Ein Katalog bekannter Supernova Explosionen - RWTH

Ein Katalog bekannter Supernova
Explosionen
von
David Altmann
Bachelorarbeit
in Physik
vorgelegt der
Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultät der
Rheinisch-Westfälischen Technischen Hochschule Aachen
im August 2009
Angefertigt am
III. Physikalischen Institut B
bei
Professor Dr. Christopher Wiebusch
Inhaltsverzeichnis
1 Einleitung
1
2 Physik der Supernovae
2.1 Supernova-Beobachtungen . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Die verschiedenen Typen . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 Supernovaname . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 Entstehungsmechanismen . . . . . . . . . . . . . .
2.4.1 Lebenszyklus eines Sterns . . . . . . . . . .
2.4.2 Thermonukleare Supernova . . . . . . . . .
2.4.3 Kernkollapssupernova . . . . . . . . . . . .
2.5 Bedeutung der Supernovae für die moderne Physik
2.5.1 Typ Ia als Standardkerze der Astropyhsik .
2.5.2 Supernovae als Neutrinoquellen . . . . . . .
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3
3
3
4
4
4
5
5
6
6
6
3 Vorhandener Katalog
3.1 Zweck und Anforderungen des
3.2 Quellkataloge . . . . . . . . .
3.3 Galaxiequellkataloge . . . . .
3.4 Das Erstellen des Katalogs . .
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Katalogs
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4 Erweiterung des Katalogs
4.1 Konzeption der Erweiterung . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 Zusätzliche Quellen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 Heimatgalaxien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4 Heimatgalaxie-Redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4.1 Entfernungsbestimmung aus dem Galaxie-Redshift
4.5 Entfernung der Galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.6 Koordinaten der Heimatgalaxie . . . . . . . . . . . . . . .
4.7 Zeitpunkt der Entdeckung und der maximalen Magnitude
5 Supernova Statistik
5.1 Anzahl der beobachteten Supernovae pro Galaxie . . . .
5.2 Entfernungen der Supernovae . . . . . . . . . . . . . . .
5.3 Winkelabhängigkeiten . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4 Entdeckungsdatum und Zeitpunkt maximaler Magnitude
5.5 Vollständigkeit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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6 Zusammenfassung und Ausblick
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Literaturverzeichnis
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Danksagung
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1 Einleitung
Supernovae sind bedeutende kosmologische Objekte. Ihr Erscheinen und Verschwinden am
Himmel waren für Brahe und Kepler Indizien für ein heliozentrisches Weltbild (siehe Kapitel
2.1). Durch Beobachtungen von Supernovae kann das Ende des Lebenszyklus eines Sterns
besser verstanden werden. Seit Supernova 1987A, aus deren Analyse zum Beispiel die Neutrinophysik zahlreiche neue Informationen über die Natur der Neutrinos sammeln konnte, ist
das Interesse an Supernovae noch deutlich gestiegen (siehe Kapitel 2.5.2).
Mit der steigenden Zahl von beobachteten Supernovae wurde begonnen sie zu katalogisieren.
Diese Kataloge können jedoch Inkonsistenzen enthalten, zum Beispiel Tippfehler oder neue
Erkenntnisse die nicht aktualisiert wurden. Für eine Analyse der Daten des AMANDAIINeutrinoteleskops am Südpol wurde ein neuer Katalog erstellt. Dieser überprüfte und vereinheitlichte einige Informationen der Quellkataloge. Zudem konnten so einzelne Informationen,
über die nicht jeder Quellkatalog verfügt, miteinander verknüpft werden.
Im Rahmen dieser Bachelorarbeit wurde dieser bestehende Katalog ausgebaut und verbessert,
wobei der Schwerpunkt eher in der Verbesserung der Daten liegt. So wird zum Beispiel die
aus dem Redshift bestimmte Entfernung zur Supernova genauer ermittelt als zuvor oder mit
Hilfe einer zusätzlichen Datenbank die Vereinheitlichung des Galaxienamens verbessert (siehe
Kapitel 4.2). Der Programmcode, welcher den Katalog automatisch erstellt, wurde leichter verständlich neugeschrieben. Dies soll den Katalog leichter wartbar und somit dauerhaft nutzbar
machen.
Mit den Daten des neu erweiterten Katalogs lassen sich Statistiken erstellen und untersuchen. So konnten einige erwartete Effekte, wie die Einschränkung der Beobachtbarkeit von
Supernovae in Winkeln der galaktischen Ebene, bestätigt, werden.
1
2 Physik der Supernovae
2.1 Supernova-Beobachtungen
Historische Beobachtungen
Die erste von Menschen beobachtete Supernova, von der wir heute wissen, wurde im Jahre
185 in chinesischen Quellen erwähnt. Diese beschrieben das ungewöhnliche Erscheinen und
Verschwinden eines Sterns.
1006 war die hellste erwähnte Supernova zu sehen [1]. Sie war mit einer scheinbaren Magnitude von -9 für kurze Zeit heller als der Viertelmond. Eine im Jahr 1054 erschienene Supernova schuf den Krebsnebel [2]. Tycho Brahe (1572) und Johannes Kepler (1604) entdeckten
ebenfalls Supernovae, die nach ihnen benannt wurden. Diese Supernovae lieferten Indizien
gegen das geozentrische Weltbild. Bis dahin war die Meinung vorherrschend, dass sich aller
Himmelskörper um die Erde bewegen. Dieses aus religiösen und machtpolitischen Gründen
von der Kirche favorisierte Weltbild bekam, unter anderem aufgrund des Erscheinens und
Verschwindens der Supernovae als sichtbarere Himmelskörper, Risse, da nach aristotelischer
Lehre, welche auch von der Kirche vertreten wurde, alle Himmelsobjekte statisch auf Sphären
um die Erde angebracht waren. Das Aufblitzen eines Himmelsobjektes für kurze Zeit war in
diesem Modell ausgeschlossen.
Im 17. Jahrhundert (zwischen 1650 und 1680) war die letzte aktuell bekannte Supernova in
unserer Galaxie im Sternbild Cassiopeia zu sehen, wurde von damaligen Astronomen allerdings nicht entdeckt.
Moderne Beobachtungen
Alle historisch beobachteten Supernovae (vor 1885) waren galaktisch. Ab 1885 wurden aufgrund der technologischen Fortschritte in der Optik und der intensiveren Himmelsbeobachtung auch Supernovae außerhalb unserer Galaxie entdeckt. Die Entdeckungsrate nahm mit
zunehmendem Interesse an dem astronomischen Phänomen und der rasanten technischen Entwicklung insbesondere in den letzten 20 Jahren stark zu (siehe Abb. 2.1).
2.2 Die verschiedenen Typen
Seit den intensiven Supernovabeobachtungen von Zwicky, Baade und Minkowski in den 30er
Jahren des 20. Jahrhunderts wird eine Einteilung in zwei Typen von Supernovae verwendet.
Grundlage der Einteilung ist die Sichtbarkeit verschiedener Spektrallinien; diese haben ihre
Ursache in der Absorption des Lichts durch verschiedene Elemente innerhalb der Hülle des
Sterns. Das Spektrum von Typ-I-Supernovae hat keine Wasserstofflinien, während diese bei
Typ-II-Supernovae sehr ausgeprägt sind. Beide Typen werden noch weiter unterteilt.
Typ-Ia-Supernovae haben Siliziumlinien in ihrem Spektrum, Typ Ib hat anstatt SiliziumHeliumlinien und bei Typ Ic können im Spektrum weder Silizium noch Helium gefunden werden.
Wenn das Spektrum einer Typ-II-Supernova starke Heliumlinien aufweist, klassifiziert man
sie als Typ IIb (in Anlehnung an den Typ Ib).
Fällt die Lichtkurve nach dem optischen Helligkeitsmaximum linear ab, so wird an die Typbezeichnung ein L angehängt. Gibt es nach dem optischen Helligkeitsmaximum eine Phase,
3
2 Physik der Supernovae
103
Anzahl #
102
101
100
1880
1900
1920
1940
Jahr
1960
1980
2000
Abbildung 2.1: Anzahl der Supernovae pro Jahr, Verwendung des Jahres aus dem Supernovaname (siehe Kapitel 2.3) seit Beginn der modernen Beobachtung
in der die Helligkeit auf hohem Niveau nahezu konstant bleibt, so wird der Typbezeichnung
ein P für Plateau angehängt [3].
2.3 Supernovaname
Mit Ausnahme der historischen Supernovae, die zum Teil nach ihren Entdeckern benannt wurden (siehe 2.1), werden alle Supernovae nach einer festgelegten Konvention benannt. Zunächst
wird die Jahreszahl der Entdeckung und dann eine Buchstabenkombination, die angibt, um
die wievielte Supernova in dem jeweiligen Jahr es sich handelt, festgelegt. Angefangen bei
A werden zunächst die Großbuchstaben verwendet, darauf folgt eine Kombination von zwei
Kleinbuchstaben. Beginnend bei aa (27. Supernovae), über ab und ac, bis zz (702. Supernova) werden so alle weiteren Supernovae bezeichnet. Der Name wird vom Central Bureau for
Astronomical Telegrams (CBAT) der International Astronomical Union (IAU) vergeben.
2.4 Entstehungsmechanismen
Die Typen Ib und Ic sowie Supernovae vom Typ II können aus dem Kernkollaps eines Sterns
hervorgehen. Typ Ia Supernovae entstehen in Mehrfachsternsystemen (hauptsächlich Doppelsternsysteme) und werden auch als thermonukleare Supernovae bezeichnet.
