Weiße Zwerge, Neutronensterne und Pulsare

Weiße Zwerge,
Neutronensterne und Pulsare
Max Camenzind
Senioren Uni
Würzburg @ SS2010

Endstadien Kompakte Objekte
• M in < 8 Sonnenmassen Weiße Zwerge
(> 1 Mrd in Galaxis, 10000 in
Kugelsternhaufen)
• 8 < M in < 25 Sonnenmassen
Neutronensterne (>100 Mio in Galaxis)
• M in > 25 Sonnenmassen
Schwarze Löcher (~ 100.000 in Galaxis)
• Supernovae-Typen: SN II und SN Ia
• Neutronensterne in Astronomie: Pulsare
• Isolierte & Akkretierende Neutronensterne

Geschichte der WZ und NSterne
1931 S. Chandrasekhar findet die maximale Masse für Weiße
Zwerge: 1,4 Sonnenmassen.
1932 Chadwick entdeckt das Neutron
Landau: Voraussage für Existenz von NSternen;
1934 Baade & Zwicky: Neutronensterne entstehen in
Supernovae, jedoch nicht an Pulsare gedacht;
1939 Oppenheimer & Volkow: Erste Neutronensternmodelle
1967 Bell & Hewish entdecken überraschend Radiopulsare
1976 Erste Messung der Magnetfeldstärke eines
Neutronensterns am Röntgenpulsar Her X-1
1982 Entdeckung des ersten ms-Pulsars PSR 1937+214 mit
einer Periode von P = 1,5578 ms
1992 Entdeckung der ersten 3 extrasolaren Planeten um den
ms-Pulsar 1257+12
2000 Entdeckung eines jungen Neutronensterns (~300 Jahre)
im Supernovaüberrest CasA durch CHANDRA

Nobelpreise für Forschung an
kompakten Sternen
1974 Anthony Hewish, Cambridge/UK
.... für seine entscheidende Rolle bei der Entdeckung der
Pulsare und ihrer Deutung als rotierende Neutronensterne
1983 Subramanyan Chandrasekhar, Chicago, USA
.... für seine Theorie der Struktur weißer Zwerge
(aus den 1930er Jahren)
1993 Russell Hulse & Joseph Taylor, Princeton, USA
.... für die Entdeckung des Doppelsternpulsars, der eine neue
Möglichkeit für das Studium der Gravitation eröffnet hat
2002 Riccardo Giacconi, Associated Universities Inc., USA
.... für bahnbrechende Beiträge zur Astrophysik, die zur Entdeckung
kosmischer Röntgenquellen führte (NS und stellare SL)

Endphasen der Sternentwicklung
0,08 < M < 8 8 < M < 25 M > 25 Sonnen
Planetarische Supernova- SNR (?)
Nebel Überreste (SNR) Schwarzes Loch

Brennphasen
auf dem Weg zum
Kompakten Objekt

Endstadien der
Sternentwicklung

M in < 8 Sonnenmassen

Eskimo
Nebel
Endphase:
Planetarische
Nebel +
Weißer Zwerg

Weiße Zwerge ... Uninteressant ?
Subramanian Chandrasekhar (1910-1995)
Theorie entarteter Elektronensterne (1931)
Nein, ,
... denn sie haben ein interessantes Inneres:
„Diamanten“ der Milchstraße.
… kühlen sehr langsam aus über die Hubble-Zeit
werden als Kosmochronometer verwendet.

Der berühmteste WZ im
Doppelstern Sirius A + B
Von Bessel 1838
als Doppelstern postuliert;
1862 findet Alvan Clark
den Begleiter Sirius B;
Rätsel: sehr hell, aber
sehr klein Zwerg !

Sirius A vs Sonne
Sirius A:
2,1 Sonnenmassen
T eff = 9.900 K
Spektraltyp A1
Radius = 1,7 x Sonne
Alter: 238 Mio. Jahre
(sehr junges System!)

