Supernowa SN 2011fe vs Nobel 2011 Andrzej Odrzywołek

(1)

Supernowa SN 2011fe

vs Nobel 2011

Andrzej Odrzywołek

Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ

Seminarium Komisji Astrofizyki PAU, 7 marca, środa, 13:15

(2)

Supernowa SN 2011fe

vs Nobel 2011

Andrzej Odrzywołek

(3)

Supernowa SN 2011fe

vs Nobel 2011

Andrzej Odrzywołek

(4)

Supernowa SN 2011fe

vs Nobel 2011

Andrzej Odrzywołek

(5)

Supernowa SN 2011fe

vs Nobel 2011

Andrzej Odrzywołek

(6)

Supernowa SN 2011 fe (PTF 11kly) / Nobel 2011

24 sierpnia 2011: Automatyczny system PTF wykrywa supernową w M101

13 września 2011: supernowa osiąga maksimum jasności (absolutna: −19^m, widoma: +9.9^m)

4 października 2011: Nagrodę Nobla z fizyki otrzymują:

Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt i Adam G. Riess za

„odkrycie przyspieszenia ekspansji Wszechświata poprzez obserwacje odległych supernowych” (for the discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae)

(7)

Szczyt marzeń naukowca spełniony!

(8)

Szczyt marzeń naukowca spełniony!

(9)

Supernowa typu Ia jako „świeca standardowa”

W pracach Noblistów, ich zespołów oraz

współpracujących/konkurujących astrofizyków zastosowano czysto empiryczne podejście

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

Najbardziej znana jest linio- wa zależność Phillipsa

Bmax ∝ ∆m15(B)

Jaśniejsze supernowe eks- plodują wolniej, co pozwa- la na przeskalowanie i re- dukcję rozrzutu jasności do

∼0.1^m.

(10)

Supernowe Ia jako indykatory odległości (Nobel 2011)

Kasen&Woosley 2007, ApJ, 656 661-665

(11)

Przykład analizy kosmologicznej

Dane empiryczne to: przesunięcie ku czerwieni z (prędkość

„ucieczki”) oraz jasność supernowej (Amanullah et al. SCP, Ap.J., 2010., obecnie 557 supernowych!)

Założenia: model Friedmanna + niezmienna w czasie kosmologicznym procedura kalibracji (brak powolnej ewolucji supernowych Ia)

Założenia te nie są niezależne: kalibracja jasności wymaga przeskalowania czasu, a to z kolei uwzględnienia kosmologicznej dylatacji czasu (po raz pierwszy pokazano ją właśnie na supernowych typu Ia !)

Określenie „świeca standardowa” jest mylące, bo nie znamy jej jasności absolutnej; zakładamy jednynie, że jasność po kalibracji jest taka sama (równoważny problem: na ile dokładnie znamy stałą Hubble’a ?)

(12)

Do tych danych można dofitować wiele modeli.

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 zwykłej wartości H0=68 km/s/Mpc !

(13)

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 zaproszo- nym speakerem na szkole w Zakopanem (19-27 maja 2012).

(14)

Czy supernowe Ia ewoluują w czasie kosmologicznym?

Odpowiedź na powyższe pytanie nie jest możliwa bez ustalenia czym z (astro)fizycznego punktu widzenia jest „normalna”

supernowa Ia !

Naiwny model supernowej Ia

biały karzeł w układzie podwójnym rośnie wysysając materię z towarzysza aż „osiagnie 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

Model ten jest łatwo falsyfikowalny ze względu na rozmaite efekty powodowane obecnością drugiego składnika. Wystarczy jedna bliska eksplozja...

(15)

SN 2011 fe: naj, naj naj . . .

Kilka faktów

1 najwcześniej odkryta: 11 godzin po wybuchu, 10⁻³ jasności maksymalnej

2 pierwsze spektrum sfotografowane 5 godzin później

3 najbliższa (oraz najjaśniejsza) od 40 lat: 6.4 Mpc

4 typowa, normalna supernowa Ia

5 obserwowana we wszystkich zakresach długości fal już we wczesnej fazie wzrostu jasności

6 1000 obserwowanych Cefeid w M101

(16)

Rok Galaktyka Typ V [km/s] D [Mpc] mmax Typ Odkrywca

1885A M31 Sb -301 0.77 5.8 I Hartwig (S And)

1984A NGC4419 SBa -256 18.3? 12.4 Ia Kimeridze, Rosino

1939C NGC6946 SBc 48 6.9 ± 2.4 13.7 I: Zwicky

1976B NGC4402 Sb 236 16.7 15.1 I Lovas

2011fe M101 SBc 240 6.4 9.9 Ia Nugent et al.