2.4.1 Lebenszyklus eines Sterns
Die Details der Entstehung eines neuen Sterns aus einer kollabierenden interstellaren Wolke
sind für das Verständis der Supernovamechanismen von geringer Bedeutung. Ist der Stern
„geboren“, so sind für seine Weiterentwicklung seine Masse und seine chemische Zusammensetzung für den weiteren Verlauf seiner Existenz wichtig [4]. Ist die Masse größer als 0, 08M
(M ist die Masse der Sonne), so ist die Temperatur im Kern ausreichend, um Kernreaktionen
4
2.4 Entstehungsmechanismen
zu starten. Andernfalls wird der Stern zu einem Braunen Zwerg.
Die Zeitspanne, in der ein Stern seinen Wasserstoffvorrat fusioniert, ist deutlich von seiner
Masse abhängig [5]. Hat die Sonne eine stabile Brennphase von etwa 1010 Jahren, so hat ein
Stern mit der zwanzigfachen Masse nur eine stabile Brennphase von 15 Millionen Jahren, da
durch die größere Gravitation höhere Temperaturen im Inneren des Sterns erreicht werden.
Der Wirkungsquerschnitt der Kernfusion wird mit höherer Temperatur größer.
Durch die Fusion von Wasserstoff entstehen innerhalb des Sterns schwerere Elemente, die
ebenfalls fusionieren können oder andere Fusionsprozesse katalysieren. Ist der Vorrat eines
Elements weitestgehend „verbraucht“, kollabiert der Kern und die äußeren Hüllen expandieren aufgrund der steigenden Temperaturen. Im Inneren des Sterns beginnt die Fusion der
schwereren Elemente, während in den äußeren Schichten die Fusionen der leichteren Elemente
stattfinden. Die Fusion von leichteren Elementen zu schwereren kann sich bei einer Sternenmasse größer als acht M bis zu Eisen und Nickel fortsetzen. Die Bindungsenergie besitzt
bei Eisen ein lokales Maximum, sodass eine weitere Fusion mit den verfügbaren Kernen energetisch nicht mehr vorteilhaft ist. Hat ein Stern die Fusionskette bis Eisen durchlaufen, so
besteht er aus mehreren Schichten, die jeweils von einem Element dominiert sind. Umgeben
von einer Wasserstoffhülle folgen von außen nach innen die Helium-, Kohlenstoff-, Neon-,
Sauerstoff- und Siliziumschalen, die den Eisen-Nickelkern umgeben [4].
2.4.2 Thermonukleare Supernova
Das aktuell bevorzugte Modell für Typ-Ia-Supernovae ist die sogenannte Thermonukleare Supernova.
In einem Zwei-Stern-System (auch in Mehrfachsternsystemen möglich) expandiert der massenreichere Stern am Ende seines Fusionszyklus stark und wird zu einem Roten Riesen. Diese
expandierende Hülle wird vom zweiten Stern „abgesaugt“. Die Kerne beider Sterne sind nun
von der Hülle des Roten Riesen umgeben. Innerhalb dieser Hülle erhitzt sich die Materie stark,
bis der Rote Riese diese absprengt und sein Kern, bestehend aus Kohlenstoff und schwereren
Elementen, als weißer Zwerg zurückbleibt [4].
Am Ende des Lebenszyklus des zweiten Sterns expandiert auch dieser. Der Weiße Zwerg
beginnt nun seinerseits Masse seines Begleitsterns zu akkretieren. Nähert sich seine Masse
1, 44M (Dieser Wert wird häufig als Chandrasekhar-Masse bezeichnet), beginnt er weiter
in sich zusammenzufallen. Dichte und Temperatur steigen so schnell, dass nahezu sämtliche
Materie instantan fusioniert. Der Stern wird durch die enormen Energien „zerissen“ [4].
Eine weitaus seltenere Ursache einer Typ-Ia-Supernova ist die Kollision zweier Weißer Zwerge
[6].
2.4.3 Kernkollapssupernova
Nach Einsetzen des Siliziumbrennens bildet sich im Inneren des Sterns ein Eisen-Nickelkern.
Durch den hohen Gravitationsdruck können Protonen und Elektronen in Neutronen und Neutrinos umgewandelt werden (Deleptonisierung). Durch die Reduzierung von Elektronen im
Kern sinkt deren Entartungsdruck. Dieser sinkende Druck, der zuvor noch dem Gravitationsdruck widerstehen konnte, sorgt nun für den Kollaps des Eisenkerns. Der Sturz wird erst
gestoppt, wenn die Dichte im Kern die Atomkerndichte erreicht und der Entartungsdruck der
Neutronen plötzlich einsetzt [4].
Ab einer Sternenmasse von 8M entsteht ein Neutronenstern [5] mit einem Radius < 10
km. Bei größeren Massen (ab 25M ) reicht der Entartungsdruck der Neutronen im Kern
5
2 Physik der Supernovae
nicht aus, um ein weiteres Zusammenfallen zu verhindern. Es entsteht ein schwarzes Loch [7].
Mit dem exponentiellen Anstieg des Entartungsdrucks „prallt“ die in den Kern stürzende
Materie „ab“. Es entsteht eine Schockwelle, die sich im Eisenkern nach außen ausbreitet und
nach Verlassen des Eisenkerns die äußeren Hüllen abstößt. Da die Schockwelle durch die Dissoziierung von Eisen an Energie verliert, wird sie zunächst im Eisenkern abgebremst.
Geschieht dies nahezu instantan, so spricht man von einer prompten Explosion. Dieses historisch gesehen frühe Modell des Kernkollaps ist jedoch für die meisten Supernovae zu stark
vereinfacht. Wahrscheinlich kommt es bei den meisten Kernkollapssupernovae zu einer verzögerten Explosion: Dabei verliert die Schockwelle so viel Energie durch Dissoziierung, dass sie
stagniert [8].
Aufgrund der hohen Dichte im Kern werden Neutrinos oft gestreut und können nicht entweichen. Sie geben einen Teil ihrer Energie an Elektronen und Neutronen ab [9]. Es bilden sich
neutrinogeheizte Blasen, die der Schockwelle Energie zuführen. Dies ermöglicht es der stagnierenden Schockwelle trotzdem aus dem Eisen-Nickel-Kern auszubrechen und wie bei einer
prompten Explosion die äußeren Schalen abzusprengen. Es bleibt ein Protoneutronenstern
mit einem Radius kleiner 10 km oder ein Schwarzes Loch zurück, abhängig von der Masse des
Sterns [7].
Die bei der Explosion frei werdende Energie kann bis zu 1044 Joule betragen. Unsere Sonne
müsste bei aktueller Leuchtkraft 1010 Jahre scheinen, um eine entsprechende Energie abzustrahlen.
Aufgrund der gewaltigen Expansion der Oberfläche steigt die Leuchtkraft stark an. Die meiste
Energie wird jedoch in Form von Neutrinos weggetragen (etwa 99%). Hauptquelle der Neutrinos ist das Abkühlen des Protoneutronensterns und das Dissoziieren schwerer Atomkerne in
den äußeren Schalen durch Stoßprozesse während der Schockwelle [4]. Durch Stöße steigt die
Temperatur dort auf über 5 Milliarden Kelvin. Dadurch wird ein Teil des Siliziums und des
Schwefels umgewandelt, hauptsächlich in 56 Ni und andere Elemente der Eisengruppe. Das Nickel zerfällt mit einer Halbwertszeit von 6,1 d in 56 Co. Beim Zerfall wird Energie frei, die den
Supernovaremnant aufheizt und zum Helligkeitsmaximum führt. Das 56 Co ist selbst instabil
und zerfällt mit einer Halbwertszeit von 77,1 d in stabiles Eisen. Dieser exponentiell ablaufende Zerfall ist für das charakteristische exponentielle Abklingen der Leuchtkurve verantwortlich
[4].
2.5 Bedeutung der Supernovae für die moderne Physik
Wie schon in 2.1 erwähnt, lieferten die Supernovaentdeckungen der frühen Neuzeit Erkenntnisse hin zum heliozentrischen Weltbild. Auch in der modernen Astro- und Astroteilchenphysik
sind Supernovae bedeutende Objekte.
2.5.1 Typ Ia als Standardkerze der Astropyhsik
Da die Explosion des „Weißen Zwergs“ fast immer bei Erreichen der Chandrasekhar-Masse
erfolgt (siehe 2.4.2), sind die zu erwartenden Leuchtkräfte der Typ-Ia-Supernovae ähnlich. Die
auf der Erde sichtbare relative Leuchtkraft steht also in direkter Korrelation mit der Entfernung der Supernova. Mit Hilfe einer beobachteten Typ-Ia-Supernova kann also die Entfernung
zu ihr und ihrer Heimatgalaxie berechnet werden.
2.5.2 Supernovae als Neutrinoquellen
Bei einer Kernkollapssupernova entstehen unter anderem durch die Deleptonisierung im Kern
(siehe 2.4.3) große Mengen an Neutrinos. Diese erreichen die Erde früher, da für sie die Su6
2.5 Bedeutung der Supernovae für die moderne Physik
pernovahülle eher durchlässig wird als für Photonen. Sie können daher eingesetzt werden, um
auf das optische Erscheinen der Supernova schon vor dem Eintreffen des Lichts vorbereitet zu
sein, und so mehr Informationen über die Lichtkurve zu erhalten [10].
