Supernovae Typ Ia Seminar zur Einführung in die Astronomie am

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Supernovae Typ Ia
Seminar zur Einführung in die Astronomie
am
11.12.2007
Stefan Walter
Universität Würzburg
0.Inhalt
1.
Historisches
2.
Klassifikation
3.
Modell und Theorie einer SN Ia
4.
5.
Beobachtung, Anwendung und Befunde
1.
Spektrum einer SN Ia
2.
Lichtkurven
3.
Anwendung der SN Ia als Standkerze
4.
Wie beobachtet man eine SN Ia?
5.
Befunde
Aktuelle Forschung
1.
Simulation am Computer
2.
Warum sind einige SNe Ia heller als andere - Off Center Explosion
1.Historisches
Kurzer Überblick


11.11.1572: Tycho Brahe entdeckt im Sternbild
Cassiopeia “einen neuen Stern der heller als
alle anderen leuchtet”
Zitat: ”ein Wunder, wie es seit Anbeginn der
Welt nicht gesehen wurde”
1885:
(ca. 1/10
Ludovic Gully und Ernst Hartwig endeckten
erste Supernova außerhalb der Milchstrasse
im Zentrum des Andromedar Nebels
der Helligkeit des Nebels selbst)‫‏‬
Fritz Zwicky prägt den Begriff
Supernova
erste Theorie über den Verlauf der SN
im
Crab-Nebel (von Walter Baade
entdeckt)

1940:
Rudolf Minkowski Einteilung in
zwei Klassen

Tycho Brahe
1933:
Fritz Zwicky
2.Definition
Klassifikation

Zwei Typen von Supernovae

Klassifikation nach dem Spektrum
SN I
SN II
kein Wasserstoff
Silizium Kein Silizium
Wasserstoff
Helium
Wasserstoff dominiert
dominiert
„Normale“ SN II
SN Ia
SN Ib
SN Ic
Viel
Helium
Wenig
Helium
SN IIb
SN II L
Helligkeit
nimmt
linear ab
SN II P
Helligkeit
durchläuft
Plateauphase
3.Modell und Theorie einer SN Ia
Wie kommt es zu einer SN Ia
Einiges vorweg:
Modell geht auf Hoyle und Fowler (1960) zurück
Supernova Ia ist eine thermonukleare Explosion eines C+O Weißer Zwerge (WZ)
Eigenschaften eines WZ:

Entstadion eines leichten bis mittel schweren Sterns

50% C und 50% O
 M~M
Sonne
 d~1/3 d
Erde

ist stabil durch Gas aus entarteten Elektronen im Kern
Warum dann Explosion?
Denn der WZ würde ewig weiter existieren, weil keine Kernfusion nötig für
seine Stabilität ist!
Wie explodiert der WZ dann?
Er befindet sich in einem Doppelsternsystem
3.Modell und Theorie einer SN Ia
Wie kommt es zu einer SN Ia
3.Modell und Theorie einer SN Ia
Wie kommt es zu einer SN Ia
Der Prozess:
WZ befindet sich mit Partnerstern in
einem engen Doppelsternsystem
WZ akkretiert Masse von seinem
Partner bis hin zur Chandrasekar
Masse (Mch~ 1.4MSonne)
Dichte ~1010g/cm3 und Temperatur
(T~109K) so hoch, dass Fusion von C
und O zu höherern Elementen (Ni, Si,
Ca, am Ende auch Fe) zünden kann
C und O
3.Modell und Theorie einer SN Ia
Wie kommt es zu einer SN Ia
Der Prozess:
Weitere Temperaturerhöhung (T~1010 K)
Keine Kühlung durch Expansion möglich
(wg Entartung)
Brennen breitet sich als Deflagration aus
(Wärmediffusion, unterschall)
C/O
Ni
C/O
Turbulenzen
erhöhen
die
Flammenoberfläche
Die
thermonukleare
Detonation
beginnt
Kein Überrest nach Explosion
O/Si
Mg/S/Ca
Ni
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Spektrum einer SN Ia
Spektrum
Licht entsteht überwiegend aus Zerfall von Nickel
Ni  56Co  56Fe
56
Fusion nicht immer bis zum höchst
gebundenen Atom, da z.B. Si im
frühen Spektrum
Theorie stimmt mit gemessenem
Spektrum überein
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Beispiele einiger SNe Ia
SN1994D
heller Punkt
unten links
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Beispiele einiger SNe Ia
SN1998ba
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Lichtkurven
Zeitliche Entwicklung der Helligkeit einer Supernova
Lichtkurve erreicht in ca. zwei Wochen sehr schnell ihr Maximum
Sie fällt innerhalb einiger Monate ab
Helligkeit
Zeit
~ 20 Tage
~ Monat
mehrere Monate
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Lichtkurven
t t⋅s= t
m 
m+αs− 1=m
'
'
Messungen zeigen:
So einfach ist es doch
nicht!
Deshalb:
Eichung der Lichtkurven
durch Beziehung zw. max.
Helligkeit und Breite der
Kurve
Stretch (Phillips-Relation):
'
t t⋅s=t
'
m m+α  s−1  =m
Perlmutter et al, 1997
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
SN Ia als Standardkerze
Mit den geeichten Lichtkurven lässt sich die SN Ia jetzt als Standardkerze
verwenden:
'
'
absolute Helligkeit des Maximums bekannt
(nahe SN Ia bei bekanntem Abstand zur Bestimmung von Mmax, ∆M = ±0.2
mag)
M =−19 mag
t t⋅s= t
m 
m+αs− 1=m
max
Bestimmung des Maximums der scheinbaren Helligkeit aus Messungen
mmax
Entfernung d aus Entfernungsmodul
mmax −M max =−5log  d 
ABER: Verschiedene Fehler
Korrekturen nötig
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
SN Ia als Standardkerze
Korrekturen:
Stretch-Faktor
Anpassung der Lichtkurven versch. SNe

