type ia supernova

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