Die Supernova 1987A, die am 23.02.1987 erstmals beobachtet wurde, bestätigte die Annahme,
dass es beim Kernkollaps eines Sterns zu einem massiven Neutrinofluss kommt. Von damals
vier verfügbaren Experimenten zum Nachweis von Neutrinos konnten drei (KamiokaNDE-II,
IMB und BUST) zur nahezu selben Zeit einen Anstieg der gemessenen Neutrinos feststellen. Die Wahrscheinlichkeit für eine statistische Fluktuation war hierbei äußert gering. Der
Fluss untermauerte die Kernkollapstheorie, da diese eine enormer Menge von Neutrinos bei
Supernovae der Typen Ib, Ic und II vorhersagt. Der Fluß stimmte sogar sehr gut mit dem
theoretischen, für eine Kernkollapssupernova vorhergesagten, überein. Zudem war die Supernova die am nächsten gelegene sichtbare Supernova seit etwa 400 Jahren [9].
Auch für die Teilchenphysik ist Supernova 1987A von großer Bedeutung. Unter der Annahme, dass das Kernkollapsmodell die Prozesse während der Supernova gut beschreibt, konnten
teilweise noch heute konkurrenzfähige Grenzen für die physikalischen Eigenschaften von Neutrinos bestimmt werden.
So wurden 11 eV als obere Grenze für die Masse des Elektron-Neutrinos bestimmt. Inzwischen
konnte mit Hilfe des Betaspektrums von Tritium eine obere Grenze von 2 eV gefunden werden
[11]. Da die Zahl der gemessenen Neutrinos sehr gut mit der Zahl der erwarteten Neutrinos
übereinstimmte, kann ein signifikanter Zerfall während der Flugzeit nicht stattgefunden haben.
Unter der Annahme, dass die Vorhersagen über Anzahl und Flavour der Neutrinos korrekt
sind, lässt sich für das Elektron-Neutrino eine Lebensdauer von τνe = 5, 3 · 1012 s·mνe E−1
νe als
untere Grenze bestimmen [12].
Die elektrische Ladung eines Neutrinos kann nicht größer als 2 · 10−15 e sein [13], abhängig von
den galaktischen und extragalaktischen Magnetfeldern. Auch für das magnetische Moment
lässt sich mit Supernova 1987A eine obere Schranke bestimmen [14].
7
3 Vorhandener Katalog
Für eine AMANDA-Analyse im Rahmen einer Diplomarbeit wurden Daten von Supernovae
benötigt [15]. Da die vorhandenen Kataloge Inkonsistenzen aufweisen und kein Katalog alle
benötigten Informationen enthält, wurde ein neuer Katalog zusammengestellt. Dieser setzt
sich aus den Informationen von drei vorhandenen Quellkatalogen zusammen, welche weiter
unten beschrieben werden. Zusätzliche Informationen zu der Heimatgalaxie werden aus Galaxiekatalogen eingelesen.
3.1 Zweck und Anforderungen des Katalogs
Das AMANDA-II-Neutrino-Teleskop am Südpol ist in der Lage, TeV-Neutrinos aus astrophysikalischen Quellen nachzuweisen. Die in der Diplomarbeit verwendeten Modelle zu Kernkollapssupernovae gehen davon aus, dass solche Supernovae starke Quellen für hochenergetische
Neutrinos sein könnten. Im Rahmen der Diplomarbeit wird versucht, mit Hilfe von Analysen,
eine örtliche und zeitliche Korrelation zwischen gemessenen Neutrinos und einer Supernova zu
bestimmen. Es konnte jedoch keine Abweichung vom Hintergrund atmosphärischer Neutrinos
festgestellt werden [15].
Diese Informationen aus den Quellkatalogen werden für die Analysen benötigt:
Koordinaten
Für die örtliche Korrelation werden die Koordinaten der Supernova benötigt. Da der IcecubeNeutrinodetektor eine Winkelauflos̈ung von etwa 2 Grad hat, können ohne weitere Probleme
die Koordinaten der Supernovaheimatgalaxie anstatt der Supernova verwendet werden.
Entfernung
Für die Bestimmung des Neutrinoflusses ist die möglichst genaue Entfernung der Supernova
wichtig. Prinzipiell kann aus dem Redshift die Entfernung berechnet werden. Dies ist für nahe
Himmelsobjekte jedoch sehr ungenau (siehe Kapitel 5.3), da dann die Eigenbewegung der
Himmelsobjekte starken Einfluss auf den Redshift hat.
Heimatgalaxie
Die Heimatgalaxie ist eine sehr wichtige Information über eine Supernova. In der Regel gibt
sie Informationen über Position und Redshift. In manchen Fällen sind sogar Entfernungsmessungen zu der Galaxie vorhanden. Da insbesondere die Entfernung von großer Bedeutung für
die Neutrinoanalysen ist, ist die korrekte Identifikation der Heimatgalaxie von entscheidender
Wichtigkeit.
Typ
Aufgrund der unterschiedlichen Entstehungsmechanismen ist der Typ eine wesentliche Eigenschaft einer Supernova, da bei Typ Ia, im Gegensatz zu den anderen Typen kein TeVNeutrinofluss erwartet wird.
Datum der Entdeckung und der maximalen Magnitude
Um den Explosionszeitpunkt der Supernova abzuschätzen wird das Zeitpunkt der maximalen
Magnitude benötigt. Ist dieses nicht vorhanden, so kann es mit Hilfe des Entdeckungsdatums
extrapoliert werden [15].
9
3 Vorhandener Katalog
3.2 Quellkataloge
Für den Katalog werden drei Quellkataloge über Supernovae verwendet.
Supernova Katalog des Central Bureau for Astronomical Telegrams
Der Supernova Katalog des Central Bureau for Astronomical Telegrams (im Folgenden wird
der Katalog CBAT genannt) wird vom Harvard-Smithonian Center for Astrophysics zur Verfügung gestellt. Das Central Bureau for Astronomical Telegrams steht unter Federführung der
Internationalen Astronomischen Union.
Der zur Verfügung gestellte Katalog ist frei verfügbar1 , allerdings ist der Zugriff auf weiterführende IAUC (IAU Circulars) und CBAT-Telegramme teilweise kostenpflichtig (ab Central
Bureau Electronic Telegram (CBET) Nummer 1200).
Im Falle von unklaren Daten werden die Originalreferenzen des CBAT-Katalogs verwendet,
beispielsweie um die Heimatgalaxie zu bestimmen.
Asiago Supernovae Catalogue
1984 wurde die erste Version des Katalogs veröffentlicht. Sie umfasste 568 Objekte. Der Katalog steht in Tradition der Palomar Supernova Master List, die seit 1958 (damals von Zwicky)
in unregelmäßigen Abständen veröffentlicht wurde. Der Asiago Supernovae Catalogue2 wird
im Folgenden mit ASC abgekürzt.
Sternberg Supernovae Catalogue
Der Sternberg Supernovae Catalogue3 (SSC) des Sternberg Astronomical Institute greift als
Hauptquelle auf die IAUCs zu. Kommt es zu neuen Erkenntnissen nach der Eingabe aus den
IAUCs, so werden diese verwendet. Für Informationen über die Heimatgalaxie wird primär
die LEDA (Lyon-Meudon Extragalactic Database) Datenbank verwendet. Lichtschwächere
Galaxien werden zusätzlich in NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) und SDSS (Sloan
Digital Sky Survey) nachgeschlagen.
Diese in Tabelle 3.1 aufgelisteten Informationen sind in den Katalogen zu finden (siehe Tab.
3.1). Hierbei ist zu berücksichtigen, dass der ASC entweder das Datum der Entdeckung oder
der maximalen Magnitude aufführt.
3.3 Galaxiequellkataloge
NED
Die NASA/IPAC Extragalactic Database4 (NED) enthält Informationen zu kosmologischen
Objekten. Im Gegensatz zu SIMBAD (siehe unten) sind in der Datenbank nur extragalaktische Objekte enthalten. Die Datenbank umfasst 163 Millionen Objekte. Für den Katalog
werden die Angaben zum Redshift von beheimatenden Galaxien verwendet.
SIMBAD
Die SIMBAD Astronomical Database5 wird ebenfalls als Quelle für den Redshift der Galaxien verwendet. Sie entstand aus dem 1972 veröffentlichtem „Catalog of Stellar Identifications“
und stellt seit 1981 einen interaktiven Netzzugriff auf die Datenbank zur Verfügung. Die Datenbank verfügt über Informationen zu etwa zwei Millionen Sternen und etwa 1,5 Millionen
anderen kosmologischen Objekten, darunter auch Galaxien.
1
Online
Online
3
Online
4
Online
5
Online
2
10
verfügbar
verfügbar
verfügbar
verfügbar
verfügbar
http://www.cfa.harvard.edu/iau/cbat.html, abgerufen am 17.07.2009
http://web.pd.astro.it/supern/, abgerufen am 31.07.2009
http://www.sai.msu.su/sn/sncat/, abgerufen am 17.07.2009
http://nedwww.ipac.caltech.edu/help/intro.html, abgerufen am 20.07.2009
http://simbad.u-strasbg.fr/guide/ch02.htx, abgerufen am 20.07.2009
3.4 Das Erstellen des Katalogs
Tabelle 3.1: Informationen der Kataloge und
Information
Supernovaname
Heimatgalaxie
Koordinaten der Galaxie
Morphologie der Galaxie
Magnitude der Galaxie
Fotometrisches Band der Galaxie
Radiale Durchschnittsgeschwindigkeit/Redshift
Entdeckungsdatum
Datum der maximalen Magnitude
Koordinaten der Supernova
Offset der Supernova Koordinaten
Supernova Typ
Entdecker
Magnitude
Fotometrisches Band
Verwendung für
CBAT ASC
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
die Analyse
SSC Analyse
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
X
NED1D
Die NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) enthält teilweise die gemessenen Entfernungen zu Galaxien. Abhängig von der Verlässlichkeit der Messung werden die Daten auf
Unterkataloge verteilt. In NED1D6 werden Entfernungsmessungen zu Galaxien veröffentlicht,
deren Entfernungsmessungen als besonders verlässlich gelten. Der Katalog gibt unter anderem
Auskunft über Position, m-M (m ist die scheinbare und M die absolute Helligkeit eines kosmologischen Objektes [4]), den Fehler auf m-M, die Entfernung, die Methode der Messung und
die Referenz. Meistens gibt es zu einer Galaxie eine ganze Anzahl von Entfernungsmessungen.
