Supernova Explosion vom Typ II

1. Supernova Explosionvom Typ II Vorgetragen von: Waldemar Schweizer J�rg Wiechula

2. Supernova Einf�hrung 1.1 Historischer Hintergrund 1.2 Allgemeine Definition 1.3 Charakteristische Merkmalle einer Supernova 1.4 Entwicklung der Sterne erl�utert am HRD Arten der Explosionen 2.1 Nova 2.2 Supernova vom Typ I 2.3 Supernova vom Typ II 2.4 Hypernova Zeit vor der Explosion 3.1 Nukleare Brennfasen 3.2 Die Chandrasekhar Grenzmasse 4. Entwicklung massereicher Sterne zu SN 5. Core-Collapse Supernova 5.1 Prompte Explosion und Ausbreitung der Sto�welle 5.2 Verz�gerte Explosion 6. Zeit nach der Explosion 6.1. Entwicklung zu NS oder SL 7. Supernova �berreste

3. 1.1 Historischer Hintergrund Bereits in den Jahren 1006, 1054, 1181, 1572, 1604 (Tycho / Kepler) wurden einige SN in unserem Milchstra�ensystem gesichtet. Am 1 Mai im Jahr 1006 n. Ch. haben die chinesischen Astronomen in Lupus bereits eine SN entdeckt, diese war sehr hell und hatte fast die Helligkeit des Halbmondes. Es existieren 30 Berichte, davon 21 aus Ostasien, 6 aus arabischen L�ndern, 3 aus Europa. Die wohl bekannteste SN wurde im Jahr 1604 in Ophiuchus von Kepler gesichtet.

4. 1.1 Historischer Hintergrund Am 4 Juli 1054 wurde von chinesischen Astronomen die wohl ber�hmteste SN in Taurus gesichtet. Diese war weniger hell als im Jahr 1006 und wurde 21 Monate lang verfolgt. Zitat von einem chinesischen Astronomen: �Ein Gaststern erschien s�d�stlich von Tianguan (Zeta Tauri), vielleicht etliche Zoll entfernt. Nach mehr als einem Jahr zerstreute er sich und verschwand�� �Der Direktor des Astronomischen Dienstes sagte: Der Gaststern ist verschwunden. Im Jahr zuvor�. war er bei Tagesanbruch in �stlicher Richtung erschienen, Tianguan bewachend. Er war bei Tage zu sehen, wie die Venus. Er hatte spitze Strahlen und seine Farbe war blassrot�� Obwohl die Astronomen falsche Position angegeben haben (NW nicht SO) ist heute klar, dass es sich um den Krebsnebel handelt, der einen Pulsar als Supernova�berrest enth�lt.

5. 1.2 Allgemeine Definition: Nach dem v�lligen Verbrauch des nuklearen Brennstoffs beenden die Sterne ihre Entwicklung mit einem Kernkollaps in Form einer Explosion. Es kann ein kompaktes Objekt, etwa ein NS oder ein SL, entstehen.

6. 1.3 Charakteristische Merkmale einer Supernova Pl�tzliches Aufleuchten eines Sterns auf das ungef�hr Milliardenfache seiner urspr�nglichen Leuchtkraft. Eine Supernova unterscheidet sich nicht nur im Ausma� der Helligkeitssteigerung, sondern auch in ihren physikalischen Ursachen grunds�tzlich von einer normalen Nova. Der Energieaussto� einer normalen Nova betr�gt 1038 [J], der einer Supernova etwa 1042 [J] bis 1044 [J]. Eine Supernova strahlt damit innerhalb weniger Wochen oder Monate soviel Energie aus wie unsere Sonne in 10 bis 100 Mill. Jahren und in ihrem Maximum kann sie die Helligkeit einer ganzen Galaxie - zu der sie geh�rt - erreichen. SN werden anhand ihrer typischen Lichtkurven identifiziert.

