Supernowa Ia

(1)

Seminarium Komisji Astrofizyki PAU ? ´sroda, 2003.11.26

(2)

M

ECHANIZM SUPERNOWEJ

Ia (

TERMOJ ˛ADROWEJ

)

Podstawowy model:

(1) Akreuj ˛acy biały karzeł w układzie podwójnym (2) Przekroczenie masy Chandrasekhara

(3) Zapłon reakcji termoj ˛adrowych na skutek kolapsu (4) Gigantyczny wybuch termoj ˛adrowy

(3)

C

ZY TO NA PEWNO JEST PRAWDA

?

Pytania:

(1) Gdzie jest wodór (hel) z drugiej gwiazdy ?

(2) Czy jest mo˙zliwe osi ˛agni˛ecie M_Ch=1.44M na drodze akrecji?

(3) Inne mo˙zliwo´sci zainicjowania syntezy termoj ˛adrowej.

(4) Jaki wybuch: spalanie, deflagracja, detonacja, DDT ?

(4)

H

ISTORIA BADA ´N NAD

SN

-150 — Hipparch odkrywa now ˛a gwiazd˛e w konstelacji Skorpiona

(5)

H

SN

-150 — Hipparch odkrywa now ˛a gwiazd˛e w konstelacji Skorpiona 1572 — Tycho de Brache De Nova Stella (1573)

(6)

H

SN

1885 — E. Hartwig odkrywa now ˛a S And w mgławicy M 31

(7)

H

SN

1934 - 38 — Zwicky rozpoczyna poszukiwaniasuper-nowychw gromadzie galaktyk Virgo – efekt: 12 supernowych

(8)

H

SN

1939 — Zwicky proponuje kolaps do gwiazdy neutronowej jako mechanizm wybuchu

(9)

H

SN

1939 — Zwicky proponuje kolaps do gwiazdy neutronowej jako mechanizm wybuchu 1941 — R. Minkowski wprowadza typy I i II

(10)

H

SN

1960 — F. Hoyle & W. Fowler proponuj ˛a wybuch termoj ˛adrowy jako mechanizm supernowej

(11)

H

SN

1960 — F. Hoyle & W. Fowler proponuj ˛a wybuch termoj ˛adrowy jako mechanizm supernowej

1979 — R. Barbon wprowadza typy II-P & II-L

(12)

1984 — Iben & Tututkov proponuj ˛a zderzenie 2 białych karłow jako mechanizm supernowej typu I

(13)

1985 — Tzw. supernowe Ip (peculiar) zostaj ˛a zdefiniowane jako osobny typ Ib.

Pozostałe zostaj ˛a zaliczone do nowego typu Ia

(14)

1987 — SN 1987 A

(15)

1987 — SN 1987 A

1987 — SN 1987 N prototypem typu Ic

(16)

1987 — SN 1987 A

1991 — SN 1991 T & SN 1991 bg – wybuchaj ˛a dwie anomalne supernowe Ia

(17)

1987 — SN 1987 A

1991 — SN 1991 T & SN 1991 bg – wybuchaj ˛a dwie anomalne supernowe Ia 1993 — SN 1993 J – brakuj ˛ace ogniwo mi˛edzy typem Ib/c a typem II:

nowy typ IIb

(18)

1987 — SN 1987 A

nowy typ IIb

1993 — Branch-normals 85% supernowych Ia posiadaj ˛acych cechy ´swiecy stan- dardowej: spełniaj ˛a zale˙zno´s´c Phillipsa

(19)

1987 — SN 1987 A

nowy typ IIb

1993 — Branch-normals 85% supernowych Ia posiadaj ˛acych cechy ´swiecy stan- dardowej: spełniaj ˛a zale˙zno´s´c Phillipsa

1991 - 1995 — nowy typ IIn

(20)

1997 — A. V. Filippenko Optical Spectra of Supernovae: apel o powstrzymanie si˛e od tworzenia nowych typów supernowych

(21)

1998 — Hipernowa SN 1998 bw & GRB 980425 – dyskusja na temat zwi ˛azku supernowych i rozbłysków gamma.

(22)

1998 — Hipernowa SN 1998 bw & GRB 980425 – dyskusja na temat zwi ˛azku supernowych i rozbłysków gamma.

lata 90-te — Core-Collapse (implozyjna?) supernowa¹:

Ic −→ Ib −→ IIb −→ II-L −→ II-P (IIn)?

