Supernowe Ia i kosmologia

(1)

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

(2)

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

(3)

Drabina odległości kosmologicznych

(4)

Drabina odległości kosmologicznych

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

(5)

Drabina odległości kosmologicznych

(6)

Drabina odległości kosmologicznych

(7)

Supernowa typu Ia jako „świeca standardowa”

W pracach Noblistów (Riess, Perlmutter, Schmidt 2011), ich zespołów oraz współpracujących/konkurujących astrofizyków zastosowano czysto empiryczne podejście, podobnie jak kilkadziesiąt wcześniej dla Cefeid

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

Najbardziej znana jest liniowa zależność Phillipsa

Bmax∝ ∆m15(B)

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

(8)

Supernowe Ia jako indykatory odległości (Nobel 2011)

Kasen&Woosley 2007, ApJ, 656 661-665

(9)

Przykład analizy kosmologicznej

Dane empiryczne to: przesunięcie ku czerwieni z (prędkość „ucieczki”) oraz moduł odległości µ = m − M (ang. distance modulus)

odległość jasnościowa supernowej dL w parsekach: µ = 5 log10(dL) − 5

Założenia: model Friedmanna + brak powolnej ewolucji supernowych Ia w czasie kosmologicznym

Kalibracja jasności wymaga przeskalowania czasu, a to z kolei uwzględnienia kosmologicznej 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 = 3H0²/(8πG ):

Ωm− zawartość materii (w tym ciemnej) (1a) ΩΛ− stała kosmologiczna vel ciemna energia (1b)

H0− stała Hubble’a (1c)

dL(z) = c H0

1 + z

√1 − Ωm− ΩΛ

sinn Z z

0

√1 − Ω_m− ΩΛdz⁰

p(1 + z⁰)²(1 + Ωmz⁰) − z⁰(z⁰+ 2)ΩΛ

!

(10)

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

Do tych danych można dofitować wiele modeli, np: liniowy d_L= c z/H₀

Jeżeli stała Hubble’a jest wyznaczona poprawnie, geometria jest „płaska”, to przyspieszenie ekspansji jest ewidentne, oraz Λ 0 (czerwona linia).

Ciekawostka: Wszechświat bez ciemnej energii i ciemnej materii też pasuje (czarna linia) przy dopuszczalnej wartości H₀=67 km/s/Mpc !

(11)

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 od podobnej dzisiaj

Konsensus obserwacyjno-teoretyczny

Typ Ia to wybuch termojądrowy, w odróżnieniu od pozostałych typów supernowych (Ib/c, II, rozbłyski gamma) dla których mechanizmem jest kolaps 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 ' ^M_m

p (∆mCO→Fe) c²

(12)

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

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

Konsensus obserwacyjno-teoretyczny

(13)

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

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

Konsensus obserwacyjno-teoretyczny

(14)

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

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

Konsensus obserwacyjno-teoretyczny

(15)

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

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

Konsensus obserwacyjno-teoretyczny

(16)

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

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

Konsensus obserwacyjno-teoretyczny

(17)

Supernowa SN2011fe

24 sierpnia 2011 w galatyce M101 („Wiatraczek”) wybucha supernowa odkryta już 11 godzin po wybuchu, 10⁻³jasności maksymalnej, (P. Nugent, PTF)

pierwsze spektrum sfotografowane 5 godzin później najbliższa (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

(18)

Supernowa SN2011fe

(19)

Supernowa SN2011fe

(20)

Supernowa SN2011fe

(21)

Supernowa SN2011fe

(22)

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

(23)

Na zdjęciach PRZED wybuchem nic nie ma!

(24)

Wykluczone scenariusze (wczesne obserwacje)

(25)

Progenitor (gwiazda która eksplodowała)

Źródło: Bloom et al. 2012 ApJ 744 L17

(26)

Co widzimy, a czego oczekujemy w rejonie SN2011fe

Rejon eksplozji, EVLA, radio. Nowa helowa V445 Pup.

EVLA 5.9 GHz E

N

SN2011fe 5 amin

M101

Źródło: arXiv:1201.0994v1

(27)

Wykluczone scenariusze (EVLA, radio)

(28)

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, T_eff <∼ 10⁵K

4 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)

(29)

Ograniczenia obserwacyjne na układ(?) progenitora

Co wiemy po SN2011fe?

(30)

Ograniczenia obserwacyjne na układ(?) progenitora

Co wiemy po SN2011fe?

(31)

Ograniczenia obserwacyjne na układ(?) progenitora

Co wiemy po SN2011fe?

(32)

Ograniczenia obserwacyjne na układ(?) progenitora

Co wiemy po SN2011fe?

(33)

Ten model nie zgadza się z obserwacjami SN2011fe !

(34)

Te modele nie zostały wykluczone, ale brak ich potwierdzenia.

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

(35)

Sytuacja po SN2011fe

Możliwe scenariusze teoretyczne

supernowa Ia to złączenie (ang. merger ) pary białych karłów CO (węglowo-tlenowych)

1 całkowity brak wodoru i helu w widmie oczywisty

2 emisja fal grawitacyjnych mechanizmem opóźniającym z τ ∼ 1 mld lat

3 suma mas składników decyduje o skalowaniu jasności maksymalnej

4 progenitor o małej jasności trudny do wykrycia na drodze obserwacyjnej progeniotorem supernowej typu Ia jest układ podwójny z donorem o małej masie, 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 > M_Ch, detonacja helowego białego karła

(36)

Sytuacja po SN2011fe

Możliwe scenariusze teoretyczne

(37)

Sytuacja po SN2011fe

Możliwe scenariusze teoretyczne

(38)

Sytuacja po SN2011fe

Możliwe scenariusze teoretyczne

(39)

Sytuacja po SN2011fe

Możliwe scenariusze teoretyczne

(40)

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 H₀o rząd wielkości!

(41)

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 do typu Ia może być zmienny w czasie, a procedura kalibracji różna

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

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

(42)

Konkluzje

(43)

Konkluzje

(44)

Konkluzje

(45)

Slajdy dodatkowe

(46)

połączenie 3 głównych źródeł informacji o Wszechświecie:

— supernowych Ia (SNe)

— formowania się struktur (BAO)

— mikrofalowego promieniowania tła

(CMB) — założenia o płaskości (Flat)

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

(47)

połączenie 3 głównych źródeł informacji o Wszechświecie:

— supernowych Ia (SNe)

— formowania się struktur (BAO)

— mikrofalowego promieniowania tła

(CMB) — założenia o płaskości (Flat)

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

(48)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

Nowa helowa V445 Pup po eksplozji (2005-2007)

(49)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

Nowa helowa V445 Pup po eksplozji (2005-2007)

(50)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

Nowa helowa V445 Pup po eksplozji (2005-2007)

(51)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

Nowa helowa V445 Pup po eksplozji (2005-2007)

(52)

H

₀

versus Λ

(53)

H

₀

versus Λ

(54)