Catalog of Neighboring Galaxies
Dieser Katalog enthält Entfernungen zu den nächsten Galaxien. Für eine Entfernung kleiner
als 8 Mpc führt er 80% der Galaxien auf [16]. Der Katalog enthält keine für den Supernovakatalog relevante Galaxie, die nicht in NED1D zu finden ist. Irrtümlich wurde die aus
den beiden Galaxien NGC 4038 und NGC 4039 bestehende „Antennengalaxie“, zwei wechselwirkende Galaxien die sich in der Verschmelzungsphase befinden [17], für zwei unabhängige
Galaxien gehalten.
3.4 Das Erstellen des Katalogs
Basierend auf dem umfangreichsten Katalog (CBAT) wird eine Liste der Supernovae erstellt.
Die Informationen dieser Liste werden sukzessive durch Abgleich mit den beiden anderen
Katalogen erweitert. In einigen Fällen werden die Informationen aller Kataloge miteinander
verglichen und im Fall von Inkonsistenzen entschieden, welcher Katalog die richtige Angabe
hat. Dies geschieht durch Überprüfung angegebener Referenzen und persönliche Korrespondenz mit den Ansprechpartnern der Kataloge. Beim Vergleich der Kataloge untereinander tat
sich der ASC durch seine geringe Fehlerdichte (Inhaltliche Fehler ebenso wie Format- und
Tippfehler) und die gute Wartung des Katalogs hervor, sodass er als Quelle für Daten ohne
vorherige Konsistenzprüfung verwendet wird.
6
Online verfügbar http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/NED1D/intro.html, abgerufen am 20.07.2009
11
3 Vorhandener Katalog
Entfernung
Mit Hilfe der ermittelten Heimatgalaxie wird in NED1D (siehe Kapitel 3.3) nach der Entfernung gesucht. Häufig gibt es mehrere Entfernungsmessungen. In solchen Fällen wird das
Ergebnis mit dem arithmetischen Mittelwert bestimmt. Diese Entfernungsmessungen sind vor
allem im Nahbereich bis 50 Mpc sehr wichtig, da hier die aus dem Redshift bestimmte Entfernung sehr ungenau ist. Ist keine andere Entfernungsmessung vorhanden, wird aus dem
Redshift linear die Entfernung bestimmt. Diese Näherung ist nur für nahe Himmelsobjekte
gut.
Redshift
Der Redshift wird aus dem ASC ausgelesen. Werden in diesem keine Angaben gefunden so
wird im SSC nachgeschlagen. Schlägt auch dies fehl, so wird der Redshift aus den NED
und SIMBAD Datenbanken verwendet, sofern vorhanden. In einigen Fällen ist die radiale
Durschnittsgeschwindigkeit der Galaxie angegeben. In diesen Fällen wird der Redshift über
v = c · z berechnet.
Typ
Der Typ wurde aus dem ASC entnommen, da dieser den Supernovatyp neuen Erkenntnissen
anpasst.
Datum der Entdeckung und der maximalen Magnitude
Der ASC gibt entweder das Datum der Entdeckung oder das der maximalen Magnitude an.
Da für die Analysen die durchschnittliche Zeit zwischen Entdeckung und Maximum benötigt
wird, der ASC aber nicht beide Daten gleichzeitig angibt, wird das Datum der Entdeckung
aus dem CBAT Katalog entnommen.
Heimatgalaxie
Um die Heimatgalaxie zu bestimmen, und damit zum Beispiel die Entfernung mit Hilfe von
NED1D zu nutzen, werden die Galaxienamen der einzelnen Kataloge miteinander verglichen.
Da Galaxien in der Regel verschiedene Bezeichnungen (Aliasse) haben, kann eine Galaxie
in verschiedenen Katalogen einen unterschiedlichen Namen haben. In einigen Fällen wurde
manuell ein einheitlicher Galaxiename bestimmt.
12
4 Erweiterung des Katalogs
Basierend auf den Quellen des bestehenden Katalogs wird dieser im Rahmen diese Bachelorarbeit grundlegend erneuert. Schwerpunkte liegen in der Ergänzung weiterer Konsistenzüberprüfungen und einem leichter verständlichen Programmcode. Zusätzlich werden weitere
Quellen für Informationen über die Heimatgalxien der Supernovae erschlossen.
4.1 Konzeption der Erweiterung
Beim Einlesen der Quellkataloge wird weitestgehend auf Regular Expressions verzichtet, da
diese das Nachvollziehen und Modifizieren erheblich erschweren. Die Formatierung der Quellkataloge ist weder durchgehend noch dauerhaft einheitlich. Deswegen ist die möglichst einfache
Benutzung und Wartung des Programmcodes ein Schwerpunkt in der Entwicklung. Durch die
Verwendung des HyperLEDA Katalogs konnten, in allen Bereichen in denen die Heimatgalaxie von Bedeutung ist, Verbesserungen erzielt werden. Diese Maßnahmen haben hauptsächlich
eine Verbesserung der schon enthaltenen Informationen des Katalogs zum Ziel und nicht die
Einführung neuer. NED0.5D ermöglicht es weitere Entfernungsmessungen sowohl zu bereits
in NED1D gefundenen wie auch zusätzlichen Galaxien zu finden.
Während der Erstellung des erweiterten Katalogs sind vor allem viele kleine Ungenauigkeiten
in den Quellkatalogen wie Tippfehler und falsche Formatierung ein Hindernis. In vielen Fällen
können diese Probleme zwar automatisch behoben werden, in anderen ist jedoch eine manuelle
Korrektur notwendig. Trotzdem wurde das Katalogerstellungsprogramm darauf ausgerichtet
möglichst autark zu funktionieren. Dies geschieht jedoch auf Kosten längerer Laufzeit des
Programmcodes.
4.2 Zusätzliche Quellen
Zusätzlich werden noch NED0.5D und die HyperLEDA Datenbank verwendet.
NED0.5D
NED0.5D1 enthält Entfernungsdaten zu Galaxien, deren Messungen im Vergleich zu NED1D
Messungen jedoch weniger verlässlich sind. Der statistische Fehler ist, im Vergleich zu den
Entfernungen aus NED1D, größer. Durch einen gewichteten Mittelwerte kann man diese Daten trotzdem zusätzlich verwenden, da so Entfernungen aus NED1D stärker gewichtet sind
und mehr Galaxien mit zugehörigen Entfernungen zur Verfügung stehen.
HyperLEDA
HyperLEDA2 ist ein äußerst umfassender Galaxienkatalog. Er enthält Informationen zu drei
Millionen Objekten, von denen etwa 1,5 Millionen Galaxien sind. HyperLEDA ging aus der
Vereinigung des LEDA Katalogs mit Hypercat im Jahre 2000 hervor. HyperLEDA verfügt
über umfangreiche Informationen wie Redshift (mit Fehlerangabe), Position und Aliasse (unterschiedliche Bezeichnungen).
1
2
Online verfügbar http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/NED1D/intro.html, abgerufen am 04.08.2009
Online verfügbar http://leda.univ-lyon1.fr/search.html, abgerufen am 22.07.2009
13
4 Erweiterung des Katalogs
4.3 Heimatgalaxien
Um die Heimatgalaxie der Supernova zu bestimmen, werden zunächst die Galaxien der drei
Quellkataloge miteinander verglichen. In den meisten Fällen kann, nachdem die Notation auf
ein einheitliches Format gebracht wird, die Heimatgalaxie eindeutig bestimmt werden. Ist
dies nicht möglich, wird zunächst überprüft, ob eine bekannte Galaxie in allen Katalogen
vorhanden ist. Ist sie zum Beispiel zwei Katalogen unbekannt und einem bekannt, so wird die
bekannte Information genutzt.
Haben alle vorherigen Schritte noch zu keinem einheitlichen Ergebnis geführt, wird nun auf die
HyperLEDA Datenbank zugegriffen. Hierbei wird jeweils der Name der Galaxie, falls bekannt,
abgefragt und die Liste der HyperLEDA Aliasse gespeichert. Dann werden diese Aliaslisten
auf einen gemeinsamen Treffer verglichen. So erhält man weitere vereinheitlichte Galaxien.
Wenige Galaxien sind HyperLEDA nicht bekannt. In einigen Fällen ist eine automatische
Vereinheitlichung nicht möglich. In diesen Fällen wird versucht die Heimatgalaxie manuell zu
bestimmen (siehe Tab. 4.1 und 4.2).
Tabelle
Supernova
1955S
1985C
2000ci
2000dd
2005em
2006bk
2007so
4.1: Manuell überprüfte Heimatgalaxien
vereinheitlichte Heimatgalaxie Referenz
IC4566
IAUC 5761
E436-37
IAUC 4038
NGC6470
IAUC 7424
MCG-4-48-19
IAUC 7477
IC307
IAUC 8604
MCG+6-33-20
CBET 462
NGC1109
CBET 1168
Tabelle 4.2: Supernovae, bei denen die Heimatgalaxie nicht abschließend bestimmt werden
kann
1939D 1953A 1958D 1959F 1961K
1963R 1969A 1977H 1983aa 1992bb
1998eh 2002eh 2003ed 2004gu 2006ej
2006rs 2007ge 2008fu 2008hj 2008hm
4.4 Heimatgalaxie-Redshift
Der Redshift der Galaxien wird aus der mittleren Radialgeschwindigkeit der HyperLEDAabfrage berechnet (v = c · z). Der ebenfalls angegebene Fehler wird durch Fehlerfortpflanzung
bestimmt. Ist keine Galaxie bekannt, so wird der Redshift aus dem ASC eingelesen. Vergleicht
man den angegebenen Redshift der Daten von ASC und SSC, so stellt man fest, dass diese
im Allgemeinen sehr gut übereinstimmen. In 4073 Fällen ist der Redshift von ASC und SSC
vorhanden. Davon ist die Differenz des Redshifts (∆z) in 3123 Fällen kleiner als 0,0001 und
in 3753 (ca 92%) kleiner als 0,0005.(siehe Abb. 4.1). Bei einem ∆z von 0,0005 entspricht dies
einer Entfernungsunsicherheit von etwa zwei bis fünf Megaparsec. Dies ist abhängig von dem
absoluten Redshift.
