Upload
bart
View
56
Download
4
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Type Ia Supernova. Af Malene Lønvig og Martin Holm Erichsen. SN Ia. Thermonuclear eksplosion af WD Del af binært stjernesystem WD bestående af Carbon og Oxygen som ved massetilvækst når Chandrasekhar massen på omkring 1,4M Sol Sammensmeltning af to WD Super-Chandrasekhar-masse WD. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
1
Type Ia Supernova
Af Malene Lønvig og
Martin Holm Erichsen
2
SN Ia
• Thermonuclear eksplosion af WD• Del af binært stjernesystem• WD bestående af Carbon og Oxygen som
ved massetilvækst når Chandrasekhar massen på omkring 1,4MSol
• Sammensmeltning af to WD• Super-Chandrasekhar-masse WD
3
Definition af Type Ia SN
• Bestemmes ved spektroskopi;– Ingen H og He– Stærk Si II absorptions linie ved maksimal
lysstyrke (λ = 6355 Å)– Ingen radio kilde
4
5
• Benyttes til afstandsbestemmelse (Standard Candles)
• Kosmologi– Bestemmelse af Hubble konstanten– Acceleration af Universets udvidelse
6
Observationer• Lyskurver indeholder
information omkring SN Ia– Lys stærke SN Ia har
bredde og langsomt aftagende LC
– Svage har smalle og hurtigt aftagende LC
– Evidens for korrelation mellem SN Ia og stjerne population hvori den befinder sig
– Sekundært maksimum i I-båndet
7
Observationer
• Typisk maksimal magnitude på -19.6• På t ≈20dage stiger lysstyrken til maks.
8
Observationer
• Stor homogenitet for hovedparten af SN Ia → små spektroskopiske og fotometriske forskelle (∆L~1mag)
• Typisk SN indeholder følgende ved maks. lys:– Neutral og enkelt ioniseret Si, Ca, Mg, S og O
9
10
Observationer
• Ved eksplosionen varer hydrodynamik og kerneafbrændings processer kun ~1 min.
• Luminositeten efter eksplosionen er drevet af radioaktive henfald
• Specielt: 56Ni→56Co→56Fe
11
Forløberstjerne
• SN Ia ikke nødvendigvis en WD• Ingen observation af forløberstjerne (I
modsætning til SN II)• Indirekte bestemmelse af SN Ia’s natur
12
Forløberstjerne Observationer
• Som nævnt ingen H (<0.1 MSun)• Si II indikerer kerne processer og at
produktet bliver udslynget ved eksplosionen
• Ejecta hastighed indikerer fusion af 1MSun C og O til Fe-gruppe eller middelmasse elementer
• R<10,000 km → kompakt objekt
13
Forløber stjerne Observationer
• Efter 2 uger domineres spektret af Fe II og senere Co III– Indikerer thermonuclear eksplosion af
kompakt stjerne• Forløbertype
– Stjerne med HS masse omkring 6-8MSun
– WD
14
Forløberstjerne Observationer
• Meget ens lyskurver, spektre samt lille spredning i peak luminositet→ homogen forløber klasse
• Favoritiserer at Type SNe Ia stammer fra WD(C+O WD)
15
Pre-Ignition
• Stor usikkerhed på– Termisk struktur– Kemisk sammensætning
• C/O forhold skal kendes gennem den WD• Disse usikkerheder→ ad hoc antagelser
om start betingelserne for eksplosions modeller
• Multi-dimensionelle simulationer
16
Eksplosions modeller
• Sfærisk sym. 1D – Mangler vigtige aspekter af multi-dimensionel
thermonuclear afbrænding– Kombinerer dog hydrodynamik med
detaljerede nuclearsynthesis udregninger
17
Eksplosions modeller
• 2D og 3D• Gør det mulig at lave direkte numeriske
simulationer og forklare– relevant forbrænding– diffusion skalaer af mikroskopiske flamme
ustabiliteter– flamme-turbulente vekselvirkninger
18
Eksplosions modeller• Kerne reaktions raten ~T12 ved T≈1010 K• Deflagration(”flames”): kerneafbrændning
udbreder sig konduktivt (subsonisk)• Detonation: kerneafbrændingen udbreder
sig ved chok sammenpresning (supersonisk)
19
Detonation
• Varme fra kerneafbrændning→ Højt overtryk– Hydrodynamisk chok bølge som antænder
brændstof ved ”compressional heating”– Selvopretholdende forbrændings front →
detonation• Supersonisk hastigheder
– tillader ikke ubrændt materiale at udvide sig før det er brændes
20
Deflagration
• Svagt overtryk → temperatur gradient øges indtil ligevægt mellem varme diffusion og energi generation– Forbrændings fronten består af en diffusion
zone(opvarmer brændstof), fulgt af et tyndt reaktions lag(brændstof → energi)
• Subsoniske hastigheder mht. ubrændt materiale
21
Deflagration
• Subsoniske hastigheder betyder at stjerne materiale kan udvides inden det indhentes af flammen– Forbrænding ved lav ρ → middel masse
elementer produceres• Hovedparten af 56Ni produceres tildligt i
deflagrations fasen
22
Flame ignition