7. 1.4 Entwicklung der Sterne erl�utert am HRD:

8. Entwicklung von 3 Sternen

9. 2. Arten der Explosionen

10. 2.1 Nova (Neuer Stern) Geh�rt zu der Gruppe der eruptiven Ver�nderlichen. Normale Nova m = 9-19 [mag] Zwergnova m = 2-7 [mag] Rekurrente Nova (wiederkehrende) T Pyx delta m = 7-9 [ mag] Sie geh�ren alle engen, halbgetrennten Doppelsternsystemen an. Nova treten in engen Bin�rsystemen auf, deren Prim�rkomponente (normalerweise) ein wei�er Zwerg ist. Bei einem Novaausbruch abgegebene Energie E = 1038 [J] W�hrend bei klassischen Novae Perioden zwischen 103 und 106 Jahren mit Helligkeitsanstiegen zwischen 9 und 19�mag auftreten, zeigen rekurrente Novae im Abstand von 10 bis 100 Jahren mehrere Ausbr�che mit Amplituden von 7�9�mag. Die Klasse der Zwergnovae schlie�lich zeichnet sich durch viele, schw�chere Ausbr�che mit etwa 6�mag Helligkeitsanstieg in unregelm��igen Abst�nden von 10 Tagen bis zu mehreren Monaten aus.W�hrend bei klassischen Novae Perioden zwischen 103 und 106 Jahren mit Helligkeitsanstiegen zwischen 9 und 19�mag auftreten, zeigen rekurrente Novae im Abstand von 10 bis 100 Jahren mehrere Ausbr�che mit Amplituden von 7�9�mag. Die Klasse der Zwergnovae schlie�lich zeichnet sich durch viele, schw�chere Ausbr�che mit etwa 6�mag Helligkeitsanstieg in unregelm��igen Abst�nden von 10 Tagen bis zu mehreren Monaten aus.

11. 2.1 Nova Typische Lichtkurve einer Nova Beschreibung in dtv delta m ist die HelligkeitBeschreibung in dtv delta m ist die Helligkeit

12. 2.2 Supernova vom Typ I Als Vorg�nger einer solchen Supernova wird ein Wei�er Zwergstern angenommen, der von einem Doppelsternbegleiter Materie aufnimmt. Ein Wei�er Zwergstern ist ein vergleichsweise kleiner Stern und repr�sentiert die letzte Entwicklungsphase eines Sterns, der unmittelbar nach Versiegen seines Kernbrennstoffs weniger als 1,44 M? besitzt. Schlie�lich z�ndet der Kohlenstoff aus dem der Wei�e Zwergstern besteht unter extrem entarteten Bedingungen. Dabei werden so riesige Energiemengen frei, dass der Stern v�llig explodiert. Der Begleitstern wird bei der Supernova Ia - Explosion weggeschleudert und macht sich selbst�ndig. Es bleiben keine �berreste. Ia thermonukleare ExplosionIa thermonukleare Explosion

13. 2.2 Supernova vom Typ I Erreichen im Maximum eine mittlere absolute Blauhelligkeit von Mb = - 19,7 [mag] Die Lichtkurven sind sehr gleichartig. Die Spektren sind sehr linienreich und scheinen von Metallen (Fe II) zu dominieren, Wasserstoff (H) fehlt oder ganz schwach. SN Typ I kommt in allen Galaxientypen vor.

14. 2.2 Supernova vom Typ I Supernovatypen Ib und Ic Bei SN vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffh�lle abgesto�en worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zus�tzlich noch die Heliumh�lle des Sterns abgesto�en wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zur�ck. Supernovatypen Ib und Ic Bei SN vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffh�lle abgesto�en worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zus�tzlich noch die Heliumh�lle des Sterns abgesto�en wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zur�ck.

15. 2.2 Supernova vom Typ Ia Energiegewinnung durch Akkretion Video von 2 rotierenden NSVideo von 2 rotierenden NS

16. 2.3 Supernova vom Typ II Entsteht nach dem Gravitationskollaps eines massereichen Sterns, bei dem Gravitationsbindungsenergie fast ausschlie�lich in Form von Neutrinos freigesetzt wird. Typ II SN erreichen im Mittel Mb= -18 [mag], Faktor 104 mehr Leuchtkraft als bei Nova Die zeitliche Abnahme der Helligkeit von Maximum erfolgt zuerst rascher, sp�ter dagegen langsamer als bei SN Typ I. Die Lichtkurven zeigen gr��ere individuelle Unterschiede. Spektrum und zeitliche Entwicklung sind der einer gew�hnlichen Nova identisch. Neben Fe, auch kr�ftige Balmerlinien Tritt nicht in elliptischen Galaxien, sondern nur in spiralen und irregul�ren Galaxien, wo sie sich vornehmlich zu den Spiralarmen hin konzentrieren. Werden zu jungen, massereichen Sternen der Population I zugeordnet.