Auf die Werte des HyperLEDA-Katalogs wird ein Fehler angegeben. Dies ist bei den Daten
von ASC und SSC nicht der Fall. Um trotzdem eine Abschätzung für den Fehler zu bekommen,
wird mit Hilfe der relativen Fehlerverteilung des HyperLEDA-Redshifts eine Abschätzung von
5 % getroffen. Über 99 % der HyperLEDA-Redshifts haben einen geringeren relativen Fehler
14
4.4 Heimatgalaxie-Redshift
(siehe Abb. 4.2). Vergleicht man die Redshiftwerte von ASC und erweitertem Katalog, so
liegen sie in 97 % der Fälle weniger als 5% auseinander. Ursache für die Abweichung könnten
unterschiedliche Messungen oder Rundungsfehler sein.
2500
Anzahl #
2000
1500
1000
500
0
0.0010
0.0005
0.0000
Delta z
0.0005
0.0010
Abbildung 4.1: Differenz der angegebenen Redshiftwerte der Supernovae von ASC und SSC
4.4.1 Entfernungsbestimmung aus dem Galaxie-Redshift
Aus dem Redshift der Heimatgalaxie kann eine Abschätzung für die Entfernung der Supernova
getroffen werden. Die Genauigkeit der Abschätzung hängt von der Entfernung der Supernova
ab (siehe Kapitel 5.2). Allgemein wird die relative Genauigkeit des Verfahrens für größere
Entfernungen besser.
Zur Bestimmung der Entfernung aus dem Redshift kann, ausgehend von der Friedmanngleichung (4.1), die Leuchtkraftentfernung abhängig vom Redshift (4.2) verwendet werden, wobei
die Annahme eines flachen Universums bestehend aus Materie (ΩM at ) und kosmologischer
Konstante (ΩΛ ) (4.3) getroffen wird [18]. Entwickelt man Gleichung 4.2 um z = 0 bis zur
fünften Ordnung, so erhält man eine Näherung, die im relevanten Bereich auf ein Promill
genau ist (siehe 4.3).
H(z)2
= ΩR · (1 + z)4 + ΩM at · (1 + z)3 + ΩK · (1 + z)2 + ΩΛ
H02
Z z
dz 0
dL = (1 + z) · c ·
0
0 H(z )
ΩM at + ΩΛ = 1
(4.1)
(4.2)
(4.3)
Diese Entfernungsbestimmung ist bei größeren Entfernungen deutlich genauer als der lineare
Ansatz (v ≈ H0 · D). So beträgt die Differenz zwischen diesen Methoden bei z ≈ 0, 25 etwa
200 Mpc (siehe Abb.4.4). Dies entspricht etwa 17 %.
15
4 Erweiterung des Katalogs
800
700
600
Anzahl #
500
400
300
200
100
0
0.000
0.005
0.010
0.015
delta z / z
0.020
0.025
0.030
Abbildung 4.2: Relativer Fehler auf die aus HyperLEDA abgerufenen Redshiftwerte.
Name
Tabelle 4.3: Verwendete Konstanten
Zeichen Wert
Hubblekonstante
Anteil Materie im Universum
Kosmologische Konstante
H0
ΩM at
ΩΛ
74, 2 ± 3, 6 km/s
M pc
0, 2402 ± 0, 0248
0, 7598 ± 0, 0248
Der Fehler auf die Entfernung wird mit Hilfe der gaußischen Fehlerfortpflanzung bestimmt.
Die verwendeten Konstanten werden folgendermaßen angenommen (Quelle [19]), wobei ΩΛ
aus Forderung (4.3) abgeleitet wurde (Tab. 4.3).
4.5 Entfernung der Galaxie
Um die Entfernung nicht nur durch die ungenaue Methode der Rotverschiebung zu bestimmen,
wird versucht, weitere Entfernungsdaten zu erhalten. Als Quelle hierfür dienen die Kataloge
NED1D und NED0.5D. Diese berechnen aus der Differenz von scheinbarer (m) und absoluter
(M) Helligkeit die Entfernung über Gleichung (4.5), geben allerdings keinen Fehler auf die
Entfernung an. Mit dem angegebenen Fehler auf m − M wird deshalb per Fehlerpropagation
der Fehler auf die Entfernung (siehe Gleichung 4.6) bestimmt. Gibt es zu einer Galaxie mehm−M
+1
5
D = 10d−6 [M pc]
d=
σD =
10d
· log(10) ·
106
1
5
· σm−M
(4.4)
(4.5)
[M pc]
(4.6)
rere Entfernungsmessungen, so wird das gewichtete Mittel gebildet und der Fehler ebenfalls
16
4.6 Koordinaten der Heimatgalaxie
0
0,1
0,2
0,3
0,4
0,5
Redshift z
K0,0001
Relative Differenz
zwischen Redshiftentfernung und
Approximation
K0,0002
K0,0003
K0,0004
Abbildung 4.3: Relativer Unterschied zwischen Leuchtkraftentfernung bestimmt mit Gleichung
4.2 und Entwicklung bis zur 5. Ordnung, abhängig vom Redshift(z)
700
600
500
Entfernungs-
400
differenz [Mpc]
300
200
100
0
0
0,1
0,2
0,3
0,4
0,5
Redshift(z)
Abbildung 4.4: Differenz zwischen linearem und verwendetem Ansatz in Mpc bei unterschiedlichem Redshift.
gemäß den Formeln für den gewichteten Mittelwert bestimmt. Betrachtet man als Quelle nur
NED1D und verwendet nur Entfernungsmessungen mit angegebenem Fehler, so erhält man
350 Galaxien.
Akzeptiert man zusätzlich NED1D Werte ohne angegebenem Fehler und schätzt diesen mit
einem Prozent ab (siehe Abb. 4.5), so erhält man 492 Galaxien. Vergleicht man diesen Wert
mit dem alten Katalog, der ebenfalls auf Fehler verzichtet und nur NED1D als Quelle hat, so
sieht man, dass dieser nur Entfernungen zu 390 Galaxien findet. Die um ein Viertel höhere
Ausbeute ist wahrscheinlich Resultat der Vereinheitlichung von Galaxiennamen.
Wird nun auch noch auf den NED0.5D Katalog zugegriffen, werden insgesamt 607 Galaxien
gefunden.
4.6 Koordinaten der Heimatgalaxie
Heimatgalaxiekoordinaten (J2000-Epoche) werden aus dem HyperLEDA Katalog ausgelesen.
Da es sich um die Koordinaten der Galaxie und nicht die der Supernova handelt, ist eine
kleine Abweichung der eigentlichen Koordinaten zu erwarten, die im Zweifelsfall berücksichtigt
werden sollte. Kann keine Heimatgalaxie festgestellt werden, werden die Koordinaten aus
17
4 Erweiterung des Katalogs
400
350
300
Anzahl #
250
200
150
100
50
0
0.000
0.005
0.010
0.015
relativer Fehler
0.020
0.025
Abbildung 4.5: Relativer Fehler des m-M Wertes
Tabelle 4.4: Anzahl der Supernovae nach Typ aufgeteilt
Typ
Typ Ia Kernkollaps Unbekannt Unklar
Anzahl 2004
1354
961
486
dem ASC verwendet. Vergleicht man die Koordinaten zwischen erweitertem Katalog und
ASC, so gibt es nur eine Supernova, bei der die Differenz zwischen den beiden Koordinaten
mehr als ein Grad beträgt. Hierbei handelt es sich allerdings um einen offensichtlichen Fehler
von CBAT. CBAT führ für Supernova 1978I die Heimatgalaxie MCG-5-3-26 auf, die beiden
anderen Kataloge geben sie als unbekannt an. MCG-5-3-26 hat jedoch über 4h Differenz
in der Rektaszension3 zwischen Position der Supernova und der Heimatgalaxie. Da 1977I
ebenfall MCG-5-3-26, diesmal mit richtigen Koordinaten, aufführt, ist von einem Kopierfehler
auszugehen.
Der Supernova-Typ aus allen drei Quellen wird in ein einheitliches Format überführt und
miteinander verglichen. Dies ergibt bei 4169 Supernovae (etwa 90%) eine Übereinstimmung.
ASC und SSC haben eine Unterscheidung zwischen „etwas unsicher“ (Zeichen :) und „ziemlich unsicher“ (Zeichen ?). CBAT hat diese Unterscheidung nicht. Verzichtet man auf diese
Unterscheidung kann man bei 4319 Supernovae eine Vereinheitlichung erzielen (siehe Tab.
4.4).
4.7 Zeitpunkt der Entdeckung und der maximalen Magnitude
Der Zeitpunkt der Entdeckung wird aus allen drei Katalogen eingelesen. Den Zeitpunkt der
maximalen Magnitude beinhalten nur die ASC und SSC Kataloge.