• Temp. fluktuationer i den konvektive kerne af elektron-udartet WD → thermonucelar ”runaway”– hurtig stigning i energi pga. kerneafbrænding
af C og O → flammen skabes
23
Forskellige eksplosions modeller
• Prompt detonation• Ren turbulent deflagration• Delayed detonation(DDT)
24
Prompt detonation • Hillebrandt og Niemeyer, astro-ph/0006305v1,
21 Jun 2000• Hydrodynamisk simulation, Arnett (1969)(se
reference i Hillebrandt og Niemeyer)• Antog termonuclear forbrænding → detonations
bølge, som opsluger hele stjernen → ingen udvidelse af C+O materiale før afbrænding
• C+O omdannes til Fe• Ingen middel-masse elementer• Selv-udslukning ved høje densiteter(ρ > 2×107 g
cm-3) for C+O detonation
25
Ren turbulent deflagration
• Röpke et al. 2007, The Astrophysical Journal 668, 1132-1139
• Deflagration udbredelse er formidlet ved mikrofysisk varmetransport
• Ren deflafration for svag til at skabe obs. eksplosioner• Flammen skal acceleres vha. turbulens• Turbulens
– buoyant opstigning af brændende ”bobler”forudsager turbulent bevægelse (grundet RT og KH ustabiliteter
– Flammen vekselvirker med eddies der på mindre skala henfalder i turbulente kaskader → flammen accelerer
26
3D turbulent deflagration (Röpke et al, 2007)
• t=0-0.6s: Efter antændelse af flere delvist overlappende flamme kernels vokser aske-regionen og bevæger sig mod overfladen
• t=0.6-3s: Individuelle kernels deformeres → vokser → merger → flamme strukture dannes
• Strukturene udvikler sig og domineres af– Stor skala: Buoyancy ustabiliteter– Lille skala: Turbulente kaskader
27
28
3D turbulent deflagration
• t=3.0s: Flammen bevæger sig mod overfladen– ρbrændstof falder imod min. for produktion af
middel-masse elementer– Forbrænding stopper → flammen slukkes– Asken har nået ejecta overfladelaget
• t=3-10 s: Udvikling styres af hydrodynamisk relaxation mod homogen ekspansion
29
30
3D turbulent deflagration• Modellen har ingen frie parametre foruden
starbetingelserne for flamme antændelse(usikker) og den WD
• Overensstemmelse med svag SN Ia– bolometriske lyskurve– kemisk sammensætning af ejecta
• Manglende middel-masse elementer i ydre ejecta lag• Ikke tilstrækkelig energi til at beskrive stærke og normale
SN Ia (eksplosions styrke) → ikke nok M(56Ni)• Kan beskrive starten af en større eksplosions
mekanisme → deflagration - detonation
31
Delayed detonation(DDT)
• På Jorden kan en spontan overgang fra turbulent deflagration til detonation (deflagration-detonation transition, DDT) forekomme
• Giver til at begynde med langsom afbrænding krævet for at udvide stjerner (turbulent deflagration)
• Efterfulgt af hurtig forbrænding (detonation)
32
DDT
• Detonation foregår i de sene stadier af eksplosionen
• Overgang foregår i fordelings området(ρ~107 g cm-3)
• For at udløse en detonation skal v’~108 cm/s (20% af vlyd)
• Röpke 2007, The Astrophysical Journal, 668, 1103-1106, estimere v’ i 3D-simuleringer
33
34
DDT• Finder tilstrækkelig
høje v’ til at DDT kan forekomme
• DDT mest sandsynlig i de ydre dele af deflagrations flammen
• Overgang til detonation sker ikke ofte i løbet af en SN → da sandsynlighed for høj v’ er lav
35
DDT
• DDT afhænger af formationen af detonationen hvilket kræver yderlige studier
• Detonationen kan ikke altid nå alle områder med ubrændt materiale– men detonations fronten dannet et enkelt sted
brænder det meste af tilbageværende brændstof.• Resultaterne indikere at DDT kan være mulig
36
Super-Chandrasekhar-masse• Howell el al. 2006, Nature, vol 443.• Masse større end 1.4 Msol
• Observere SN Ia med stærke lyskurver og høj luminusitet, (og lille v)
• Ex: SNLS-03D3bb – maks. MV = -19.96– Ca 2.2 gange så høj luminositet– Lille hastighed
• → større Ni-masse → større masse af forløberstjernen
37
DD merger
• Alternativ til SD WD. • Double degenerate (DD) model hvor 2 WD
sammensmelter. DD-model → neutron stjerne dannelse..• MEN nye studier viser at en eksplosion
som SN Ia er mulig, (Yoon et al. 2007, MNRAS)
38
DD merger• Forekomsten af C og dets hastigheds fordeling
giver hints til naturen af SN Ia eksplosionen. (Hicken et al. 2007,The Astrophysical Journal, 669, L17-L20)
• For normale SN Ia er C ofte svag eller fraværende i optisk og IR spektre
• Passer bedst med DDT i et SD system → idet DD mergers efterlader betydelige mængder ubrændt materiale i de ydre lag.
