1 / 62

Gefährdung durch Supernovae?

Gefährdung durch Supernovae?. 1. Globale kosmische Gefahren. 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne. 3. Sternentwicklung und -tod. 4. Supernovae und ihre Eigenschaften. 5. Historische Supernovae. 6. Bedeutung der Supernovae. 7. Gefahren und nahe Kandidaten. Globale kosmische Gefahren.

zareh
Download Presentation

Gefährdung durch Supernovae?

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Gefährdung durch Supernovae? Bad Neuenahr, 25. November, 2002

  2. 1. Globale kosmische Gefahren 2. Kernfusion: Energiequelle der Sonne 3. Sternentwicklung und -tod 4. Supernovae und ihre Eigenschaften 5. Historische Supernovae 6. Bedeutung der Supernovae 7. Gefahren und nahe Kandidaten Bad Neuenahr, 25. November, 2002

  3. Globale kosmische Gefahren Klasse Risiko Vorwarnzeit Kollision Asteroid (NEOs) 0 - 100 a lang-periodischer Komet30 d - 2 a kurz-periodischer Komet300 d - 10 a BahnstörungStern1 000 000 a Weißer Zwerg100 000 a Brauner Zwerg10 000 a Neutronenstern1 000 a schwarzes Loch10 a Strahlungsolare Flares0 - 3 d nahe Supernova-Explosion0 - 100 000 a naher GRB0

  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 km 1 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 3476 km 1.4 Mio. km

  8. Die Zutaten: Wasserstoff, Deuterium, 3Helium, Helium 3Helium 2 Protonen + + 1 Neutron 2 Elektronen – – Wasserstoff 1 Proton + 1 Elektron – p p p n e- e- e- Deuterium 1 Proton + 1 Neutron 1 Elektron – Helium 2 Protonen + + 2 Neutronen 2 Elektronen – – p n p n p n e- e- e-

  9. Energie der Sonne: Kernfusion Massenzahl 4 × H : 4 × 1.008 = 4.032 1 × He : 4.004 Massendifferenz = Energiedifferenz: 7 ‰ mp = 1.6725 ·10-24 g 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

  10. Proton-Proton-Reaktionen: 1H+ + 1H+ 2D+ + e+ +  2D+ + 1H+3He2+ +  3He++ + 3He++4He++ + 1H+ + 1H+ Nebenprodukte (welche die Überschuß-Energie mitnehmen): Positronen e+ Neutrinos  Gammastrahlen 

  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. Polarlichter Unsere Erdatmosphäre schützt uns vor tödlicher Strahlung!

  15. 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)

  16. Massive Sterne (Anfangsmasse > 7 M): - 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

  17. 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

  18. Der unspektakuläre Sterntod: Hauptreihenstern Roter Riese Planetarischer Nebel Weißer Zwerg

  19. Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg: Planetarische Nebel

  20. 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

  21. Pulsare Radius ~10 km Masse ~ 1 ··· 2 M Magnetfeld ~ 1012 G 1.4 Hz 11 Hz 30 Hz 174 Hz 642 Hz

  22. Supernovae und ihre Eigenschaften Hauptreihenstern Roter Riese Supernova

  23. 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 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 Supernova-Explosion

  24. 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

  25. Supernova-Explosion: Kernfusion in Sternen funktioniert nur bis zum Element Eisen

  26. 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

  27. Supernova-Eigenschaften Typ Ia: MV = -19.5 (109.9 L) Max. Helligkeit: Typ II: MV = -18.0 (109.3 L) Gesamte Energieabgabe : Etot = 1051 erg (wie Sonne über gesamte Lebensdauer) Neutrinos : Etot = 1053 erg ! (wechselwirken ‘nicht‘) 1 kWh = 3.6 · 1010 erg

  28. 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 M = 1 M  E = 1051 erg ~1025 Atombomben ....

  29. 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

  30. 4.7.1054: Explosion im Sternbild Krebs Helligkeit m = -6m 23 Tage lang mit bloßem Auge auch am Taghimmel sichtbar Aufzeichungen eines chinesischen Astronomen

  31. Vela-SNR Alter > 30 000 Jahre (?) D = 770 Lj Cygnus-SNR Alter ~20 000 Jahre D = 2400 Lj

  32. 20 Lj 10 Lj

  33. SN 1987a: Supernova vom Typ Ia in der Großen Magellanschen Wolke 24.2.1987 Entfernung 150 000 Lichtjahre

  34. 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

  35. 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

  36. Heißes (107 K) Gas in Galaxienhaufen X-rays and optical von frühen Galaxien aus-geworfen?

  37. ‘Standardkerzen‘ zur Entfernungsbestimmung und Analyse der kosmischen Expansion ... beschleunigte Expansion!

  38. Wie findet man die Biester?

  39. 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:

  40. Sichtbares Licht 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

  41. Röntgen- und -Strahlung Berechnung der tödlichen Dosis: Fluß = in die Kugeloberfläche 4 ·r2abgestrahlte Leistung P = Energie E/ Fläche A / Zeit t isotrope Strahlung Empfangene Äquivalentdosis = Fluß × Fläche (z.B. des menschlichen Körpers der Masse m) Q = ‘Qualitätsfaktor‘ (biologische Wirkung)

  42. Dosimetrische Größen: Name EinheitDefinition Aktivität 1 Becquerel1 Zerfall pro s Energiedosis D1 Gray1 Joule absorbierte Energie pro kg Ionendosis1 C/kg1 Coulomb pro kg = 3.88 ·103 R (Röntgen) Äquivalentdosis DQ1 Sv (Sievert)1 J kg-1 = 100 rem Strahlenart Q Röntgen-,  1 -Strahlen bis 3 MeV 1 Neutronen 10 -Strahlen 20 schwere Teilchen 20

  43. "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

  44. 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

  45. ‘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)

  46. Ingolstadt Zugspitze

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

  48. Röntgenstrahlung von Supernovae: sehr unterschiedlich! 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

More Related