Der Zeitpunkt der Entdeckung ist nicht immer eindeutig zu bestimmen, da verschiedenste
3
der Azimutwinkel des Koordinatensystems, siehe Kapitel 5.3
18
4.7 Zeitpunkt der Entdeckung und der maximalen Magnitude
Institutionen Supernovae entdecken. So erklärt sich eine Streuung beim Entdeckungsdatum.
Beim Zeitpunkt des Maximums ist ebenfalls eine Streuung feststellbar (in 165 von 275 Fällen stimmt das Datum des optischen Maximums von ASC und SSC nicht überein). Mögliche
Ursachen für die Streuung könnten in unterschiedlichen Berechnungsmethoden, zum Beispiel
im anfitten von Lichtkurven, liegen. In Fällen, in denen eine Supernova erst nach ihrem optischen Maximum entdeckt wird, kann der Zeitpunkt des Maximums zurückgerechnet werden.
Auch bei diesen Extrapolationen können unterschiedliche Methoden zu unterschiedlichen Daten führen.
Vergleicht man die fotometrischen Bänder bei unterschiedlichem Datum der maximalen Magnitude, so stellt man fest, dass häufig (in 33 von 165 Fällen) eines der beiden Bänder blau
(Bezeichnung B) und das andere sichtbar (Bezeichnung V) ist. Wird die Differenz der Daten
beider Bänder gebildet, so ist deutlich zu sehen, dass das Maximum von V meistens vor B zu
finden ist (siehe Abb. 4.6). Eventuell entsteht sichtbares Licht während der Endphase einer
Supernova vor blauem.
B-V
10
Anzahl #
8
6
4
2
0 20
15
10
5
5
0
Zeitdifferenz [Tage]
10
15
20
Abbildung 4.6: Zeitdifferenz in Tagen zwischen den Helligkeitsmaxima der fotometrischen
Bänder Blau (B) und Sichtbar (V)
Eine andere mögliche Erklärung könnte die allgemeine Differenz zwischen den Daten der Maxima in ASC und SSC liefern. Da in den meisten Fällen (28 von 33) ASC für das fotometrische
Band V und SSC B angibt, könnte ein genereller Effekt auch in dem Fall zweier unterschiedlicher Bänder die Ursache sein, zum Beispiel die unterschiedliche Extrapolationen des Datum
der maximalen Magnitude. Betrachtet man die Differenz von ASC und SSC in allen 165 Fällen
(siehe Abb. 4.7), so stellt man fest, dass auch hier eine Abbildung 4.6 ähnliche Verschiebung
in den negativen Bereich zu sehen ist.
Es ist möglich, dass auch beim Fall der unterschiedlichen Bänder die Differenz durch eine
generelle Verschiebung zwischen ASC und SSC Zeitpunkt der maximalen Magnitude (siehe
Abb. 4.7) hervorgerufen wird. Die geringe Anzahl der vorhandenen Daten erlaubt es nicht
eine der beiden möglichen Ursachen auszuschließen.
19
4 Erweiterung des Katalogs
120
100
Anzahl #
80
60
40
20
0 20
15
10
5
5
0
Zeitdifferenz [Tage]
10
15
20
Abbildung 4.7: Zeitdifferenz zwischen den Helligkeitsmaxima von ASC und SSC, ohne Berücksichtigung der fotometrischen Bänder
20
5 Supernova Statistik
Auf Basis des Katalogs ist es möglich, verschiedene Kenngrößen statistisch zu untersuchen.
5.1 Anzahl der beobachteten Supernovae pro Galaxie
104
Anzahl #
103
102
101
100
1
2
3
4
5
7
6
Anzahl der Supernovae pro Galaxie
8
9
10
Abbildung 5.1: Anzahl der beobachteten Supernovae pro Galaxie
Man schätzt, dass in einer normalen Galaxie etwa alle 30 Jahre eine Supernova stattfindet.
Lässt man sich die Anzahl der beobachteten Supernovae pro Galaxie in einer Abbildung
anzeigen, so sieht man den erwarteten starken Abfall (siehe Abb. 5.1). Hierbei muss zusätzlich
noch bemerkt werden, dass durch die Entfernung und das dichte helle Zentrum von Galaxien
die Beobachtung von Supernovae erheblich erschwert werden kann. Besonders hervorzuheben
ist NGC 6946. Diese auch als Feuerwerksgalaxie bekannte Galaxie hat in den letzten 125
Jahren seit dem Beginn der Beobachtung von Supernovae neun Supernovae hervorgebracht.
5.2 Entfernungen der Supernovae
Trägt man die durch den Redshift bestimmte Entfernung und die durch Entfernungsmessung
mit anderen Quellen (Cepheiden, Supernova Typ Ia und weitere) bestimmte gegeneinander
auf, so sieht man, dass die Werte im Nahbereich (< 50 Mpc, siehe Abb. 5.2) nicht mehr
gut mit der Geraden (Verhältnis 1:1) übereinstimmen, da sie viele Fehlerintervalle entfernt
sind. Im weiter entfernten Bereich werden die Fehler größer, sodass die Werte innerhalb ihrer
Fehlerintervalle besser zu der Geraden passen (siehe Abb. 5.3).
21
5 Supernova Statistik
80
70
Entfernung / Mpc
60
50
40
30
20
10
0
0
10
20
30
Entfernung(Redshift) / Mpc
40
50
Abbildung 5.2: Mit Redshift bestimmte Entfernung gegen Entfernung aus anderen Quellen
gemittelt (Nahbereich)
Hat man für nahe Supernovae sehr häufig andere Quellen für Entfernungsmessungen, so muss
man bei zunehmender Entfernung immer mehr mit redshiftbestimmten Entfernungen auskommen (siehe Abb. 5.4). Betrachtet man das Verhältnis Anzahl der Supernovae vom Typ Ia
zu Anzahl aller Supernovae in einem bestimmten Entfernungsintervall (Entfernung wird über
den Redshift berechnet), so stellt man fest, dass dieses Verhältnis mit größerer Entfernung
zunimmt (siehe Abb. 5.5). Mögliche Erklärung ist die einfachere Entdeckung und Identifizierung von Supernovae vom Typ Ia im Vergleich zu anderen Supernovae, da sie ein stärkeres
Helligkeitsmaxima haben [4].
22
5.2 Entfernungen der Supernovae
200
180
Entfernung / Mpc
160
140
120
100
80
60
60
80
100
120
140
Entfernung(Redshift) / Mpc
160
180
200
Abbildung 5.3: Mit Redshift bestimmte Entfernung gegen Entfernung aus anderen Quellen
gemittelt, Bereich 50 bis 200 Mpc, für Nahbereich siehe Abb. 5.2
Anzahl #
102
101
100
0
100
200
300
400
Entfernung / Mpc
500
600
700
Abbildung 5.4: Anzahl aller Supernovae (durchsichtige Balken) und Anzahl der Supernova,
zu denen eine nicht redshiftbestimmte Entfernung vorhanden ist (gefüllte Balken) (abhängig
vom Abstand)
23
5 Supernova Statistik
Typ Ia/ Alle Supernova in d1<r<d2
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.00
100
200
300
400
Entfernung / Mpc
500
600
Abbildung 5.5: Relatives Verhältnis Supernovae Typ-Ia zu allen Supernovae abhängig vom
Abstand.
24
5.3 Winkelabhängigkeiten
5.3 Winkelabhängigkeiten
Die hier verwendeten Winkel sind im beweglichen Äquatorsystem der J2000 Epoche definiert.
Das Bezugssystem ist der Erdäquator. Die Rektaszension ist der Azimutwinkel des Koordinatensystems und bewegt sich in der Erdäquatorebene. Nullpunkt ist der Schnittpunkt der
Position der Sonne mit der Äquatorebene am 21.3 (Frühlingsanfang), genannt Frühlingspunkt.
Die Deklination entspricht dem Polarwinkel und läuft von π bis −π (siehe Abb. 5.6)[4].
Nordpol
Äquator
Ekliptik
δ
α
Frühlingspunkt
Südpol
Abbildung 5.6: Darstellung des beweglichen Äquatorsystems, Winkel: Rektaszension α und
Deklination δ
Rektaszension
Trägt man die Rektaszension in einem Polardiagramm gegen die Entfernung auf, so ist gut zu
sehen, dass diese nicht gleichverteilt ist. Im Histogramm (5.7) ist dieses Ungleichgewicht deutlich zu sehen. Die wahrscheinlichste Ursache ist die galaktische Ebene der Milchstraße, welche
den Blick auf Supernovae hinter ihr erschwert. Während dieser Effekt bei nahen Supernovae
(siehe Abb. 5.8) noch nicht deutlich zu sehen ist, wird er bei der Darstellung bis 200 Mpc leicht
(siehe Abb. 5.9) und bis 700 Mpc deutlich sichtbar (siehe Abb. 5.10). Möglicherweise beobachtet man in großen Entfernungen nur wenige Supernovae in den Winkeln der galaktischen
Ebene, da die Ebene den Blick „ versperrt“ und zudem spezielle Supernova-Suchprogramme
wie zum Beispiel SDSS oder ESSENCE sich auf andere Bereiche des Himmels konzentrieren.
Ebenfalls zu erkennen ist die relative Zunahme von Supernovae vom Typ Ia bei steigender
Entfernung, welche auch in Abbildung 5.5 sichtbar ist.
Deklination
Bei der Deklination liegt ein deutlicher Schwerpunkt bei Null Grad (siehe Abb. 5.11, 5.12, 5.13
und 5.14). Ursache hierfür sind zum Teil die intensiven Supernovasuchprogramme wie SDSS.
