPIC PN-CCD

ESA

15

Schaudel, Becker & Aschenbach 2002

• Supernovaüberrest RCW 103

Vela and friends: Puppis-A

Red: 0.3 – 0.7 keVGreen: 0.7 – 2 keVBlue: 2.0 – 1 0 keV

Becker & Aschenbach 2002, astro-ph/0208466

ROSAT HRI

XMM

16

• Studium kühlender Neutronensterne:

Monogen Nebel

• Studium kühlender Neutronensterne

• Die thermische Evolution von Neu-tronensternen hängt sehr stark von den physikalischen Eigenschaften der hoch-dichten Materie im Neutronenstern ab, die jedoch nur schlecht bekannt sind.

• Neutrinokühlung ist der wesentliche Emissionsverlustprozess für die ersten ~100 000 Jahre im „Leben“ eines Neu-tronensterns.

• Danach überwiegt die Kühlung durch Abstrahlung thermischer Photonen von der Oberfläche des Neutronensterns

• Schnelles Abkühlen der Neut-ronensterne im Falle einer ge-steigerten Neutrinoemission

17

• Studium kühlender Neutronensterne: PSR 0656+14

• Röntgenobservatorien wie ROSAT und XMM-Newton erlauben die Messung der Emissionsspektren von Neutronensternen, und daraus die Bestimmung der Neutro-nensternoberflächentemperatur (Schwarzkörperspektren TS und TH).

• Studium kühlender Neutronensterne:

• Die thermische Evolution von Neu-tronensternen hängt sehr stark von den physikalischen Eigenschaften der hoch-dichten Materie im Neutronenstern ab

• Neutrinokühlung ist der wesentliche Emissionsverlustprozess für die ersten ~100 000 Jahre im „Leben“ eines Neu-tronensterns.

• Danach überwiegt die Kühlung durch Abstrahlung thermischer Photonen von der Oberfläche des Neutronensterns

18

23 davon sind Millisekundenpulsare

52 rot. getr. Pulsare im Röntgenbereich detektiert

12 dieser ms-Pulsare befinden sich im Globular Cluster 47 Tuc

1 ms-Pulsar im Globular Cluster M28

Zur Entstehung von Millisekundenoulsaren

Becker, Swartz, Pavlov et al 2002

3 observationsJuly - October 2002 ACIS-S/Bi

M28 from DSS2

• Der Millisekundenpulsar 1821-24 im Sternkluster M28

19

• Der Millisekundenpulsar 1821-24 im Sternkluster M28

ROSAT HRI

PSR 1821-24

46 X-ray sources of which 12 liewithin one core radius of thecluster center

• Der Millisekundenpulsar 1821-24 im Sternkluster M28

Pulsarspektrum ist sehr hart und wird von nicht-thermischer Röntgen-emission dominert

Evidenz eines Linienfeatures im Pulsarspektrumwelches man als Zyklotronlinie interpretieren kann, wobei das benötigte Magnetfeld jedoch ca. 100 mal so stark sein muss wie nach den Rotations-parametern erwartet.

Bsurf ~ 100 x BdipolBecker, Swartz, Pavlov et al 2002

20

Tag der offenen Tür

der Forschungsinstitute in Garching:

Oktober 2003

Wir freuen uns über ihren Besuch im MPE !