Bad Neuenahr, 25. November, 20021

Bad Neuenahr, 25. November, 20022

2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne

3. Sternentwicklung und -tod

4. Supernovae und ihre Eigenschaften

5. Historische Supernovae

7. Gefahren und nahe Kandidaten

6. Bedeutung der Supernovae

1. Globale kosmische Gefahren

3

Klasse Risiko Vorwarnzeit

Kollision Asteroid (NEOs) 0 - 100 a

lang-periodischer Komet30 d - 2 akurz-periodischer Komet300 d - 10 a

Bahnstörung Stern 1 000 000 a

Weißer Zwerg 100 000 aBrauner Zwerg 10 000 aNeutronenstern 1 000 aschwarzes Loch 10 a

Strahlung solare Flares 0 - 3 dnahe Supernova-Explosion 0 - 100

000 anaher GRB 0

Globale kosmische Gefahren

4

1997 XF11, NEO Asteroid, ca. 2 km groß, Kollision mit der Erde wurde (fälschlicherweise) für 2028 vorhergesagt

Komet Hyakutake: Zeit zwischen Entdeckung (31 Januar 1996) und größter Erdannäherung (0.1 AE) am 25 März 1996: 54 Tage

Gliese 710: K7-Typ Hauptreihenstern (0.42 M), z. Zt. 60 Lj entfernt, wird sich in 1.5 Millionen Jahren auf 1 Lj annähern (Hipparcos)

1 AE (Astronomische Einheit) = mittlerer Abstand Erde - Sonne

149.5 Millionen km1 Lj (Lichtjahr) = vom Licht in einem Jahr zurückgelegte Entfernung

9.5 Billionen km

5

Kollisionen jedoch extrem unwahrscheinlich:

• Jupiter mit seiner großen Masse

ist unser ‘Abfangjäger‘

• Wahrscheinlichkeit für zentralen

Treffer sehr gering (Himmelskörper bewegen

sich immer auf elliptischen Bahnen)

6

Kernfusion: Energiequelle der Sonne

Atome: Kern und ‘Elektronenhülle‘

Kern : Protonen und Neutronen

Protonen : positiv geladen

Neutronen : ungeladen

Elektronen : negativ geladen

Atome : 10-9 cm = 10-11 m

Kern : 10-12 cm = 10-14 m

Elektron : 10-11 m = 10-15 m

7

12756 km

1.4 Mio. km3476 km

8

Die Zutaten: Wasserstoff, Deuterium, 3Helium, Helium

Wasserstoff

1 Proton +

1 Elektron –

Deuterium

1 Proton +

1 Neutron

1 Elektron –

3Helium

2 Protonen + +

1 Neutron

2 Elektronen – –

Helium

2 Protonen + +

2 Neutronen

2 Elektronen – –

p

e-

e-

np

e-

np p

e-

e-

npp

e-

n

9

Energie der Sonne: Kernfusion

2cmE 4 × H : 4 × 1.008 = 4.032

1 × He : 4.004

Massenzahl

Massendifferenz = Energiedifferenz: 7 ‰

22 4007.0 cmcmE p

1 g Wasserstoff (6 · 1023 Atome) liefert somit 6.3 ·1018 erg = 175 000 kWh

5 Jahre Einfamilienhaus heizen ...

jedoch benötigt: Temperatur von ~ 107 K

mp = 1.6725 ·10-24 g

10

1H+ + 1H+ 2D+ + e+ +

2D+ + 1H+ 3He2+ +

3He++ + 3He++ 4He++ + 1H+ + 1H+Nebenprodukte (welche die Überschuß-

Energie mitnehmen):Positronen e+ Neutrinos Gammastrahlen

Proton-Proton-Reaktionen:

11

Komplizierter: Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus

Nebenprodukte auch hierbei:Positronen e+ Neutrinos Gammastrahlen

gefährlich ungefährlich gefährlich

12

Masse = Energie

Kernfusion

Kernspaltung

13

Sonne: pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 562.8 Millionen Tonnen Helium; sie wird pro Sekunde um 4.2 Millionen Tonnen ‘leichter‘.

