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.
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
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 --
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.
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
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
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.
100 1000 10.000 100.000 km
Profile des Ausgangssterns
Janka, 2017: arXiv:1708.04154
Fe-Ni Weißer Zwerg
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
Zeitent-wicklung
der gain layer mass,
Neutrino-Heizung
und Neutrino-
Heizung pro gain layer
mass
Janka, 2017: arXiv:1708.04154
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]
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.