Weiße Zwerge, Neutronensterne und Pulsare

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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.

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