17. 2.3 Supernova vom Typ II

18. 2.3 Supernova vom Typ II Die Ib Lichtkurve enth�lt ebenfalls I-c (gemittelt)

19. 2.3 Supernova vom Typ II Beim Krebs Nebel handelt es sich um die �berreste einer SN Typ II Explosion. Im Inneren befindet sich der bei der Explosion entstandene Neutronenstern, der heute als Pulsar sichtbar ist. Obwohl die Supernova schon �ber 900 Jahre alt ist expandiert der Krebs Nebel immer noch.

20. 2.3 Supernova vom Typ II

21. 2.4 Hypernova Hypernova ist eine extreme SN-Explosion eines massereichen, rotierenden Sterns. Seit den 70-er Jahren: Beobachtung r�tselhafter Gamma-Blitze am Himmel. Dauer 0,01-100 Sekunden. Entdeckt durch VELA - Satelliten zur �berwachung von Kernwaffentests. Seit 1998 erkannt: Ereignisse in fernen Galaxien, aber viel tausend mal heller als SN. Im Jahr 2002 entdeckt: Spektren und Lichtkurven im optischen Spektralbereich �hnlich wie bei SN.

22. 2.4 Hypernova Idee: Fe-Kern eines schnell rotierenden Sterns kollabiert direkt zu schwarzem Loch. ? Ausbildung einer Akkretionsscheibe um das schwarze Loch im Stern. ? Ausbildung von extrem schnellen, energiereichen Jets (v > 99% c). Jets haben mehr Energie als die Sonne im Laufe ihres gesamten Lebens ausstrahlt. Jets pfl�gen durch die Sternoberfl�che, rammen in das interstellare Medium: ? extreme Schockaufheizung ? Gamma Blitze

23. 2.4 Hypernova

24. 3.1 Nukleare Brennfasen (Energieerzeugung) Je nach Temperatur und chemischer Zusammensetzung laufen in den Sternen verschiedene Nuklearreaktionen ab. Die pp-Reaktion und der CNO � Zyklus wandeln Wasserstoff in Helium um.

25. 3.1 Nukleare Brennfasen-Hauptreaktionsketten

26. 3.1 Nukleare Brennfasen

27. 3.2 Die Chandrasekhar Grenzmasse Die Chandrasekhar-Grenze ist eine obere Grenze f�r die Masse eines Wei�en Zwerges. Hergeleitet von dem amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreistr�ger Subrahmanyan Chandrasekhar. Unabh�ngig von Subrahmanyan Chandrasekhar wurde dieselbe Obergrenze schon fr�her von Wilhelm Anderson (1929, Tartu) und Edmund Stoner (1930, Leeds) berechnet. Die Chandrasekhar-Grenze liegt bei 1,44 M? . Die Herleitung der Chandrasekhar-Grenze beruht auf quantenmechanischen �berlegungen und l�sst allgemein relativistische Effekte au�er Acht.

28. 3.2 Die Chandrasekhar Grenzmasse

29. 4. Entwicklung massereicher Sterne zu SN Massereiche Sterne M > 8 M? Kohlenstoff-Aschenkern kontrahiert ? Temperaturerh�hung Ab 500 - 1000 Mio. [K] : Kohlenstofffusion setzt ein: 12C + 12C Dauer: 100 Jahre; dann: Neonfusion Dauer: 1 Jahr Sauerstofffusion Dauer: einige Monate Siliziumfusion Dauer: 1 Tag ? 28Si + 28Si ? 56Fe Aufbau eines Eisenkerns von ca. >1,5 M? Ende der Kernfusion, keine weitere Energiequelle mehr vorhanden. Im Zentrum eines massereichen Sterns bilden sich nach Zahlreichen Brennphasen einIm Zentrum eines massereichen Sterns bilden sich nach Zahlreichen Brennphasen ein

