Supernowe Ia i kosmologia

Andrzej Odrzywołek

Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ

19 kwietnia 2012, czwartek, 17:15

A. Odrzywołek (ZTWiA, IFUJ) Supernowe Ia i kosmologia PTF Kraków, 19.04.2012 1 / 20

Drabina odległości kosmologicznych

1 AU: rozmiar orbity Ziemskiej (jednostka astronomiczna)

paralaksa heliocentryczna, m. in. odległość do δ−Cephei (satelita Hipparcos)Cefeidy: zależność okres-jasność (ang. PL-relation): bliskie galaktyki

supernowe typu Ia: odległe galaktyki

Zdjęcie: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage), H. Schweiker & S. Pakzad NOAO/AURA/NSF

Supernowa typu Ia jako „świeca standardowa”

W pracach Noblistów (Riess, Perlmutter, Schmidt 2011), ich zespołów orazwspółpracujących/konkurujących astrofizyków zastosowano czysto empirycznepodejście, podobnie jak kilkadziesiąt wcześniej dla Cefeid

Obserwacja kilkunastu supernowych typu Ia w latach 80-tych pozwoliła na odkryciekilku równoważnych sposobów kalibracji jasności tzw. Branch-normals

Najbardziej znana jest liniowazależność Phillipsa

Bmax ∝ ∆m15(B)

Jaśniejsze supernowe eksplo-dują wolniej, co pozwala naprzeskalowanie i redukcję roz-rzutu jasności do ∼0.1m.

Supernowe Ia jako indykatory odległości (Nobel 2011)

Kasen&Woosley 2007, ApJ, 656 661-665

Przykład analizy kosmologicznej

Dane empiryczne to: przesunięcie ku czerwieni z (prędkość „ucieczki”) oraz modułodległości µ = m −M (ang. distance modulus)odległość jasnościowa supernowej dL w parsekach: µ = 5 log10(dL)− 5Założenia: model Friedmanna + brak powolnej ewolucji supernowych Ia w czasiekosmologicznym

Kalibracja jasności wymaga przeskalowania czasu, a to z kolei uwzględnieniakosmologicznej dylatacji czasu ∆tobs = (1+ z)∆tfiz

de facto do zmierzonych par z , dL fitujemy model o trzech parametrach,wyrażonych w jednostkach aktualnej gęstości krytycznej ρ = 3H20/(8πG):

Ωm − zawartość materii (w tym ciemnej) (1a)

ΩΛ − stała kosmologiczna vel ciemna energia (1b)

H0 − stała Hubble’a (1c)

dL(z) =cH0

1+ z√1− Ωm − ΩΛ

(∫ z0

√1− Ωm − ΩΛdz ′√

(1+ z ′)2(1+Ωmz ′)− z ′(z ′ + 2)ΩΛ

)A. Odrzywołek (ZTWiA, IFUJ) Supernowe Ia i kosmologia PTF Kraków, 19.04.2012 5 / 20

(Amanullah et al. SCP, Ap.J., 2010., obecnie 557 supernowych!)

Do tych danych można dofitować wiele modeli, np: liniowy dL = c z/H0Jeżeli stała Hubble’a jest wyznaczona poprawnie, geometria jest „płaska”, to przyspieszenie ekspansjijest ewidentne, oraz Λ 0 (czerwona linia).Ciekawostka: Wszechświat bez ciemnej energii i ciemnej materii też pasuje (czarna linia) przydopuszczalnej wartości H0=67 km/s/Mpc !

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

Odpowiedzi na powyższe pytanie powinna udzielić astrofizyka teoretyczna.

„Naiwny” model supernowej typu Ia (inaczej: s. termojądrowej)

biały karzeł w układzie podwójnym rośnie wysysając materię z towarzysza aż„osiągnie masę Chandrasekhara” i wtedy eksploduje

każda eksplozja powinna być taka sama — w zgodzie z ideą świecy standardowej

nie widać na pierwszy rzut oka powodów aby eksplozja przy z > 1 różniła się odpodobnej dzisiaj

Konsensus obserwacyjno-teoretycznyTyp Ia to wybuch termojądrowy, w odróżnieniu od pozostałych typówsupernowych (Ib/c, II, rozbłyski gamma) dla których mechanizmem jestkolaps do gwiazdy neutronowej/czarnej dziury (energia grawitacyjna)

źródło energii typu Ia to synteza termojądrowa jąder węgla i tlenu (CO) do„żelaza” (Fe) i lżejszych pierwiastków

eksplodujący obiekt to biały karzeł, ESN ' Mmp (∆mCO→Fe) c2

Supernowa SN2011fe

24 sierpnia 2011 w galatyce M101 („Wiatraczek”) wybucha supernowaodkryta już 11 godzin po wybuchu, 10−3 jasności maksymalnej, (P. Nugent,PTF)pierwsze spektrum sfotografowane 5 godzin późniejnajbliższa (oraz najjaśniejsza) od 40 lat:d=6.4 Mpc (Cefeid), d=7.4 Mpc (TRGB)typowa, normalna supernowa typu Ia !