Auch eine ungleiche Verteilung zwischen Nord- und Südhalbkugel ist festzustellen. Erklärung hierfür könnte die höhere Dichte an Suchprogrammen auf der Nordhalbkugel sein. Dies
könnte Folge der größeren Landmasse, der intensiveren Suche oder der besseren finanziellen
Möglichkeiten sein.
25
5 Supernova Statistik
500
Anzahl #
400
300
200
100
00
1
2
4
3
Rektaszension in Radiant
5
6
7
Abbildung 5.7: Verteilung der Supernovae in der Rektaszension (Weiß = Alle Entdecker, Blau
= SDSS + ESSENCE + High-Z Supernova Search Team + Supernova Cosmology Project
90°
135°
45°
20
180°
225°
40
60
80
100
0°
315°
270°
Abbildung 5.8: Rektaszension und Redshiftentfernung (bis 100 Mpc): rote Dreiecke sind Supernovae vom Typ Ia, grüne Punkte alle anderen. Blaue Diamanten stellen die Supercluster
Virgo, Leo und Coma dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet). Virgo wird in
der Abbildung von Supernovae verdeckt. Er befindet sich bei etwa -180 Grad und einer Entfernung von 20 Mpc. Zu beachten ist, dass sich die Ausdehnung der Cluster nicht in ihrer
Darstellung widerspiegelt.
26
5.3 Winkelabhängigkeiten
90°
135°
45°
50
180°
225°
100
150
200
0°
315°
270°
Abbildung 5.9: Rektaszension und Redshiftentfernung (bis 200 Mpc): rote Dreiecke sind Supernovae vom Typ Ia, grüne Punkte alle anderen. Blaue Diamanten stellen die Supercluster
Virgo, Leo, Coma, Perseus und Lepus dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet).
Virgo wird in der Abbildung nahezu vollständig von Supernovae verdeckt. Er befindet sich bei
etwa -180 Grad und einer Entfernung von 20 Mpc. Zu beachten ist, dass sich die Ausdehnung
der Cluster nicht in ihrer Darstellung widerspiegelt.
90°
135°
45°
600700
500
300400
100200
180°
225°
0°
315°
270°
Abbildung 5.10: Rektaszension und Redshiftentfernung (bis 700 Mpc): rote Dreiecke sind
Supernovae vom Typ Ia, grüne Punkte alle anderen. Blaue Diamanten stellen die Supercluster
Virgo, Leo, Coma, Perseus und Lepus dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet).
Virgo, Leo und Coma werden in der Abbildung nahezu vollständig von Supernovae verdeckt.
Sie befindet sich alle drei bei etwa -180 Grad und einer Entfernung von 20 Mpc bis 100 Mpc.
Zu beachten ist, dass sich die Ausdehnung der Cluster nicht in ihrer Darstellung widerspiegelt.
27
5 Supernova Statistik
900
800
700
Anzahl #
600
500
400
300
200
100
01.0
0.5
0.0
Deklination in sin(delta)
0.5
1.0
Abbildung 5.11: Verteilung der Supernovae in der Deklination (Weiß = Alle Entdecker, Blau
= SDSS + ESSENCE + High-Z Supernova Search Team + Supernova Cosmology Project
90°
135°
45°
600700
500
300400
200
100
180°
225°
0°
315°
270°
Abbildung 5.12: Deklination und Redshiftentfernung (bis 700 Mpc): rote Dreiecke sind Supernovae vom Typ Ia, grüne Punkte alle anderen. Blaue Diamanten stellen die Supercluster
Virgo, Leo, Coma, Perseus und Lepus dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet).
In dieser Darstellung werden sie alle nahezu vollständig von Supernovae verdeckt. Zu beachten
ist, dass sich die Ausdehnung der Cluster nicht in ihrer Darstellung widerspiegelt.
28
5.3 Winkelabhängigkeiten
90°
135°
45°
50
180°
100
150
200
0°
225°
315°
270°
Abbildung 5.13: Deklination und Redshiftentfernung (bis 200 Mpc): rote Dreiecke sind Supernovae vom Typ Ia, grüne Punkte alle anderen. Blaue Diamanten stellen die Supercluster
Virgo, Leo, Coma, Perseus und Lepus dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet).
Virgo, Leo und Coma werden in dieser Abbildung nahezu vollständig von Supernovae verdeckt. Sie befindet sich alle drei bei zwischen +12 bis +28 Grad und einer Entfernung von
20 Mpc bis 100 Mpc. Zu beachten ist, dass sich die Ausdehnung der Cluster nicht in ihrer
Darstellung widerspiegelt.
90°
135°
45°
20
180°
225°
40
60
80
100
0°
315°
270°
Abbildung 5.14: Deklination und Redshiftentfernung (bis 100 Mpc): rote Dreiecke sind Supernovae vom Typ Ia, grüne Punkte alle anderen. Blaue Diamanten stellen die Supercluster
Virgo, Leo und Coma dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet). Virgo wird in
dieser Abbildung nahezu vollständig von Supernovae verdeckt. Er befindet sich bei etwa +12
Grad und einer Entfernung von 20 Mpc. Zu beachten ist, dass sich die Ausdehnung der Cluster
nicht in ihrer Darstellung widerspiegelt.
29
5 Supernova Statistik
5.4 Entdeckungsdatum und Zeitpunkt maximaler Magnitude
Augenscheinlich werden die meisten Supernovae vor ihrem Helligkeitsmaximum entdeckt (siehe Abb. 5.15). Erklärung für Maxima, die vor der Entdeckung liegen können Extrapolationen
und nochmalige Betrachtung aufgenommener Daten mit dem Wissen einer beobachteten Supernova sein, zum Beispiel das Betrachten alter Fotoplatten.
140
120
Anzahl #
100
80
60
40
20
0 20
15
10
5
5
0
Zeitdifferenz [Tage]
10
15
20
Abbildung 5.15: Differenz zwischen Zeitpunkt der Entdeckung und Zeitpunkt des Helligkeitsmaximums
5.5 Vollständigkeit
Für die Untersuchung der Vollständigkeit beobachteter Supernovae werden nur Daten von
Supernovae, die seit dem Jahr 1990 entdeckt wurden, berücksichtigt. Seit diesem Zeitpunkt
steigt die Rate der entdeckten Supernovae möglicherweise aufgrund der bedeutenden Supernova 1987A (siehe dazu Kapitel 2.5.2) massiv an (siehe Abb. 2.1). Ist keine Entfernungsmessung
vorhanden, wird die Entfernung aus dem Redshift mit der Näherung von Gleichung 4.2 berechnet. Dies ist für Supernovae die weniger als 50 Mpc entfernt sind jedoch recht ungenau
(siehe 5.2).
Um zu überprüfen, ob alle Supernovae in einer bestimmten Entfernung beobachtet werden,
muss zunächst ein Modell gewählt werden, mit dem die Daten verglichen werden sollen. Das
einfachste Modell wäre ein Raum, der mit gleichverteilten Supernovae gefüllt ist. Die Anzahl
der Supernovae, die sich in einem Radius R befinden, sollte dann mit der dritten Potenz des
Radius steigen. Dies ist selbst im Bereich bis 100 Mpc, dem Bereich der stärksten Steigung,
nie der Fall (siehe Abb. 5.16). Die Abbildung zeigt einen eher linearen Verlauf, eine Gleichverteilung ist also ausgeschlossen. Für weiterentfernte Supernovae ist ein noch deutlicherer
Abfall der kumulierten Anzahl zu beobachten (siehe Abb. 5.17).
Gegen dieses einfache Modell spricht ebenfalls die Anzahl der Supernovae in einzelnen Entfernungsintervallen (siehe Abb. 5.18). Hier ist ein deutliches Schwanken der Anzahl der Supernovae pro Intervall zu beobachten, obwohl nach dem Modell der konstanten Dichte ein
quadratisches Anwachsen beobachten werden sollte. Eine Erklärung für die einzelnen Peaks
könnten Supercluster sein. Für die Peaks bei größeren Entfernungen könnte ein Binning-Effekt
verantwortlich sein, da der Redshift dort in den meisten Fällen nur auf zwei Nachkommastellen
angegeben wird (siehe kleine Balken in Abb. 5.18). Betrachtet man die Anzahl der Supernova
pro Intervall für den Bereich bis 200 Mpc, so ist es durchaus denkbar, dass diese Peaks durch
Supercluster hervorgerufen werden (siehe Abb. 5.19). Allerdings befindet sich der äußerste
Supercluster, betrachtet man die Rektaszension, nicht in einem Gebiet besonderer Häufung
30
5.5 Vollständigkeit
2500
Anzahl #
2000
1500
1000
500
00
20
40
60
80
Entfernung / Mpc
100
120
140
Abbildung 5.16: Kumulative Anzahl aller Supernovae seit 1990 mit Entfernung kleiner R, bis
100 Mpc
von beobachteten Supernovae (siehe Abb. 5.9). Betrachtet man die Deklination befindet er
sich auch dort in einem Gebiet geringer Häufung (siehe Abb. 5.13).
Unter der Annahme, dass die Anzahl der Supernovae mit der Anzahl der Galaxien korreliert,
ist das einfache Modell konstanter Dichte hinfällig. Um sinnvolle Aussagen über die Vollständigkeit der Supernovabeobachtungen zu treffen, müsste die Galaxieverteilung des Universums
im zu untersuchenden Bereich bekannt sein und darauf aufbauend eine Verteilung der Supernovae simuliert werden.