30. Beispiel 5 Sonnenmassen 1->2 Wasserstoffbrennen im Kern 2->3 Kontraktionsphase 3->4 H brennende Schale 4->5 Verdichtung der H-Schale 5->6 Kernkontraktion; H�llenexpansion 6->7 roter Riese Phase 7->10 He-brennen im Kern 10->11 �u�ere Gebiete werden instabil 11->12 He-brennen endet => Kern kontrahiert 12->13 brennen in dichter He- Schale 13->14 Kontraktion des Kerns Hier habe ich einmal ein Beispiel herausgenommen, um den Verlauf eines Sterns nach dem Abknicken von der Hauptreihe einmal n�her zu erl�utern. Die Masse des Sternes betr�gt hier 5 SonnenmassenHier habe ich einmal ein Beispiel herausgenommen, um den Verlauf eines Sterns nach dem Abknicken von der Hauptreihe einmal n�her zu erl�utern. Die Masse des Sternes betr�gt hier 5 Sonnenmassen

31. Reicht nicht wir brauchen mehr Masse f�r die Supernova Bsp.: Zwiebelschalenstruktur eines Sterns mit 20 M? Der Stern hat den Rest seiner Masse bereits durch Sternwinde verloren Um eine Supernova zu z�nden ben�tigt man mindestens 8 Sonnenmassen. Die Endmasse liegt dann wiederum in etwa bei der Chandrasekhargrenze, im allgemeinen muss sie dar�ber liegen (zwischen 1,5 und 3 Sonnenmassen). �brig bleibt ein sehr massiver Eisenkern von den in etwa 1,5 SonMassen.Um eine Supernova zu z�nden ben�tigt man mindestens 8 Sonnenmassen. Die Endmasse liegt dann wiederum in etwa bei der Chandrasekhargrenze, im allgemeinen muss sie dar�ber liegen (zwischen 1,5 und 3 Sonnenmassen). �brig bleibt ein sehr massiver Eisenkern von den in etwa 1,5 SonMassen.

32. Noch ein Zwiebelschalenmodell zur Verdeutlichung der Radien der einzelnen Schalen Noch einmal zur Verdeutlichung wie gro� im Einzelnen die Schalen sind, z.B.: die H-Schale beitzt einen Radius von 30 mio. km.Noch einmal zur Verdeutlichung wie gro� im Einzelnen die Schalen sind, z.B.: die H-Schale beitzt einen Radius von 30 mio. km.

33. 5. Core-KollapsSupernova Supernovaexplosionen sind sehr helle Ereignisse mit Leuchtkr�ften um die 10^10 Sonnenleuchtkr�ften. Sie k�nnen dabei f�r einige Zeit so hell leuchten wie ganze Galaxien. Die Explosionswolke kann Geschwindigkeiten um 10^4 km/s annehmen. Die Energien der Supernova teilen sich in mehrere einzelne Anteile auf, jedoch wird nur ein Bruchteil der aus der Bindungsenergie gewonnenen Energie in em Strahlung umgesetzt. Der gr��te Teil geht hierbei in die Neutrinos. Ca. 99%. Bei der SN 1987a hat man das erste mal Neutrinos einer SN nachweisen k�nnen von etwa 10^58 Ereignissen konnte man ca. 20-25 nahweisen, die meisten Ereignisse waren Elektron NeutrinosSupernovaexplosionen sind sehr helle Ereignisse mit Leuchtkr�ften um die 10^10 Sonnenleuchtkr�ften. Sie k�nnen dabei f�r einige Zeit so hell leuchten wie ganze Galaxien. Die Explosionswolke kann Geschwindigkeiten um 10^4 km/s annehmen. Die Energien der Supernova teilen sich in mehrere einzelne Anteile auf, jedoch wird nur ein Bruchteil der aus der Bindungsenergie gewonnenen Energie in em Strahlung umgesetzt. Der gr��te Teil geht hierbei in die Neutrinos. Ca. 99%. Bei der SN 1987a hat man das erste mal Neutrinos einer SN nachweisen k�nnen von etwa 10^58 Ereignissen konnte man ca. 20-25 nahweisen, die meisten Ereignisse waren Elektron Neutrinos

