03.07.2009, Nikolaus Heners 1. Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung...

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Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung

03.07.2009 , Nikolaus Heners

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Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung Merkmale der kosmischen Strahlung

Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung

Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne

Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Modelle mit Hochleistungsrechnern Häufigkeit Offene Fragen

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Energiespektrum der kosmischen Strahlung

1 Teilchen pro km2 und Jahrhundert !

GZK-CUTOFF

1000 Teilchen pro s und m2

1 Teilchen pro m2 und Jahr

Keine thermischeBeschleunigung

[2]

Knie: 5*1015 eV

Knöchel: 3*1018 eV

2.Knie: 3*1017 eV

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Spektrum: Skalierte Darstellung

[2]

Knöchel: 3*1018 eV

2.Knie: 3*1017 eVKnie: 5*1015 eV

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Zusammensetzung

•Alle Elemente des Periodensystems•Verteilung des Sonnensystems bis auf einige Ausnahmen (Spallation: Zerstörung von Atomkernen durch Kollisionen mit anderen Teilchen)

EisenLeichte Elemente

Blei

[2]

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Energie

->

2-3 Supernovae pro Jahrhundert und Galaxie liefern genug Energie

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Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung Merkmale der kosmischen Strahlung

Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung

Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne

Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Häufigkeit Modelle mit Hochleistungsrechnern Offene Fragen

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Astrophysikalische Quellenkosmischer Strahlung

Elektrostatische oder elektromagnetische Komponente?

Bahn des Teilchens in der Beschleunigungsregion durch Magnetfelder

Maximale Energie

Relativistische Bewegung der Quelle Klassischer Larmor-Radius

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Leistungsfähigkeit möglicher Quellen : Hillas-Plot

[1]

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Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit

wandernden magnetischen Wolken

Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft

senkrecht auf wandernde magnetische Wolke: .

Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT

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Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit

wandernden magnetischen Wolken Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!)

Winkelabhängigkeit: Summation

über alle möglichen Winkel

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Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit

wandernden magnetischen Wolken

Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf

wandernde magnetische Wolke:

.

Elastische Stöße, Energie nach

Verlassen der Wolke via LT

Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!)

Winkelabhängigkeit: Summation über alle

möglichen Winkel

Nach n Begegnungen

.

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Fermi-Beschleunigung (2.Ordnung) Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit

wandernden magnetischen Wolken

Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf

wandernde magnetische Wolke:

.

Elastische Stöße, Energie nach

Verlassen der Wolke via LT

Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!)

Winkelabhängigkeit: Summation über alle

möglichen Winkel

Nach n Begegnungen

.

Man erhält ein Potenzspektrum.Die Geschwindigkeiten der Wolken

sind jedoch zu gering.Der Prozess zweiter Ordnung liefert

keine Energien im erhofften Bereich .

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Fermi-Beschleunigung (1.Ordnung) Beschleunigung durch astrophysikalische

Schockfronten (shock waves)

Radiale Ausdehnungen >> Gyroradius (Schockfront als

Ebene)

Isotrope Verteilung der

ISM vor Ankunft

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Fermi-Beschleunigung (1.Ordnung) Beschleunigung durch astrophysikalische

Schockfronten (shock waves)Radiale

Ausdehnungen >> Gyroradius

(Schockfront als Ebene)

Isotrope Verteilung der

ISM vor Ankunft

Teilchen gelangen hinter die Schockwelle

Streuung: Isotrope Verteilung im

Schocksystem

Elastische Kopf-an-Kopf Kollisionen

(Nur Energiegewinn)

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Fermi-Beschleunigung (1.Ordnung) Beschleunigung durch astrophysikalische Stoßwellen

(shock waves) Stoßwellengeschwind

igkeit >> mittlere Geschwindigkeit magnetischer Wolken

lineare Abhängigkeit erhoffte Energien

durch Fermi-Prozess 1.Ordnung

Ausmaße der Quellen Verluste:

Synchrotronstrahlung Altersbedingter Cutoff

(Schockgeschw.: 3000 km/s):

Je älter ein SNR ist, desto größer ist die maximal vermittelbare Energie

[4]

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Leistungsfähigkeit möglicher Quellen

[1]

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Energiespektrum der kosmischen Strahlung: UHECR

ultra-high energy cosmic rays

1 Teilchen pro m2 und Jahr

Keine thermischeBeschleunigung

[2]

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Kandidaten

[3]

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AGNs

Beiträge bis Bruch bei

(GZK Cutoff), wenige Radiogalaxien in dieser Region

Synchrotronverluste für hochenergetische Protonen bei B>100G

Jets, Hot Spots + Extended Lobes als mögliche Quellregionen bei hoher Effizienz des Fermimechanismus

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Pulsare

Rotierende, magnetische Neutronensterne

Hohe Dichte nach dem Gravitationskollaps

=> starke E-Felder

Crab Pulsar, Chandra X-Ray[4]

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Doppelsterne

Systeme aus einem Pulsar und einem Neutronenstern

Fluss geladener Teilchen (Akkretion)

Starke Felder

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Von der Sonne kommende Teilchen im Energiespektrum

1 Teilchen pro m2 und Jahr

Keine thermischeBeschleunigung

[2]

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Sonnenfleckenpaare

Sonnenflecken entgegengesetzter Polarität

Induziertes Feld bei Annäherung (->10 V/m)