• Tilstedeværelsen af store mængder C øger muligheden for en DD merger
39
DD merger
• DD mergers kan have masse og luminositet udover Chandrasekhar grænsen
• 2 observerede SN Ia mulige merger begivenheder – SN 2003fg– SN 2005hj.
40
DD merger
• Hicken et al. 2007,The Astrophysical Journal, 669, L17-L20, ser på SN Ia 2006gz
• Største mængder af ubrændt C som er obs. til dato
• Lav Si hastighed ved tidlige tider • Lyskurven er meget bred og lysstærk• Obs. peger på at SN 2006gz stammer fra
en sammensmeltning af 2 WD.
41
42
SN 2006gz VSi II udsædvanlig lav og
konstant ved tidlige tider Mulig bevis på
overliggende materiale C II linjer
Desuden tidligt plateau i hastigheden for både Si II og C II mellem -14 og -13 dage.
43
SN 2006gz
• C helt sikkert tilstede, men hastigheds plateau er meget kort og ligger meget tidlig.
• Den mest brede SN Ia lyskurve som nogensinde er observeret.
Δm15(B)=0.69±0.04
44
SN 2006gz
• Stigningstiden til maksimal lysstyrke er på 16.6±0.6 dage
• meget kort sammenlignet med det langsomme fald
• Manglende andet peak i´-bånd som ellers forventes
45
SN 2006gz
• Langsom-aftagende og over-lysstærke SNe Ia → late-type galakser
• Hurtigt-aftagende og sub-lysstærke SNe Ia → early-type galakser/hosts.
• MV=-19.74±0.16 og farve på B-V~-0.17±0.05
• Mulig S-Ch SN 2003fg, MV=-19.85±0.06 og farve på B-V~-0.15
46
SN 2006gz• For RV=3.1 bestemmes MNi=1.20±0.28 MSun . • For RV=2.1 fås MNi=1.02±0.21 MNi • 1.4 MSun WD kan producere ~0.9-1.0 MSun af 56Ni
(Khoklov 2007, se note i Hicken et al. 2007) • DD mergers modeller (Khokhlov et al. 1993,
A&A, 270, 223) – 1.2 MSun WD detonation inden i C-O envelopes. – Producerer 0.63 MSun af 56Ni. – Producerer bredde lyskurver, ligesom det ses i SN
2006gz efter maksimal lysstyrke.
47
SN 2006gz
• Opsummering– Stor mængde ubrændt C.– Lav tidlig-tids silicium hastighed.– Lysstærk og bred lyskurve.
48
SN 2006gz• I Hicken et al. 2007 diskuteres forklaringer på observationerne:• C del af photospheren ved tidlige tider.• Betyder at eksplosionen ikke brændte alt C → ydre WD C-O lag
som accelereres og fortyndes under en deflagration fase. ELLER skyldes det obs. C at envelopen af DD merger bliver
chocked og accelereret inden for de første få sekunder af eksplosionen.
• Lav og langsom aftagende Si hastighed ved tidlige tider, samt dybe og smalle Si absorption egenskaber → DD merger modeller.
• MNi, copious Si og andre ikke-Fe elementer udelukker SD detonation
• S-Ch forløber er en god mulighed.
49
SN 2006gz
• Hovedegenskaber kan forklares ved forskellige modeller (SD og DD)
• Dog peger disse egenskaber på at SN 2006gz er resultatet af en sammensmeltning af 2 WD.
50
Lys ekkoer
• Pastorello og Patat. 2008, Nature, vol 456.• Kan bruges til at afgøre klassifikationen af
SN– Ex: Tycho Brahes SN1572– → information omkring eksplosionen– Lys ekko spektrum har bekræftet at SN1572
er en SN Ia
51
Lys-ekkoer
• En SN producerer et glimt– Udvider sig med lysets
hastighed– I vacuum ingen
spredning af lyset– I IM rammer fotonerne
støv → spredning af lyset og forsinkelse
52
Lys ekko
• Variationen i lysstyrken gør det muligt at detektere lys ekkoer via gentagende observationer
53
Lys ekko
• Ekko spektrum sammenlignet med SN Ia spektrer
• Viser at SN1572 er af typen Ia