Also ‘Massendefekt‘ laut Einstein:

E = m · c2 = 4.2 ·109 kg (3 · 108 m s-1)2 = 3.8 · 1026 J

und somit gesamte Leuchtkraft der Sonne (Energie pro Zeiteinheit):

L = 3.8 ·1026 J s-1 = 3.8 ·1026 W

Bisher, d.h. nach ~4.5 ·109 Jahren, ca. ¹/3 des Wasserstoffs verbraucht; kann noch einige Milliarden Jahre ‘brennen‘

14

15

Polarlichter

Unsere Erdatmosphäre schützt uns vor tödlicher Strahlung!

16

Sternentwicklung und -tod

Sonne:

• Durchmesser

R = 1.4·106 km

• Masse

M = 1033 g

• Leuchkraft

L = 1033 erg s-1

• Temperatur

T = 5800 K

(Photosphäre)

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- 10 Millionen Jahre Fusion von Wasserstoff zu Helium

- 1 Millionen Jahre Fusion von Helium zu Kohlenstoff

- 6000 Jahre Fusion von Kohlenstoff zu Neon, Magnesium, Natrium

- 7 Jahre Fusion von Neon zu Sauerstoff

- 1 Jahr Fusion von Sauerstoff zu Silizium

- 3 Tage Fusion von Silizium zu Eisen

- wenige Zehntel Sekunden bis zum Zusammenbruch des Eisenkerns, bei dem die Helligkeit auf das 109-fache steigt (Supernova-Ausbruch)

- Neutronenstern

Massive Sterne (Anfangsmasse > 7 M):

18

Sterntod: - Weiße Zwerge (Restmasse < 1.4 M)

Dichte 107 g cm-3

- Neutronenstern (Restmasse 1.4 ··· 3 M)Dichte 1013 g cm-3

- Schwarzes Loch (Restmasse > 3 M)unendliche Dichte (klassische Physik greift nicht mehr)

Sterne mit Anfangsmasse < 7 M Weiße Zwerge

Sterne mit Anfangsmasse > 7 M Supernovae

Erde: mittlere Dichte 5.5 g cm-3

19

Der unspektakuläre Sterntod:

Hauptreihenstern

Roter Riese

Planetarischer Nebel

Weißer Zwerg

20

Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg: Planetarische Nebel

21

Stabilität der Sterne: Fusionsenergie vs. Gravitationsenergie

Chandrasekhar-Grenze: nur Sterne mit M < 1.4 M können stabile Zwergsterne werden; Sterne mit M < 1.4 M kollabieren weiter zu Neutronensternen

Sterne mit Restmasse M > 1.4 M: Materie wird so stark verdichtet, daß über den “inversen -Zerfall“

p + e- n +

ein Neutronengas entsteht; Dichte: 1013 g cm-3

Neutronenstern = Pulsar

22

Pulsare

Radius ~10 km

Masse ~ 1 ··· 2 M

Magnetfeld ~ 1012 G

1.4 Hz 11 Hz 30 Hz 174 Hz 642 Hz

23

Supernovae und ihre Eigenschaften

Hauptreihenstern

Roter Riese

Supernova

24

Supernovae vom Typ II:

Überriese mit Anfangsmasse 7 ··· 100 M bildet im Zentrum einen Zwergstern-Kern.

Aus He-Fusion folgt eine Sequenz schneller Fusion von

C O Ne Mg Fe

Supernova-Explosion

Für Eisen nicht genug Fusionsenergie vorhanden; der Eisenkern kollabiert, erhitzt sich dabei extrem und expandiert durch seine immer weiter steigende Temperatur

hereinstürzende Materie prallt ab Schockwelle nach außen

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Supernovae vom Typ Ia:

Massentransfer von Begleiterstern auf einen Weißen Zwerg in einem Binärsystem:

A) Zwergstern unterhalb Chandrasekhar-Limit (1.4 M)

B) normaler Stern

‘wenn das Faß überläuft‘:

Zwergstern wird über

Chandrasekhar-Grenze

gezwungen nukleare Detonation

Supernova-Explosion

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Supernova-Explosion:

Kernfusion in Sternen funktioniert nur bis zum Element Eisen

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Erneute Kernfusion resultiert in einer Flut von Neutronen

Implosion und nachfolgende Explosion erzeugt Elemente höher als Eisen

SN II erzeugen alle Elemente bis zum Uran (Erdwärme!)