Doppelsternsystem
Sirius A + B

Hydrostatisches Gleichgewicht nach Einstein
(1939)

e - Entartung

γ = 1 + 1/n
Polytropennäherung

Beobachtete
mittlere Masse
Numerische
Lösung des
Hydrostatischen
Gleichgewichts
Chandrasekhar Grenzmasse

Typischer
WZ
D ic hteprofile
Weiße
Z w erg e

M Ch
e
2
≈ 5.
85 Y M
Θ

?
Weiße Z w erg e
Hipparcos Parallaxen GAIA Projekt
Test mit
Beobachtungen

Typischer
alter
Weißer
Zwerg
He
10 -2 M S
C / O Core
Kristallgitter
(Diamant)
T < 6 Mio K
H
10 -5 M S
Sirius B ist
noch zu heiß;
erst 100 Mio
Jahre alt!

1 Mrd. Weiße Zwerge
in der Galaxis

Kataklysmische
Systeme (CV)
WZ +
Akkretionsscheibe
in
Doppelsternen

Novae

SN 1994d
Supernova IA

Z oolog ie der S upernova e
Spektrum enthält
H-Linien?
ja nein
Supernova II Supernova I
IIa: H-Linie
dominant
IIb: He-Linie
dominant
nein
Ib: enthält
viel He
Ic: enthält
wenig He
Spektrum enthält
Silizium?
ja
SN Ia

Bekannte Typen von Supernovae
Typ II: Wasserstoff Linien; Kollaps massereicher Stern
Typ I: Keine Wasserstoff Linien

Eigenschaften der Supernovae

Akkretion auf WZ SN IA
Roter Riese
• Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen
• H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle
• Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze
Weißer
Zwerg

Fusionsreaktionen SN IA
Startreaktionen
T ≈ 7 x 10 8 K
ρ ≈ 2 x 10 9 g/cm³
Hohe Coulombbarrieren hohe Zündtemperaturen und
niedrige Reaktionsraten
4 He
C + C → Ne + He
12 12 20 4
C + C → O + 2 He
12 12 16 4
O + C → Mg + He
16 12 24 4
O + O → Si +
He
16 16 28 4
(α,γ) – Ketten effektiver
4 He
4 He
4 He
4 He
+ + + + + +
4 He
He + He → Be → C → O → Ne → Mg → Si → K → Ni
4 4 8 12 16 20 24 28 56
Es werden kaum schwerere Elemente als 56 Ni erzeugt!

Simulationen SN IA
t = 0s t = 0,3s
Mehrfachzündungen von
Flammenkugeln
Hohe Temperaturen;
Aschedichte niedriger als
Rest Pilzform

t = 0,6s
Simulationen SN IA
Bildung von Substrukturen;
Oberflächenvergrößerung &
Verbrennungsratenerhöhung
t = 2s
Scherströme erzeugen
Verwirbelungen; Brennfront
erreicht Oberfläche

Lichtkurven SN IA
Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag
Radioaktiver Zerfall von 56 Ni zu 56 Fe verzögert Abkühlung
56 9 Tage 56 112 Tage 56 +
Ni Co Fe + e
e
Ähnlicher Verlauf Standardkerze
10 Mrd. Le

Masse-
reiche
Sterne
M > 8
M S
C kann
nicht-
entartet
brennen

Proto-Neutronen Stern

Proto-Neutronen Stern

SN 87A Neutrino-Burst

Supernovae erreichen
die Helligkeit einer Galaxie, M B ~ -19 mag
sichtbar bis zu kosmischen Distanzen

Historische Supernovae
Datum Konstellat Sichtbar Remnant Helligkeit Beobtng NS
AD 185 Centaur 1 yr RCW 86 Mars China n
AD 386 Sagittari 3 Mon G11.2 –0.3 ? China np
AD 393 Scorpius 8 Mon ? Jupiter China ?
AD 1006 Lupus 3 yr SNR 1006 10 x
Venus
China,
Japan
AD 1054 Taurus 21 Mon Crab Venus China, np
AD 1181 Cassiopei 6 Mon 3C 58 Sirius China np
AD 1572 Cassiopei 18 Mon Tycho SNR Venus EU, Chi, Ia
AD 1604 Ophiuchu 12 Mon Kepler
SNR
n
> Jupiter EU, Chi Ia
AD 1670 Cassiopeia ? Cas A SNR --- ? n
AD 1987 LMC, Süd > 20 a SN87A m ~ 4 Chile --