Źródło: http://science.kqed.org/quest/files/2011/09/m101-sn2011fe.jpgA. Odrzywołek (ZTWiA, IFUJ) Supernowe Ia i kosmologia PTF Kraków, 19.04.2012 8 / 20

Supernowa SN2011fe

Czy ten model zgadza się z obserwacjami SN2011fe ?

Źródło: Mario Hamuy, Nature 480, 328–329 (15 December 2011) doi:10.1038/480328a

Peter E. Nugent, et. al., Supernova SN 2011fe from an exploding carbon–oxygen white dwarf star, 344–347 doi:10.1038/nature10644

Na zdjęciach PRZED wybuchem nic nie ma!

Wykluczone scenariusze (wczesne obserwacje)

Progenitor (gwiazda która eksplodowała)

Źródło: Bloom et al. 2012 ApJ 744 L17

Co widzimy, a czego oczekujemy w rejonie SN2011feRejon eksplozji, EVLA, radio. Nowa helowa V445 Pup.

EVLA 5.9 GHz

SN2011fe

5 amin

Źródło: arXiv:1201.0994v1

Wykluczone scenariusze (EVLA, radio)

Ograniczenia obserwacyjne na układ(?) progenitora

Co wiemy po SN2011fe?1 supernowa wybucha w „czystym” ośrodku międzygwiazdowym(arXiv:1112.0247, EVLA)

2 progenitor: Rp < 0.02 R, towarzysz: Rc < 0.1 R (Xray)3 progenitor: ρ > 104g/cm3, Teff <∼ 105 K4 system: utrata masy M <∼ 6× 10−10M/rok (EVLA, radio)5 odległość pomiędzy składnikami a > 0.1 R [sprzeczność z (2) ?]

Dane konsystentne z termojądrową eksplozją pojedynczego (!?) białego karła CO.Żadnych śladów obecności drugiego składnika! (tylko górne limity)

Ten model nie zgadza się z obserwacjami SN2011fe !

Te modele nie zostały wykluczone, ale brak ich potwierdzenia.

Zródło: Mario Hamuy, Nature 480, 328–329 (15 December 2011) doi:10.1038/480328a

Sytuacja po SN2011fe

Możliwe scenariusze teoretycznesupernowa Ia to złączenie (ang. merger) pary białych karłów CO(węglowo-tlenowych)1 całkowity brak wodoru i helu w widmie oczywisty2 emisja fal grawitacyjnych mechanizmem opóźniającym z τ ∼ 1 mld lat3 suma mas składników decyduje o skalowaniu jasności maksymalnej4 progenitor o małej jasności trudny do wykrycia na drodze obserwacyjnej

progeniotorem supernowej typu Ia jest układ podwójny z donorem o małejmasie, a eksplozja inicjowana w niestandardowy (?) sposób

„normalna” supernowa Ia to faktycznie dwa różne zjawiska astrofizyczne,natomiast SN2011fe to reprezentant jednego z nich

renesans modeli „egzotycznych” np: silnie rotujące białe karły z M > MCh,detonacja helowego białego karła

Przypomnienie; fałszywa interpretacja obserwacji Cefeid

To co dotychczas traktowano jako jedną „świecę standardową” (Cefeida)okazało się dwoma różnymi typami gwiazd.

Skutek: rewizja stałej Hubble’a H0 o rząd wielkości!

Konkluzje

1 przypadek SN 2011 fe pokazuje, że:(I) preferowany kanał eksplozji to merger

LUB/I(II) istnieją co najmniej dwa kanały eksplozji

2 w przypadku (II) (gdy istnieją dwa podobne zjawiska) ich relatywny wkład dotypu Ia może być zmienny w czasie, a procedura kalibracji różna

3 reaktywacja modeli alternatywnych: dywersyfikacja i radiacja nowych modelinumerycznych ( http://www.mpa-garching.mpg.de/hydro/NucAstro/ )

4 dalszy postęp w zrozumieniu supernowych typu Ia i ich związku z kosmologiązależy od sporadycznych obserwacji pobliskich (d < 10 Mpc) zdarzeń orazpostępów w symulacjach numerycznych

Konkluzje

Slajdy dodatkowe

połączenie 3 głównych źródełinformacji o Wszechświecie:— supernowych Ia(SNe)— formowania się struktur(BAO)— mikrofalowegopromieniowania tła(CMB) — założenia o płaskości(Flat)

M. Kowalski (Supernova Cosmology Project) jest zaproszonym speake-rem na szkole w Zakopanem (19-27 maja 2012).

połączenie 3 głównych źródełinformacji o Wszechświecie:— supernowych Ia(SNe)— formowania się struktur(BAO)— mikrofalowegopromieniowania tła(CMB) — założenia o płaskości(Flat)

M. Kowalski (Supernova Cosmology Project) jest zaproszonym speake-rem na szkole w Zakopanem (19-27 maja 2012).

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

Nowa helowa V445 Pup po eksplozji (2005-2007)

H0 versus Λ

Supernowe Ia i kosmologia

Automotive

Transcript of Supernowe Ia i kosmologia