Hauptelement: Nickel, zerfällt via 56Ni 56Co 56Fe , e+,

Radioaktiver Zerfall:

Halbwertszeit von 56Co: = 78.7 d

immer gleiche Helligkeits-abnahme

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Supernova-Eigenschaften

Max. Helligkeit:

Typ II: MV = -18.0 (109.3 L)

Typ Ia: MV = -19.5 (109.9 L)

Gesamte Energieabgabe : Etot = 1051 erg (wie Sonne über gesamte Lebensdauer)

Neutrinos : Etot = 1053 erg ! (wechselwirken ‘nicht‘)

1 kWh = 3.6 · 1010 erg

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~1025 Atombomben ....

Strahlung über das gesamte Spektrum

Radio, NIR, optisch, UV, X-ray, + energetische Teilchen (CR, )

Massenausstoß: Schale mit Ms ~ 0.1 M ··· 10 M

Anfangsgeschwindigkeit der Stoßwelle: vs ~ 10 000 km s-1

2

2

1ssME

M = 1 M

E = 1051 erg

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Historische Supernovae

Entd.-Jahr Max. Hell. Sternbild D [Lj]

185 -6m Centaurus 4350

386 -3m Scorpius 15000

1006 -10m Lupus 4300

1054 -6m Taurus 6000

1181 -1m Cassiopeia 8000

1572 -4m Cassiopeia 9200

1604 -3m Ophiuchus 13600

1671 (?) +6m (?) Cassiopeia 8600

31

4.7.1054: Explosion im Sternbild Krebs

Helligkeit m = -6m

23 Tage lang mit bloßem Auge auch am Taghimmel sichtbar

Aufzeichungen eines chinesischen Astronomen

32

Vela-SNR Alter > 30 000 Jahre (?) D = 770 Lj

Cygnus-SNR Alter ~20 000 Jahre D = 2400 Lj

33

10 Lj

20 Lj

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SN 1987a: Supernova vom Typ Ia in der Großen Magellanschen Wolke 24.2.1987

Entfernung 150 000 Lichtjahre

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Bedeutung der Supernovae

• Lieferant schwerer Elemente (bis Uran)

• Mechanismus zur Verteilung schwerer Elemente im inter-stellaren Medium (Galaxien) und im intergalaktischen Medium Galaxienhaufen)

• ‘Standardkerzen‘ für die Analyse der kosmologischen Expansion

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Transport schwerer Elemente über Galaktische Winde:

Gas strömt mit v 1000 km s-1 aus den Galaxien

wenn v > Entweichgeschwindigkeit Anreicherung des intergalaktischen Raums mit schweren Elementen

37

Heißes (107 K) Gas in Galaxienhaufen

X-rays and optical

von frühen Galaxien aus-geworfen?

38

‘Standardkerzen‘ zur Entfernungsbestimmung und Analyse der kosmischen Expansion

... beschleunigte Expansion!

39

Wie findet man die Biester?

40

41

Gefahren und nahe Kandidaten

• SN Ia: - und X-rays ~1034 W = 1041 erg s-1

• SN II: - und X-rays ~1032 W = 1039 erg s-1 Hauptgefahr:

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Scheinbare und absolute Helligkeit

Definition : m = 0.0 für Wega ( Lyr)

I0 3.5 ·10-8 W m-2

Sirius : m = -1.5

Sonne : m = -26.5 (1010 mal heller als Sirius)

Objekt Äquivalententfernung

Sonne 1AU = 1.5·1011 m

SN Ia 1.2 Lj = 1.2·1016 m

SN II 0.6 Lj = 1.2·1015 m

Sichtbares Licht

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Röntgen- und -Strahlung

Berechnung der tödlichen Dosis:

Fluß = in die Kugeloberfläche 4 ·r2 abgestrahlte Leistung P

= Energie E / Fläche A / Zeit t

24 r

tPAE

Empfangene Äquivalentdosis = Fluß × Fläche (z.B. des menschlichen Körpers der Masse m)

mr

tAPQ

m

EQD abs

Q

24

Q = ‘Qualitätsfaktor‘ (biologische Wirkung)

isotrope Strahlung

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Name Einheit Definition

Aktivität 1 Becquerel 1 Zerfall pro s

Energiedosis D 1 Gray 1 Joule absorbierte Energie pro kg

Ionendosis 1 C/kg 1 Coulomb pro kg= 3.88 ·103 R (Röntgen)

