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

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

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

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

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

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.

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