RCW 86

G11.2-0.3
Chandra
Pulsar
NS
+ Pulsar-
Nebel

SNR 1006
Thermischer
NS
Chandra

Crab Nebula 1054
Chandra (b), HST (g), Spitzer (r)
Pulsar
NS
Thermische
Filamente

3C 58

Tycho SNR
Chandra

Kepler SNR
Chandra

Cas A / Chandra
Thermischer
NS

Ring
„Debris“

Entwicklungsweg
des Precursors SN87A

Intermezzo:
SN 1987A LMC

SN 1987A
Lichtkurven

Zeitliche Entwicklung
der Ringstruktur SN87A

Struktur Neutronensterne
• Extrem dichte Materie: Vielfaches der
Kerndichte im Zentrum (2,4 x 10 14 g/cm³,
Radius des Nukleons = 1,2 fm);
• Masse: 1,2 – 1,6 Sonnenmassen
• Radius: 9 – 11 km
• Zentraldichte: 2 – 8 fache Kerndichte!
• Temperatur: 100.000 – einige Mio K
• NS werden sehr heiß geboren: ~ 30 Mrd K

Hadronische Materie

Pb-Pb Kollision am RHIC (grau)

Phasendiagramm Kernmaterie
FAIR
Deconfinement

Nukleon: Quarks und Gluonen
Proton: up up down
Gluonen:
Quanten der
starken
Wechselwirkung
Neutron: up down down
Quarks: up down strange charm bottom top

Struktur des
Nukleons

1,2

Neutronenstern mit > 1,2 M S
Der typische
Neutronen-
Stern (1,4 M S )
als Vergleich
-
hat ein
reiches
Innenleben
und feste
Oberfläche mit T eff
-
Radius (~10 km)
Quark-Core
n
p
e
µ
= 2,5 x Schwarzschild 10 – 11 km
Photon
erleidet
gravitative
Rotversch.
von 35% !

Tolman-Oppenheimer-Volkoff
1939 !

Masse-Radius
Beziehung
2 Lösungen: z = 0,35 gem gravitative Rotverschiebung
- N Stern 1,7 M S - unwahrscheinlich
- N Stern mit Quark-Core: 1,4 Sonnenmassen

Hadronen Sterne - Dichte Sequenz
QCD Phasen
Übergang
erwartet
Beobachtete Massen
Bauswein & Camenzind 2006

Hadronen Sterne – Masse-Radius
Based
on TOV
Equations:
Radius ~
const for
relevant
range
Max. Mass
by stability
argument
R < 3R S ; z inconsistent
with expected mass (Cottam 2003)
EXO 0748
Bauswein &
Camenzind 2006

Masse-Radius mit Quark-Core
Alford et al.
2001; 2003;
2005; 2007
Buballa et al.
2004; 2005
Ma & Gao
2007
Bombaci
2008
NS low mass
QNS high
mass
Keine Neutronen
Sterne mit
M > 1.8 M S
Alford
(2005)
Camenzind 2007

Massen Neutronen-Sterne
Schwarze Löcher
BH?
BH?
4U 1608-52 (2008)

100 Mio Neutronensterne
in der Galaxis
• … leben als Radiopulsare
(über 2000 bekannt, ~10.000 geschätzt
SKA-Quellen).
• … akkretierende NS in Doppelsternsystemen
(~200 bekannt als
Röntgensterne, HMXB und LMXB)
• … bewegen sich als „kühlende Eisberge“
in der Galaxis (wenige bekannt, schwierig
zu finden, sehr geringe Leuchtkraft)

Entdeckung
der Pulsare:
1967
Antony
Hewish
&
Jocelyn
Bell Burnell
(2009)

Die Entdeckung der Pulsare 1967
Jocelyn Bell and Tony Hewish
Bonn, August 1980

Entdeckung
der
Radiopulsare
1967: A. Hewish & J. Bell
entdecken Radiopulsare.
1974: Nobelpreis an Ryle
(Apertur-Synthese)
und Hewish (Pulsare).