31
5 Supernova Statistik
3500
3000
Anzahl #
2500
2000
1500
1000
500
00
200
400
600
Entfernung / Mpc
800
1000
Abbildung 5.17: Kumulative Anzahl aller Supernovae seit 1990 mit Entfernung kleiner R
400
350
300
Anzahl #
250
200
150
100
50
00
200
400
600
Entfernung / Mpc
800
1000
Abbildung 5.18: Anzahl aller Supernovae mit Entfernung d1 < r < d2 seit dem Jahr 1990,
kleine Balken sind aus Redshift berechnete Entfernungen in Schritten von ∆z = 0, 01, große
Balken mit Stern stellen die Supercluster Virgo, Leo, Coma, Perseus und Lepus dar (von
kleinster Entfernung zur größten aufgelistet). Zu beachten ist, dass sich die Ausdehnung der
Cluster nicht in ihrer Darstellung widerspiegelt.
32
5.5 Vollständigkeit
350
300
Anzahl #
250
200
150
100
50
00
50
100
Entfernung / Mpc
150
200
Abbildung 5.19: Anzahl aller Supernovae mit Entfernung d1 < r < d2 seit dem Jahr 1990 bis
zu einer Entfernung von 200 Mpc, kleine Balken sind aus Redshift berechnete Entfernungen in
Schritten von ∆z = 0, 01, große Balken mit Stern stellen die Supercluster Virgo, Leo, Coma,
Perseus und Lepus dar (von kleinster Entfernung zur größten aufgelistet). Zu beachten ist,
dass sich die Ausdehnung der Cluster nicht in ihrer Darstellung widerspiegelt.
33
6 Zusammenfassung und Ausblick
Supernovae sind spätestens seit der enorm erkenntnisbringenden Supernova 1987A von großem
Interesse. Als gewaltiger Endpunkt des Lebenszyklus massereicher Sterne stellen sie ein faszinierendes kosmologisches Ereignis dar. Während thermonukleare Supernovae für die Bestimmung von Entfernungen benutzt werden können, ist das optische Erscheinen von Kernkollapssupernovae möglicherweise durch ihren Neutrinofluß vorhersagbar.
Der Ursprung des Supernovakatalogs liegt in dem Bedürfnis, für bestimmte Analysen über
einen verlässlichen Katalog, der alle notwendigen Informationen enthält, zu verfügen [15].
Hierzu wurden verschiedene Quellkataloge miteinander verglichen, um möglichst konsistente
und umfangreiche Daten für jede Supernova zu erhalten. Weitere Informationen über die Heimatgalaxie wurden aus Galaxiekatalogen entnommen.
Das Programm, das den bestehenden Katalog erstellt, ist in einigen Punkten jedoch statisch,
eine Pflege somit zeitaufwendig. Das im Rahmen der Bachelorarbeit geschriebene Programm
verbessert die Überprüfung relevanter Daten wie der Heimatgalaxie, soll leichter verständlich
sein (und somit eine Wartung des Katalogs erleichtern) und weniger Wartung benötigen. Es
erreicht dies unter anderem durch Erweiterung der Quellen um die Galaxiedatenbank HyperLEDA und den Galaxiekatalog NED0.5D. Mit Hilfe von HyperLEDA konnte vor allem
das Bestimmen der Heimatgalaxie verbessert werden. Insbesondere wenn die Quellkataloge
verschiedene Aliasse verwenden ermöglicht HyperLEDA eine einfache Bestimmung des Galaxienamens. Desweiteren wurde, durch das Verwenden eines genaueren Ansatzs, die Entfernungsbestimmung mit Redshift für weitentfernte Galaxien erheblich genauer.
Auch in Zukunft wird sich bei Aktualisierungen des Katalogs eine manuelle Korrektur an
manchen Stellen wahrscheinlich nicht vermeiden lassen. Eine zukünftige Version des Katalogs
könnte eventuell vom Umwandeln in eine Datenbank mit entsprechenden Strukturen stark
profitieren.
Aufgrund des rapiden Ansteigens der beobachteten Supernovae ist die Möglichkeit statistisch relevante Aussagen zu treffen in einigen Fällen gegeben. Allerdings gibt es, vergleicht
man zum Beispiel die Daten zu fotometrischen Bändern, teilweise noch zu wenige Ereignisse,
um eine statistische Signifikanz zu erreichen. Dies wird bei vorraussichtlich steigenden Raten
an beobachteten Supernovae bald möglich sein. Mit Hilfe dieser Daten könnten dann zum
Beispiel Modelle über die Supernovawahrscheinlichkeit erstellt und verifiziert werden und mit
diesen die Rate der beobachteten Supernova weiter verbessert werden.
35
Literaturverzeichnis
[1] Winkler, P. F. ; Gupta, G. ; Long, K. S.: The SN 1006 Remnant: Optical Proper
Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum. In: ApJ 585 324-335
(2003)
[2] Collins, G. W. ; Claspy, W. P. ; Martin, J. C.: A Re-interpretation of Historical
References to the Supernova of 1054 AD. In: arXiv:astro-ph/9904285v2 (1999)
[3] Montes, M.:
Supernova Taxonomy.
Website, 2002. –
www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html, betrachtet am 01.08.2009
http://rsd-
[4] Demtröder, W.: Demtröder. Bd. 4: Experimentalphysik 4; Kern-, Teilchen und Astrophysik . 2. Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York, 1998, 2005. – ISBN 3–540–
21451–8
[5] Nakamura, T. ; Umeda, H. ; Nomoto, K. ; F.-K.Thielemann ; Burrows, A.:
Nucleosynthesis in Type II supernovae and the abundances in metal-poor stars. In:
arXiv:astro-ph/9809307v2 (1998)
[6] Hernanz, M. ; Jose, J.: Accreting White Dwarfs. In: arXiv:0809.3914v1 (2008)
[7] Fryer, C.L.: Mass Limits For Black Hole Formation. In: arXiv:astro-ph/9902315v2
(1999)
[8] Eric, S. ; Burrows ; Myra, A.: Neutrinos from type II supernovae - The first 100
milliseconds. In: Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 364, Nov. 20,
1990, p. 222-231. (1990)
[9] Janka, H.-Th.: Core Collapse Supernovae — Theory between Achievements and New
Challenges. In: arXiv:astro-ph/9810058v1 (1998)
[10] Vogel, P.: What might we learn from a future supernova neutrino signal?
arXiv:astro-ph/9904338v1 (1999)
In:
[11] Yao, W-M. u. a.: Review of Particle Physics. In: J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 33 1
(2006)
[12] Wallraff, M.: Teilchenphysik mit Supernovae-Explosionen. 2008. – Seminar zur experimentellen Teilchenphysik WS07/08 der RWTH Aachen- Teilchen-Kollisionen an Kollidern
und im Kosmos
[13] G.Gelmini ; Roulet, E.: Neutrino masses. In: arXiv:hep-ph/9412278v1 (1994)
[14] Nunokawa, H. ; Tomas, R. ; Valle, J. W. F.: Type-II Supernovae and Neutrino
Magnetic Moment. In: arXiv:astro-ph/9811181v2 (1999)
[15] Lennarz, D.: Search for High Energetic Neutrinos from Supernova Explosions with the
AMANDA Neutrino Telescope. Deutschland, RWTH Aachen, Diplomarbeit, 2009
[16] Igor, D. ; Karachentseva, E. V. ; Huchtmeier, K. W. ; Makarov, K. I. D.: A
Catalog of Neighboring Galaxies. In: The Astronomical Journal 127 2031-2068 (2004)
37
Literaturverzeichnis
[17] Schulz, A. ; Henkel, C. ; Muders, D. ; Mao, R.Q. ; Roellig, M. ; Mauersberger,
R.: The interstellar medium of the Antennae Galaxies. In: arXiv:astro-ph/0702341v1
(2007)
[18] Halzen, F.: The Redshift - Luminosity Distance Relation. Vorlesungsskript, . – Online
verfugbar http://icecube.wisc.edu/ halzen/notes/week1-3.pdf, besucht am 21.07.2009
[19] Amsler, C. u. a.: Physics Letters B667 / Particle Data Group. 2008. – Forschungsbericht
[20] Cappellaro, E. ; Evans, R. ; Turatto, M.: A new determination of supernova
rates and a comparison with indicators for galactic star formation. In: arXiv:astroph/9904225v1 (1999)
[21] Sadat, R.: What can we learn from Type Ia/II Supernovae rates at high-z ? In:
arXiv:astro-ph/9809285v1 (1998)
38
Danksagung
Viele Menschen haben mir beim Erstellen der Bachelorarbeit geholfen. Ich möchte mich für
die vielfältige Hilfe und Inspiration bedanken.
Besonderer Dank geht an Prof. Dr. Christopher Wiebusch für die Möglichkeit dieses Thema
zu bearbeiten und die gute Betreuung.
Vielen Dank auch an Dirk Lennarz für die Betreuung der Bachelorarbeit und die zahlreichen
wissenschaftlichen Diskussionen, die geholfen haben die Thematik besser zu verstehen.
Marius Walraff verdanke ich zahlreiche Lösungen zu zahllosen Problemen in Supernovaphysik,
Python, LATEX und anderen Aufgaben.
Vielen Dank auch an Anne Schukraft, die vor allem zu Beginn der Arbeit viele Antworten auf
Fragen geben konnte.
Der ganzen IceCube Gruppe der RWTH Aachen danke ich für die freundliche Atmosphäre
und die Hilfe, die mir gewährt wurde.
Allen, die meine Arbeit Korrektur lesen mussten danke ich dafür.
Nickolai Pavlyuk vom Sternberg Astronomical Institute sowie Barry Madore und Ian Steer
von der NASA/IPAC Extragalactic Database of Distances danke ich für die Beantwortung
meiner Fragen.
Ich versichere, dass ich die Arbeit selbstständig verfasst und keine anderen als die angegebenen
Quellen und Hilfsmittel benutzt, sowie Zitate kenntlich gemacht habe.
Aachen, den 6.08.2009