Äquivalentdosis DQ 1 Sv (Sievert) 1 J kg-1 = 100 rem

Dosimetrische Größen:

Strahlenart Q Röntgen-, 1 -Strahlen bis 3 MeV 1 Neutronen 10 -Strahlen 20 schwere Teilchen 20

45

"Eine Methode zur Messung von Röntgen-,

Radium- und Ultrastrahlung nebst einige

Untersuchungen über die Anwendbarkeit

derselben in der Physik und der Medizin.

Mit einem Anhang enthaltend einige Formeln

und Tabellen für die Berechnung der

Intensitätsverteilung bei Gamma-Strahlungsquellen"

Professor Rolf Sievert, 1898-1966

46

Wirkung auf den Menschen (Jahr):

DQ [Sv] Effekt

< 0.05 unbedenkliche Jahresdosis

< 0.25 keine meßbaren Effekte

0.25 - 1 tempöräre Abnahme weißer Blutzellen

1 - 2 Übelkeit, Erbrechen, länger andauernde Abnahme weißer Blutzellen

2 - 3 Erbrechen, Durchfall, Appetitlosigkeit, Teilnahmslosigkeit

3 - 6 Erbrechen, Durchfall, Blutungen, evtl. Tod

> 6 Tod in fast allen Fällen

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‘alltägliche‘ Radioaktivität (pro Person):

• durchschnittliche künstliche Strahlenbelastung: ~1 mS / Jahr

• natürliche Strahlenbelastung (Deutschland):~2 mS / Jahr

• Trinkwasser (14C, 40K) : 0.25 mS / Jahr

• Röntgenunters. d. Lunge : 0.2 mS

• Fall-out (60‘er Jahre) : 0.25 mS / Jahr

• Flug Europa - USA : 0.05 mS

• Fernsehen/Leuchtfarben : 0.02 mS / Jahr

• Kernanlagen : 0.01 mS / Jahr

• nach Tschernobyl : 0.5 mS / Jahr (BRD)

48

Ingo

lstad

t

Zugsp

itze

49

Abschätzung der Zeitspanne bis zur lethalen Dosis DQ = 6 Sv mit SN Ia und SN II (ohne Abschirmung)

24r

AP

Dmt

Q

Entfernung SNIa SN II

3 Lj 113 m 36 h

30 Lj 19 h 15 d

50 Lj 1.9 d 1 a

300 Lj 78 d 42 a

800 Lj 1.5 a -

3000 Lj 21 a -

m = 75 kg

A = 0.6 m2

Q = 1

P = 2 · 1034 W (SN Ia)

P = 1 · 1032 W (SN II)

50

Objekt F [W m-2] Band[keV] Entfernung

Sonne (Flare) 6 ·10-4 0.6 - 12.4 1AU

SN 1987a (II) 8 ·10-14 6 - 28 500 000 Lj

SN 1993j (II) 8 ·10-14 1 - 10 11 MLj (M81)

SN 1998bw (Ia) 8 ·10-14 2 - 10 130 MLj

Cas A (SNR) 5 ·10-18 0.1 - 0.5 9000 Lj

Röntgenstrahlung von Supernovae: sehr unterschiedlich!

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Welche Entfernung müssen diese SNe haben, um am Ort der Erde denselben Röntgenfluß zu erzeugen wie ein solares Flare?

SNNS

crit

critSNSN

rI

Ir

rIrI

22

Objekt rcrit [Lj]

SN 1987a (II) 6

SN 1993j (II) 50

SN 1998bw (Ia) 800

Cas A (SNR) 0.0011 Lj

Gefahr auch für Kommunikation, Internet ....

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Neutrinos?

Hier muß man etwas genauer rechnen ...

In wenigen Sekunden werden ca. 1057 Neutrinos abgegeben

E ~ 10 - 30 MeV

E = Eabs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht!