• Rotierender NS
• Dipol Magnetfeld
• Photonen
entweichen über
die offenen Feld-
linien Gebiete
• Wenn das Dipol-
moment auf uns zu
zeigt
Leuchtturmeffekt
Modelle für Pulsare
1968 T. Gold

Pulsare in Supernovae II
Ereignis 1054 AD
Krebs-Nebel + Pulsar

Haupt-Puls
und
Zwischenpuls
• Krebspulsar emittiert
2 Pulse pro Rotation
• Ein Puls von jedem
magnetischen Pol

Der Krebs-Pulsar

16 Gamma-Pulsare mit Fermi

Gamma-Pulsare mit Fermi
Gamma Only
MSP
Radio+Gamma
Pulses at
1/10 th true rate

Pulsar-Suche
Das Parkes Radioteleskop hat mehr als doppelt
soviele Pulsare gefunden wie der Rest der
Radioteleskope zusammen (ATNF).

Puls
Dispersion
im
Interstellaren
Medium
Niederfrequente
Pulse
kommen
später an.

Galaktische Verteilung der Pulsare

Verteilung der Pulsare Galaktische Ebene

Poynting
Energie
Abstrahlung
Pulsar
Modell

Magnetische Dipolabstrahlung
Magnetische Dipolstrahlung Energieverlustrate:
dE/dt = -2(d²m/dt ² ) 2 /3c 3 ; m = B n R 3 n /2
m: das magnetische Moment des NS
dE/dt = - B n 2 R 6 n Ω n 4 sin 2 α/6c 3
dE/dt ~ 10 35 erg/s für B n ~ 10 12 & P=0,1s
Zeitentwicklung und sog. Bremsindex
E = I Ω n 2 /2 dΩn /dt = - K Ω n a ; a: Bremsindex
For the dipole model a=3. Observations give a between 1,4 & 2,8

MSPulsare sind Perfekte Uhren
• Pulsar periods of ms Pulsars are incredibly stable and can
be measured precisely, e.g. on Jan 16, 1999, PSR J0437-
4715 had a period of (14 Stellen Genauigkeit!) :
5,757451831072007 ± 0,000000000000008 ms
• Although pulsar periods are stable, they are not constant.
Pulsars lose energy and slow down: dP/dt is typically 10 -15
for normal pulsars and 10 -20 for MSPs.
• Young pulsars suffer period irregularities and glitches
(ΔP/P

Pulsar Timing
n: Bremsindex ~ 2,5
LC: Lichtzylinder

Pulsare
&
Puls-
formen
-
Radio
Gamma

Pulsar
Diagram
• Alter des
Pulsars
= P/2 (dP/dt)
• Magnetisch
Feldstärke
folgt aus
Dipolformel
dΩ/dt ~- Ω³
• Ω = 2π/P

Online Pulsar Katalog: Web-Seite ATNF Pulsar

Pulsare in Doppelsternsystemen
• ~ 100 Radiopulsare bewegen sich in
Doppelsternsystemen (s. Pulsar ATNF Webseite).
• Partnersterne: NSterne, Weiße Zwerge oder
normale Sterne (B Sterne). Nur in einem System
beide NS sind als Pulsar beobachtbar.

Doppelpulsare
PSR 1913+16
Nobelpreis 1993
Typisches System:
N Stern +
Weißer Zwerg
Selten: NS + NS
Pulsar ist eine
perfekte Uhr
Massenbestimmung

Puls
Nummer
Time of
arrival
Roemer
delay
Atomic (proper)
Pulsar’s
rotational
frequency
Proper
Timing Modell
motion
delay
Pulsar’s
rotational
frequency
derivative
Parallax
delay
Time in Solar System Barycenter
Einstein
delay
Emission
time
ShapiroBending
delay
Delay
Plasma
delay

National Astronomy and Ionosphere Center
Arecibo, Puerto Rico

Der Binär-Pulsar PSR B1913+16
1975 entdeckt von Hulse & Taylor in Arecibo
Puls Periode: 59 ms
Bahn-Periode:
7h 45m
Double neutron-star
System
Geschwindigkeit
im Periastron:
~ 0,1% der
Lichtgeschwindigkeit
postKep
Nobelpreis 1993

dot ω: ART
Periastron Präzession
γ: Quad. Doppler und
grav Rotverschiebung
r: Shapiro
Verzögerung “range”
s: Shapiro
Verzögerung “shape”
P b : Zerfall der Bahn
infolge GW Emission
Ω geod : Frequenz der
geodätischen
Präzession verursacht
durch Spin-Bahn
Kopplung.
Post-Keplersche Parameter
s. Camenzind 2007: „Compact Objects“ Book