34. Core-Kollaps Supernova Im Zentrum eines massereichen Sterns => eisenkerngruppe. In diesem Eisenkern wird der Druck durch den Fermidruck des relativ. Entarteten Elektronengases dominiert. Bei M>MCh => kann der Entartungsduck der Elektronen (Pauli-Prinzip) den Stern nicht Stabilisieren => der Stern wird noch kompakter => (elektronen einfang auf Protonen => Neutronisierung) Neutronenstern entsteht Die hohe Elektronenentartung beg�nstigt Elektroneneinf�nge, auf Grund geringer Dichte k�nnen ve s entweichen. Gleichzeitig sinkt aber die Chandraskhargrenzmasse, die von der Zahl der Elektronen/Nukleon abh�ngt, so dass die Masse des stellaren Eisenkerns schlie�lich das Stabilit�tslimit unterschreitet, und der Eisenkern langsam zu kontrahieren beginnt. Dichte steigt, mit zunehmender Dichte nimmt Einfangrate f�r Elektronen zu => es kommt zur dynamischen Implosion des Sterns Bei einer Dichte >10^12g/cm^3 werden die WW Raten zwischen Neutrinos und Sternplasma so gro�, dass Diffusionszeit der Neutrinos> Kollapszeit wird=> Neutrinotrapping Neutrinos werden von der einst�rzenden Materie mitgerissen. Die Implosion endet, wenn das Zentrum Kernmateriedichte erreicht hat.Im Zentrum eines massereichen Sterns => eisenkerngruppe. In diesem Eisenkern wird der Druck durch den Fermidruck des relativ. Entarteten Elektronengases dominiert. Bei M>MCh => kann der Entartungsduck der Elektronen (Pauli-Prinzip) den Stern nicht Stabilisieren => der Stern wird noch kompakter => (elektronen einfang auf Protonen => Neutronisierung) Neutronenstern entsteht Die hohe Elektronenentartung beg�nstigt Elektroneneinf�nge, auf Grund geringer Dichte k�nnen ve s entweichen. Gleichzeitig sinkt aber die Chandraskhargrenzmasse, die von der Zahl der Elektronen/Nukleon abh�ngt, so dass die Masse des stellaren Eisenkerns schlie�lich das Stabilit�tslimit unterschreitet, und der Eisenkern langsam zu kontrahieren beginnt. Dichte steigt, mit zunehmender Dichte nimmt Einfangrate f�r Elektronen zu => es kommt zur dynamischen Implosion des Sterns Bei einer Dichte >10^12g/cm^3 werden die WW Raten zwischen Neutrinos und Sternplasma so gro�, dass Diffusionszeit der Neutrinos> Kollapszeit wird=> Neutrinotrapping Neutrinos werden von der einst�rzenden Materie mitgerissen. Die Implosion endet, wenn das Zentrum Kernmateriedichte erreicht hat.

35. Wann Endet das Zusammenfallen? Das Zusammenfallen endet dann wenn das Zentrum Kernmateriedichte erreicht hat. Das Zusammenfallen endet dann wenn das Zentrum Kernmateriedichte erreicht hat.

36. 5.1. Prompte Explosion und Ausbreitung der Sto�welle Am inneren Rand des �u�eren Kerns, der mit �berschallgeschwindigkeit auf den bereits abgebremsten inneren Teil des stellaren Kerns einst�rzt entsteht eine Sto�welle, die radial nach au�en zu propagieren beginnt. Der Sto� wird durch Photodesintegration stark ged�mpft, kommt bei einem Radius zwischen 100 und 300 km zum stehen, noch bevor er den Rand des stellaren Eisenkerns erreicht. => Prompte Mechanismus funktioniert so nicht!!!Am inneren Rand des �u�eren Kerns, der mit �berschallgeschwindigkeit auf den bereits abgebremsten inneren Teil des stellaren Kerns einst�rzt entsteht eine Sto�welle, die radial nach au�en zu propagieren beginnt. Der Sto� wird durch Photodesintegration stark ged�mpft, kommt bei einem Radius zwischen 100 und 300 km zum stehen, noch bevor er den Rand des stellaren Eisenkerns erreicht. => Prompte Mechanismus funktioniert so nicht!!!

