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