SN 1987a lieferte (am Ort der Erde) einen Neutrino-Fluß von

= 5 ·1014 m-2 s-1

Vergleichbar dem der Sonne. Bei Röntgenstrahlen und ‘s konnte E = Eabs angenommen werden. Das geht hier (Gott sei Dank) nicht!

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Gesamtzahl N derNeutrinos, absorbierte Energie dann

n = Teilchendichte im menschl. Körper (~1023 cm-3)das meiste H2O, aber auch C, O, N

A = Querschnittsfläche des menschl. Körpers (0.6 m-2)

l = Tiefe des menschl. Körpers (30 cm)

E = Gesamtenergie der‘s, korrigiert für die Verdünnung (4·r2)

= Wirkungsquerschnitt der‘s (10-44 cm-2)

mr

lnAEQ

m

EQD

SNabsQ

2

,

4

Äquivalentdosis:

54

DQ = 6 Sv wird bei r = 170 AU erreicht (Pluto: ~ 40 AU)

kein Problem ...!

Qcrit Dm

AlnEQr

4

... und somit die kritische Entfernung rcrit

55

Erdatmosphäre?Wirkung des Staudrucks auf die Erd-

atmosphäre (‘Abblasen‘)

2 stauP

Vergleich mit dem Sonnenwind:

n = 8 cm-3, v = 500 km s-1

Pstau = 5 ·10-8 dyn cm-2

= 5 · 10-10 Pa

= 5 · 10-15 bar

t [a] R [Lj] n [cm-3] P [dyn cm-2]

100 3 160 1.6 ·10-4 dyn cm-2

1000 30 0.16 1.6 ·10-8 dyn cm-2

kritisch

unkritisch!

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Gefahr für die Erdatmosphäre durch X-rays und ‘s?

Vergleich mit solaren Flares:

Satellit Energiebereich Dauer Fluß

Yohkoh 20 - ? keV 10 s 0.35 J m-2

Comptel (GRO) 1 - 10 MeV 900 s 10-5 J m-2

GAMMA-1 > 30 MeV 600 s 2 ·10-7 J m-2

SN Ia ~ 1 MeV 60 d 40 J m-2

(Entf. 3000 Lj)

Eine SN Ia im Abstand von 3000 Lj belastet die Erdatmosphäre so stark wie 1000 solare Flares (über 60 Tage verteilt).

Allgemein wird angenommen, daß die Erdatmosphäre bei mehr als 100 J m-2 angegriffen wird (über vergleichbaren Zeitraum). Hauptsächliche Schadwirkung: Zerstörung der O3-Schicht

Sichere Entfernung wahrscheinlich: - rsafe,Ia = 3000 Lj

- rsafe,II = 220 Lj

57

Gefahr durch Gamma-Ray-Bursters (GRBs)?

• seit Jahrzehnten (1967) bekannt, aber geheim gehalten

• produzieren unvorstellbare Mengen an -Strahlen

• wahrscheinlich zumeist in großen Entfernungen

• Kollision und ‘Verschmelzung‘ von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern?

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BATSE (Burst and Transient Source Experiment)

• 1967 erstmals unerwarteter, riesiger Anstieg von -Strahlen

• von 1969 bis 1972 gab es 16 registrierte Ereignisse; 1973 bekannt gegeben

• BATSE registriert ca. 1 Ereignis pro Tag!

• GRB 971214 in 12 Milliarden Lj entfernter Galaxie

in wenigen Sekunden die gesamte Energieabstrahlung der Milchstraße über mehere hundert Jahre!!!

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- bedrohliche Distanz von GRBs nicht einschätzbar

- sicherlich mindestens 10-mal größer als für Supernovae ....

60

Wo lauern die Supernovae?

Name Typ Entfernung Max. Hell.

Beteigeuze ( Ori) II 400 Lj -17m

Antares ( Sco) II 180 Lj -17m

Ras Algethi ( Her) II 550 Lj -18m

HD 179821 II 1800 Lj (?) -9m

Sher 25 II paar 1000 Lj

Carinae II 7500 Lj.

KPD 1930+2752 Ia ???

Vollmond: m = -12.5! die nächsten 3 Supernovae würden ca. 60 mal heller!

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62

Wann?