37. 5.2. Verz�gerte Explosion Neutrinos entweichen auf einer Zeitskala von t=1sec. durch Diffusion und/oder Konvektion aus dem optisch dichten Kern und deponieren w�hrend einiger 100 ms einige Prozent ihrer Energie in den Schichten zwischen Neutrinosph�re und der Sto�welle. Man geht heute davon aus, dass f�r eine Explosion ein zus�tzlicher Energie�bertrag auf die Materie hinter dem Sto� notwendig ist und dass dieses die Neutrinos gew�hrleisten sollen, die in hohen Fl�ssen von dem sich bildenden Neutronenstern abgestrahlt werden. Kurz nach dem der Sto� zum stehen gekommen ist haben sich die Bedingungen zwischen der Neutrinosph�re nahe der NS Oberfl�che und dem Sto� so ver�ndert, dass es zwangsl�ufig zu einem solchen Neutrinoheizen kommt. Ist der Energie�bertrag auf das Sternplasma ausreichend gro�, so beginnt sich der Sto� wieder zu bewegen, was zunehmend bessere Bedingungen f�r das Heizen schafft. Einige 100msec nach dem Sternkollaps sollte es zur verz�gerten Explosion des Sterns kommen. Ist Bereits 20 Jahre alt, und hat auch noch zu keinen richtigen Explosionen gef�hrt. Neutrinos entweichen auf einer Zeitskala von t=1sec. durch Diffusion und/oder Konvektion aus dem optisch dichten Kern und deponieren w�hrend einiger 100 ms einige Prozent ihrer Energie in den Schichten zwischen Neutrinosph�re und der Sto�welle. Man geht heute davon aus, dass f�r eine Explosion ein zus�tzlicher Energie�bertrag auf die Materie hinter dem Sto� notwendig ist und dass dieses die Neutrinos gew�hrleisten sollen, die in hohen Fl�ssen von dem sich bildenden Neutronenstern abgestrahlt werden. Kurz nach dem der Sto� zum stehen gekommen ist haben sich die Bedingungen zwischen der Neutrinosph�re nahe der NS Oberfl�che und dem Sto� so ver�ndert, dass es zwangsl�ufig zu einem solchen Neutrinoheizen kommt. Ist der Energie�bertrag auf das Sternplasma ausreichend gro�, so beginnt sich der Sto� wieder zu bewegen, was zunehmend bessere Bedingungen f�r das Heizen schafft. Einige 100msec nach dem Sternkollaps sollte es zur verz�gerten Explosion des Sterns kommen. Ist Bereits 20 Jahre alt, und hat auch noch zu keinen richtigen Explosionen gef�hrt.

38. Verlauf des Spektrums der SN1987a 56Nickel zerf�llt nach 6 Tagen in Cobalt 56Cobalt hat eine Halbwertszeit von 77 Tagen Man nahm an, dass die Strahlung erst dann zu sehen sein sollte, wenn sich die auseinander fliehende Gaswolke so weit verd�nnt hat, dass ein direkter Blick auf den Kern zustande kam. Beobachtungen von radioaktiver Strahlung lie� sich nur dadurch erkl�ren, wenn Nickel bei der Explosion, bis in die Wasserstoffh�lle geschleudert wurde. Aus Spektralen Beobachtungen ergab sich, dass tats�chlich Nickel und Eisen mit mehreren 1000 Kilometern pro Sekunde durch den expandierenden Stern flogen. Kugelsymmetrische Simulationen zeigten, dass Wasserstoff sich mit so einer Geschwindigkeit h�tte ausbreiten sollen, nicht jedoch Nickel (das sich h�tte viel langsamer bewegen sollen). => Zerst�rung der Zwiebelschalenstruktur. Man nahm an, dass die Strahlung erst dann zu sehen sein sollte, wenn sich die auseinander fliehende Gaswolke so weit verd�nnt hat, dass ein direkter Blick auf den Kern zustande kam. Beobachtungen von radioaktiver Strahlung lie� sich nur dadurch erkl�ren, wenn Nickel bei der Explosion, bis in die Wasserstoffh�lle geschleudert wurde. Aus Spektralen Beobachtungen ergab sich, dass tats�chlich Nickel und Eisen mit mehreren 1000 Kilometern pro Sekunde durch den expandierenden Stern flogen. Kugelsymmetrische Simulationen zeigten, dass Wasserstoff sich mit so einer Geschwindigkeit h�tte ausbreiten sollen, nicht jedoch Nickel (das sich h�tte viel langsamer bewegen sollen). => Zerst�rung der Zwiebelschalenstruktur.