1940E NGC 253 SBc 248 3.1 ± 0.5 14.3 I Zwicky

1937C IC4182 Sm 320 2.5 ? 8.8 Ia Zwicky

1963I NGC4178 SBcd 376 13 . . . 19 13.3 Ia Zaytseva

1972E NGC5253 Sd 403 3 . . . 4 8.5 Ia Kowal

1895B NGC5253 Sd 403 3 . . . 4 8.3 Ia Fleming (Z Cen)

1939B NGC4621 E 433 18.3 ± 1.7 12.3 I Zwicky

1994D NGC4526 S0 450 16.9 . . . 18.8 11.8 Ia Treffers et al.

1945A NGC5195 SBab 472 7.5 . . . 8.4 14.0 I Humason

(17)

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

(18)

Na zdjęciach PRZED wybuchem nic nie ma!

Źródło: Weidong Li, et. al., Exclusion of a luminous red giant as a companion star to the progenitor of supernova SN 2011fe, Nature 480, 348–350 (15 December 2011) doi:10.1038/nature10646

(19)

Wykluczone scenariusze (wczesne obserwacje)

(20)

Progenitor (gwiazda która eksplodowała)

Źródło: Bloom et al. 2012 ApJ 744 L17

(21)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

Nowa helowa V445 Pup po eksplozji (2005-2007)

(22)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

(23)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

(24)

Czego należy spodziewać się w okolicy SN Ia ?

(25)

(26)

Rejon eksplozji, EVLA, radio

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: R_p< 0.02 R, towarzysz: R_c < 0.1 R (Xray)

3 progenitor: ρ > 10⁴g/cm³, T_eff <∼ 10⁵ K

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 pojednynczego białego karła CO.

Żadnych śladów obecności drugiego składnika! (tylko górne limity)

(29)

Ten model nie zgadza się z obserwacjami SN2011fe !

(30)

Te modele nie zostały wykluczone, ale brak ich potwierdzenia.

(31)

Wnioski z obserwacji SN 2011fe

Gęstość średnia Promień Temp. pow.

Składnik I ρ > 10^{5 g}_cm3 R < 0.02R T < 10⁶ K

Składnik II ? R < 0.1R ?

Progenitorem supernowej typu Ia jest ewidentnie biały karzeł węglowo-tlenowy!

Źródło: arXiv:1111.0966

(32)

Teoria wybuchów termojądrowych po SN 2011fe

(33)

„Lista rankingowa” progenitorów typu Ia

Przed SN 2011fe

1 biały karzeł + czerwony olbrzym

2 biały karzeł + gwiazda karłowata

3 2 × biały karzeł

4 detonacja białego karła z M < M_Ch

5 rotujacy biały karzeł z M > M_Ch Po SN 2011fe

1 2 × biały karzeł

2 biały karzeł + gwiazda karłowata

3 detonacja białego karła z M < M_Ch

4 rotujacy biały karzeł z M > M_Ch

5 [usunięto]

(34)

Teoria wybuchów termojądrowych po SN 2011fe

Przy okazji SN 2011fe „wypłyneły” dwie ciekawe klasy modeli, które obserwacyjnie wyglądają prawie jak eksplozje pojedynczych białych karłów o masie M 6= MCh:

eksplozja białego karła zainicjowana wybuchem „mini-nowej”

(detonacja helu na powierzchni, http://arxiv.org/abs/1111.2117)

powstanie w wyniku złączenia dwóch (lub akrecji) jednego silnie rotującego białego karła, który w wyniku utraty (lub redystrybucji) momentu pędu eksploduje z dużym

opóźnieniem (http://arxiv.org/abs/1110.2506)

(35)

Wnioski po SN 2011fe

jednoznacznie ustalono, że eksplozji uległ biały karzeł węglowo-tlenowy (CO)

nadal nie wiemy jaki układ gwiazd jest progenitorem

„zwykłej” supernowej typu Ia

czerwony olbrzym wykluczony jako II składnik dla SN 2011fe wybuch nastąpił w „czystym ośrodku międzygwiazdowym”;

brak śladów II składnika czy wyprodukowanej przez niego mgławicy