Bahn-Parameter für PSR B1913+16
Kepler Bahn:
Halbachse a 2,3417592(19) Lichtsek
Exzentrizität e 0,6171308(4)
Bahnperiode P B
0,322997462736(7) d
Länge des Periastron 226,57528(6) Grad
Periastron Durchgang 46443,99588319(3) MJD
Post-Kepler (oder relativistische):
Periastron Drehung 4,2226621(11) Grad/a
Grav.Rotversch. + Transverse Doppler 4,295(2) ms
Zerfall der Bahnperiode -2,422(6) x 10 -12 s/s

Doppel-Pulsar
J0737-3039A+B
A: 2003 entdeckt
(A. Lyne 2003)
B: 2004 entdeckt
(A. Lyne 2004)
A: MSP
B: Pulsar
Parameter Pulsar A Pulsar B
Spin Period 23 ms 2,8 s
Masse 1,337 M S 1,250 M S
Bahn Per 2,4 h 2,4 h

Doppelpulsar
Pulsprofile A

Doppel-Pulsar J0737-3039A+B
astro-ph/0609417

Bahn-Parameter für J0737-3039A+B
Kepler Bahn:
Halbachse a 1,415032(2) Lichtsek
Exzentrizität e 0,0877775(9)
Bahnperiode P B
0,10225156248(5) d
Länge des Periastron 87,0331(8) Grad
Periastron Durchgang 53156,0 MJD
Post-Kepler (oder relativistische):
Periastron Drehung: 16,89947(68) Grad/a
Grav.Rotversch. + Transverse Doppler: 0,3856(26) ms
Zerfall der Bahnperiode: -1,252(17) x 10 -12 s/s

Double Pulsar Mass Plot
B R ≡
=
M A =1.338(1) M
x
x
A
m
m
M B =1.248(9) M
A
B

Hobbs et al. (2008)
Gravitationswellen

RMS Genauigkeit Puls-Ankunftszeit
Anholm et al. (2008)

Pulsare als GW-Detektoren
• Erste Ideen: Sazhin (1978), Detweiler (1979)
• Experimentelle Grenzen:
– Romani and Taylor (1983) – single “slow” pulsar
– Hellings and Downs (1983) – array of pulsars
• Millisekunden Pulsare
– Kaspi, Taylor, Ryba (1994) – PSR B1855+09
– Major efforts toward Pulsar Timing Arrays
• PPTA (Parkes)
• NANOGrav (Arecibo, Green Bank, …)
• EPTA (Nancay, Jodrell Bank, Effelsberg, …)

~200 Akkretierende Neutronensterne
in der Milchstrasse bekannt

Röntgen-Pulsare (P: 10 ms – 1000 s)
Emission von Hot Spots

Low-Mass X-Ray Binary (LMXB):
Akkretion via Roche-Lobe Overflow

Isolierter Neutronenstern
RX J185635-3754
ROSAT-Quelle
Distanz: 160 pc

Isolierter Neutronenstern
RX J185635-3754
Spektrum ~ BlackBody
optisch
X

Isolierte Neutronensterne INS
Kühlende Brocken in unserer Nähe

Pulsar-Diagramm für INS

Zusammenfassung
• Struktur der Weißen Zwerge ist geklärt, als
Kosmochronometer eingesetzt.
SNIa entstehen in Weißen Zwergen M~M C .
• Struktur der massearmen Neutronensterne
weitgehend klar; das Innere von massereichen
NSternen wahrscheinlich ein Quark-Core.
• Radiopulsare besitzen eine komplexe
Magnetosphäre Hochenergieprozesse.
• Radiopulsare in Doppelsternsystemen erlauben
die genauesten Massenbestimmungen und den
Nachweis von Gravitationswellen, bisher 1 DNS.