39. Simulationen Hier ist die Dichte Farbcodiert Hell bedeutet Dichte Zone dunkel bedeutet nicht o dichte Zone In einem Gebiet von nur etwa 100 km Radius heizen die Neutrinos aus dem Neutronenstern das stellare Gas Wenige hundertsel sekunden nach der entstehung des Supernovasto�es setzen dadurch wie in inem Kochtopf konvektive Str�me ein, die die Energie aus dem Heizgebiet nach au�en tragen, direkt hinter die Sto�front.Hier ist die Dichte Farbcodiert Hell bedeutet Dichte Zone dunkel bedeutet nicht o dichte Zone In einem Gebiet von nur etwa 100 km Radius heizen die Neutrinos aus dem Neutronenstern das stellare Gas Wenige hundertsel sekunden nach der entstehung des Supernovasto�es setzen dadurch wie in inem Kochtopf konvektive Str�me ein, die die Energie aus dem Heizgebiet nach au�en tragen, direkt hinter die Sto�front.

40. Hei�eres Sterngas steigt nach au�en auf, w�hrend k�lteres nach innen sinkt. Hierdurch wird der Energie�bertrag der Neutrinos gest�rkt, und die Sto�ausbreitung beschleunigt. Bruchteile einer Sekunde sp�ter erstreckt sich der Sto� bereits auf �ber 10.000 km entfernt vom NS. Hinter ihm expandiert eine Schicht, in der die Temperaturen zur Erzeugung von Nickel gef�hrt haben. Achtung: diese Schicht ist keine Schale mehr sondern zeigt klumpige Verdichtungen.Hei�eres Sterngas steigt nach au�en auf, w�hrend k�lteres nach innen sinkt. Hierdurch wird der Energie�bertrag der Neutrinos gest�rkt, und die Sto�ausbreitung beschleunigt. Bruchteile einer Sekunde sp�ter erstreckt sich der Sto� bereits auf �ber 10.000 km entfernt vom NS. Hinter ihm expandiert eine Schicht, in der die Temperaturen zur Erzeugung von Nickel gef�hrt haben. Achtung: diese Schicht ist keine Schale mehr sondern zeigt klumpige Verdichtungen.

41. Hei�es Gas steigt in Pilzf�rmigen Strukturen nach au�en, w�hrend k�lteres Gas nach innen, zur Heizregion sinkt.Hei�es Gas steigt in Pilzf�rmigen Strukturen nach au�en, w�hrend k�lteres Gas nach innen, zur Heizregion sinkt.

42. Nur 3 Sekunden sp�ter hat der Sto� die Silizium und Sauerstoffschicht hinter sich gelassen und rast durch die He-SchaleNur 3 Sekunden sp�ter hat der Sto� die Silizium und Sauerstoffschicht hinter sich gelassen und rast durch die He-Schale

43. Die anf�nglichen Inhomogenit�ten wurden zu einer dichten Schale zusammen gedr�ckt, aus der nach etwa einer Minute neue pilzartige Strukturen entwachsen. Die anf�nglichen Inhomogenit�ten wurden zu einer dichten Schale zusammen gedr�ckt, aus der nach etwa einer Minute neue pilzartige Strukturen entwachsen.

44. Nach etwa 5 minuten haben sich bereits langg�stelte Finger entwickelt, die tief in die He- Schale eindringen.Nach etwa 5 minuten haben sich bereits langg�stelte Finger entwickelt, die tief in die He- Schale eindringen.

45. Nach ca. 20 minuten reicht der Sto� fast in die Wasserstoff schale.Nach ca. 20 minuten reicht der Sto� fast in die Wasserstoff schale.

46. Nach knapp 3 Stunden bricht der Sto� aus dem Stern aus und die Mischvorg�nge haben die gesamte He-Schale bis zur unteren Grenze der Wasserstoffh�lle erfasst.Nach knapp 3 Stunden bricht der Sto� aus dem Stern aus und die Mischvorg�nge haben die gesamte He-Schale bis zur unteren Grenze der Wasserstoffh�lle erfasst.