K-Korrektur
SNe mit versch. z werden mit versch. Bandfiltern untersucht um ganzes
Spekrum zu bekommen
versch. Bandfilter  versch. Teile des Spektrums


Extinktion (Staub, Absorption, Streuung)

Ausgleich durch Messung in versch. Wellenlängenbereichen
< 0.06 mag
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Wie beobachtet man eine SN Ia
eine SN pro Jahrhundert in unserer Galaxie

sehr viele SN in kürzester Zeit im beobachtbaren Universum

Beobachten mehrer Galaxien gleichzeitig
Supernova Cosmology Project
Perlmutter et al, Berkley
http://www-supernova.lbl.gov
High-z Supernova Search Team
Garnavich, Riess, Schmidt et al.
http://cfa-www.harvard.edu/supernova/HighZ.html
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Wie beobachtet man eine SN Ia
Perlmutter et al, 1997
4.Beobachtung, Anwedung und Befunde
Befunde
Messungen von SNe bei z~1 zeigen:
weit entfernte SNe zu leucht schwach (0.25 mag) um konsistent mit
Materie dominiertem Universum zu sein

SNe weiter entfernt
als angenommen


 muss ≠ 0 sein
beschleunigt
expandierendes Universum
Perlmutter et al, 1997
5.Aktuelle Forschung
Computer Simulationen
t = 0s
t = 0,3s
Mehrere statistisch verteilte
Zündungen im Inneren
Dichte im Zentrum niedriger als
Dichte des Materials vor der
Flamme  Blasenbildung
5.Aktuelle Forschung
Computer Simulationen
t = 0,6s
t = 2s
Oberflächenvergrößerung durch
Turbulenzen und somit Erhöhung
der Verbrennungsrate
Verwirbelungen,
Brennfront erreicht Oberfläche
5.Aktuelle Forschung
Off-Center SNe
Warum sind einige SNe Ia heller als andere?
WZ mit höhere Masse als Chandrasekhar-Masse?
Möglich, aber nur dann

wenn WZ schnell rotiert

wenn SNe durch Verschmelzen zweier WZ entsteht
Jetzt: Neues Modell
keine zentrale Zündung und damit symmetrische Ausbreitung der Flammen
im Innernen des Sterns
sondern eine dezentrale Zündung und damit asymmetrische Ausbreitung
der Flammen
5.Aktuelle Forschung
Off-Center SNe
anisotrope Verteilung der
ausgeworfenen Materie
niedriger Ni-Anteil
hoher Ni-Anteil
unverbranntes Material
aus unterschiedlichen Blickrichtungen,
erscheint die SN mit versch. Helligkeiten
4.Aktuelle Forschung
Off-Center SNe
Quellen:


Spektum der Wissenschaft 07/2005
Rätselhafte Supernova
W. Hillebrandt and J. Niemeyer
Type Ia Supernova Explosion Models

W. Hillebrandt et al.
Off-center explosions of Chandrasekhar-mass white dwarfs:
an explanation of super-bright type Ia supernovae?
A&A 465, L17-L20 (2007)

http://www.mpa-garching.mpg.de

http://supernova.lbl.gov/

http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html
2.Definition
Was ist eine Supernova

Eine Supernova ist ein mögliches Entstadium einer Sternentwicklung

seltenes Ereigniss in unserer Galaxie (1 pro Jhd.)
starke Helligkeitszunahme bis zu 20mag (manchmal heller als eine
ganze Galaxie)

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