gefährdung durch supernovae?
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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)
17
- 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
25
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
26
Supernova-Explosion:
Kernfusion in Sternen funktioniert nur bis zum Element Eisen
27
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
28
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
29
~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
30
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
34
SN 1987a: Supernova vom Typ Ia in der Großen Magellanschen Wolke 24.2.1987
Entfernung 150 000 Lichtjahre
35
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
36
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
43
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
44
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
47
‘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 ....
52
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!
53
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?
58
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!!!
59
- 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!
61
62
Wann?
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