Geringe Atmosphärendichte

Energien im GeV Bereich

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Typ 1a Supernovae und Quellen kosmischer Strahlung Merkmale der kosmischen Strahlung

Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung

Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne

Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Häufigkeit Modelle mit Hochleistungsrechnern Offene Fragen

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Supernova Typ 1a

Hubble Space Telescope richtet den Blick auf SN 1994d

Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien:•schwarze Löcher•weiße Zwerge•Neutronensterne•Wolf-Rayet Sterne

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Supernova Typ 1a

Hubble Space Telescope richtet den Blick auf SN 1994d

Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien:•schwarze Löcher•weiße Zwerge•Neutronensterne•Wolf-Rayet Sterne

Kompakt

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Supernova Typ 1a

Maximale Magnitude

Charakteristische Entwicklung der Leuchtkraft

Nickel-56 -> Cobalt-56 -> Eisen-56

[5]

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Supernova Typ 1a

Maximale Magnitude

Charakteristische Entwicklung der Leuchtkraft

Nickel-56 -> Cobalt-56 -> Eisen-56

SN 1a Explosionen müssen aus weißen Zwergen hervorgehen und instabile Nickelkerne erzeugen

[4]

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Hohe Temperaturen

Doppelsternsysteme

Roche-Grenze

Hauptstern altert

Entwicklung des Begleitsterns

Akkretionsscheibe um das zentrale Objekt

Novae (äußere Wasserstoffschichten)

Novae: Massenabstoss wiederkehrende Emission geringer Bruchteil der Gesamtenergie wird emittiert vergleichbare kinetische Energie der abgestoßenen Hülle

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Explosion

Steigende Dichte, sinkendes Volumen

Entartetes Elektronengas

Chandrasekhar-Grenze

400 Millionen Grad: Kohlenstoffbrennen im entarteten Zustand (kein Thermostat!)

Chandrasekhar Grenzmasse

Der Gasdruck kann dem Gravitationsdrucknicht mehr genug Widerstand leisten.

[4]

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Thermonukleare Aktivität

ROTER RIESEGravitations

-kontraktio

n

Erhitztes Sternengas

Druck und

Temperatu

r steige

n

Expansion

Abkühlen

Thermo-

nukleare

Aktivität

beruhigt

sich

WEIẞER ZWERGGravitations

-kontraktio

n

Erhitztes Sternenga

s

Höhere

Temperatu

r, gleich

er Druck

Steigende Rate der

Kernreaktion

Temperatu

r steig

t

Noch mehr Kernreaktione

n

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Explosion

Steigende Dichte, sinkendes Volumen

Entartetes Elektronengas

Chandrasekhar-Grenze

400 Millionen Grad: Kohlenstoffbrennen im entarteten Zustand (kein Thermostat)

Zünden aller Brennstoffe

Flammenfront Chandrasekhar Grenzmasse

DSMintakaMayer15

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Modelle mit Hochleistungsrechnern

Deflagration ( ) Flamme unter Schallgeschwindigkeit, Konvektion

Detonation ( ) Ausbreitung über Schallgeschwindigkeit (Schockfrontszenario), fast vollständige Fusion in Ni-56

Synthetische Spektra in guter Näherung

[5]

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Modelle mit Hochleistungsrechnern

t=0s

Deflagration (Hillebrandt)Deflagrationsmodell

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Modelle mit Hochleistungsrechnern

t=0.3s

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Modelle mit Hochleistungsrechnern

t=0.6s

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Modelle mit Hochleistungsrechnern

t=2s

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Häufigkeit

TYP 1A

Alle Galaxientypen, auch in Halos von Spiralgalaxien

TYP 2/ 1B,1C

Nicht in elliptischen Galaxien, sondern nur in Spiral- und irregulären Galaxien, vornehmlich zu den Armen hin

Elliptische Galaxie NGC 1316(Hubble Space Telescope)

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Offene Fragen

Elementhäufigkeiten (Unterschiede trotz ähnlicher Lichtkurven, Photometrie: kein Kohlenstoff nach der Explosion (WD!))

Wie stark wird das Licht einer Supernova durch die Galaxie, in der sie sich befindet, abgeschwächt?

Computersimulation (Schichtung vs. Durchmischung)

Merger Szenarien …

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Zusammenfassung

Die maximal mögliche kinetische Energie, die eine Quelle vermitteln kann, ist durch deren Radius R und Magnetfeldstärke B gegeben.

Kandidaten für UHECR Quellregionen sind u.a. AGNs, GRBs und Pulsare. Dabei liefert der Fermimechanismus 1.Ordnung ein Modell, das Beschleunigungen zu hohen Energien gewährleisten kann.

Typ 1a Supernovae zeichnen sich durch fehlende Wasserstoff- und Heliumlinien aus. Im Gegensatz zu allen anderen Typen geht man davon aus, dass thermonukleare Kontraktion vorliegt.

Man vermutet, dass das Knie mit der bei Supernovaexplosionen maximal verfügbaren Energie in Verbindung steht.

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Quellen

[1] Hillas: The Origin of Ultra-High-Energy Cosmic Rays, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1984.22:425-44

[2] Blümer et al., Cosmic Rays from the Knee to the Highest Energies, arXiv:0904.0725v1

[3] Pelletier: Fermi Acceleration of Astroparticles

[4] Drexlin: Skript zur Astroteilchenphysik 2 [5] Hillebrandt, Röpke: Supernovae vom Typ

1a, Sterne und Weltraum 05/2005