47. Hier das Ganze noch einmal �ber die Elemente Farbcodiert In den dichten Strukturen werden die schweren Elemente aus dem Zentrum des Explodierenden Sterns bis in die expandierende Heliumschale verfrachtet, w�hrend andererseis H und He bis tief ins Innere gemischt werden.Hier das Ganze noch einmal �ber die Elemente Farbcodiert In den dichten Strukturen werden die schweren Elemente aus dem Zentrum des Explodierenden Sterns bis in die expandierende Heliumschale verfrachtet, w�hrend andererseis H und He bis tief ins Innere gemischt werden.

54. 6. Zeit nach der Explosion 6.1 Entwicklung zu NS oder SL

55. 7. Supernova �berreste Die Radiospektren der SNR zeichnen sich durch nichtthermische Strahlung aus, deren Intensit�t nach einem Potenzgesetz mit der Frequenz abnimmt. Sie k�nnen dadurch von den thermischen Spektren anderer Nebel, wie z.B. der leuchtende Gasnebel (HII - Region) unterschieden werden. Bei jungen �berresten wird nach den Radiobildern zwei verschiedene Typen unterschieden: 1. Schallen- oder ringf�rmige �berreste (Tycho SN) 2. Ausgef�llte �berreste ( Krabnebel) Die meisten SNR sind �ber R�ntgenquellen nachgewiesen. Die R�ntgenspektren sind durch thermische Emission eines sehr hei�en Plasmas zu deuten (ausnahme Crabnebel). ----Ausgef. �berreste. Werden vermutlich durch die Aktivit�t eines rasch rotierenden Pulsars mit hochenergetischen Teilchen gef�llt, welche bei ihrer Bewegung in B-Feldern Synchrotronstr. Aussenden. --------Ausgef. �berreste. Werden vermutlich durch die Aktivit�t eines rasch rotierenden Pulsars mit hochenergetischen Teilchen gef�llt, welche bei ihrer Bewegung in B-Feldern Synchrotronstr. Aussenden. ----

57. 7. Supernova �berreste Abb.2: N132D, SNR in der gro�en Magellan'schen Wolke, Alter etwa 3000 Jahre. R�ntgenspektrum mit eingesetztem CCD-Bild

58. 7. Supernova �berreste

59. 7. Supernova �berreste Abb.4: Die r�umliche Verteilung der Elemente Ca, Si, S, Fe in Tycho�s SNR

60. 7. Supernova �berreste Abb.5: SN 1987A im sichtbaren Licht (Hubble Space Teleskope), Radio- (Australia Telescope Compact Array) und R�ntgenemission (Chandra, ACIS) �berlagert mit Konturen des HST-Bildes.

61. 7. Supernova �berreste Abb.6: Lichtkurve von SN 1987A mit pn-CCD Aufnahme (Jan. 2000) als Hintergrund zeigt die zunahme der R�ntgenhelligkeit der Explosionswolke seit der ersten Beobachtung mit ROSAT im Februar 1991.

62. 7. Supernova �berreste

63. Quellenangabe: B�cher: 1. Der neue Kosmos Autor: A. Uns�ld, Bodo Baschek 2. Leben und sterben der Sterne Autor: Norbert Langer 3. An Introduction To Modern Astrophysics Autor: Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie 4. Kerne und Sterne Einf�hrung in die nukleare Astrophysik Autor: H. Oberhummer

64. Quellenangabe: Artikel: 1. Supernovaexplosionen massereicher Sterne Autor: H. Th. Janka, Ewald M�ller MPI Garching 2. Entdeckungsreise mit dem Computer Dem R�tsel der SN auf der Spur Autor: H. Th. Janka, Ewald M�ller MPI Garching 3. Elemententstehung und Mischvorg�nge in �Core-collapse-SN� Autor: H. Th. Janka, Ewald M�ller, T. Plewa, K. Kifonidis MPI Garching 4. Wie explodieren massereiche Sterne ? Autor: H. Th. Janka MPI Garching 5. SN-Problem noch immer ungel�st Autor: H. Th. Janka, M. Kampp, R. Buras, K. Kifonidis MPI Garching