Thermonuclear (termoj ˛adrowa?) supernowa: Ia 26 listopad 2003 — odkryto 2587 supernowych²

1http://th-www.if.uj.edu.pl/acta/vol34/abs/v34p2791.htm

2http://web.pd.astro.it/supern/snean.txt

(23)

PODSTAWOWE DANE OBSERWACYJNE NA TEMAT SUPERNOWYCH Ia

1. Całkowity brak wodoru (H)

2. Powszechno´s´c wyst ˛epowania: wszystkie typy galaktyk, halo, przestrze´n mi˛edzygalaktyczna.

3. Jednorodno´s´c (dotyczy 85% tzw. Branch-normals):

Parametry rozkładu jasno´sci:

´Srednia: M_B ' M_V ' −19.8 ± 0.03 + 5 log(H₀/75), H₀ [km/s Mpc⁻¹] – stała Hubble’a.

Rozrzut: σ_M_B,V = 0.2^m. . . 0.3^m

Zale˙zno´s´c Phillipsa: M_B ∝ ∆m₁₅(B)

(24)

PODSTAWOWE DANE OBSERWACYJNE NA TEMAT SUPERNOWYCH Ia

1. Całkowity brak wodoru (H)

2. Powszechno´s´c wyst ˛epowania: wszystkie typy galaktyk, halo, przestrze´n mi˛edzygalaktyczna.

3. Jednorodno´s´c (dotyczy 85% tzw. Branch-normals):

Parametry rozkładu jasno´sci:

´Srednia: M_B ' M_V ' −19.8 ± 0.03 + 5 log(H₀/75), H₀ [km/s Mpc⁻¹] – stała Hubble’a.

Rozrzut: σ_M_B,V = 0.2^m. . . 0.3^m

Zale˙zno´s´c Phillipsa: M_B ∝ ∆m₁₅(B) 4. Anomalie:

„Słabe” (cz˛este): SN 1991 bg M =-16.5^m,

„Silne” (b. rzadkie): SN 1991 T M =-20.5^m

(25)

PROGENITOR

Sugestywne fakty (M. Livio):

a) Nie ma wodoru!

b) Energia wybuchu jest rz˛edu (E_W^C/O − E_W^Fe) × M_Ch! c) Materia zdegenerowana wybucha „ch˛etniej”!

d)Odst˛ep czasowy pomi˛edzy powstaniem gwiazdy a wybuchem mo˙ze by´c b. długi!

(26)

PROGENITOR

a) Nie ma wodoru!

Dlaczego biały karzeł?

(27)

PROGENITOR

a) Nie ma wodoru!

(i) Warunki (a, b, c) spełnione.

(28)

PROGENITOR

a) Nie ma wodoru!

Dlaczego biały karzeł w układzie podwójnym?

(29)

PROGENITOR

a) Nie ma wodoru!

Dlaczego biały karzeł w układzie podwójnym?

(ii) Powolna akrecja lub/i emisja fal grawitacyjnych pozwalaj ˛a w pewnych warun- kach spełni´c punkt d.

(30)

UKŁAD PODWÓJNY

(31)

UKŁAD PODWÓJNY

. &

Biały karzeł + „Zwykła” gwiazda 2 białe karły

(32)

UKŁAD PODWÓJNY

. &

Biały karzeł + „Zwykła” gwiazda 2 białe karły

↓ ↓

Tempo akrecji [ M/ rok ] Emisja fal grawitacyjnych

. ↓ &

< 10⁻⁸ 10⁻⁸. . . 10⁻⁷ > 10⁻⁷

↓ ↓ ↓

Nova H burn Red Giant

↓ ↓

M₁ + M₂ > 1.44M T_orb < 12 h

& .

He flash Nieuniknione konsekwencje

(33)

3 RODZAJE BIAŁYCH KARŁÓW

. ↓ &

He CO ONeMg

(34)

. ↓ &

He CO ONeMg

Biały karzeł ko´ncowym produktem ewolucji gwiazdy o masie poni˙zej 9M (8M) [7.6M]

(35)

. ↓ &

He CO ONeMg

Biały karzeł ko´ncowym produktem ewolucji gwiazdy o masie poni˙zej 9M (8M) [7.6M]

M_ZAMS [M] M_WD [M] M_expl [M] He 0.08 . . . 2.25 >0.45 0.7 C+O 2.25 . . . 10 0.6 . . . 1.2 1.39 O+Ne+(Mg) 8 . . . 11.5 1.15. . . 1.3 M_Ch

(36)

2 PRZYPADKI STOSUNKU MAS

. &

M₁ > M₂ M₁ ' M₂

↓ &

Rozpad l˙zejszego Roche (RLF) ↓

↓ .

Dysk akrecyjny Poł ˛aczenie (ang. merger)

(37)

. &

M₁ > M₂ M₁ ' M₂

↓ &

↓ .

9 (M₁ > M₂)+ 6 (M₁ ' M₂) = 15 mo˙zliwo´sci (He, CO, ONeMg)

(38)

. &

M₁ > M₂ M₁ ' M₂

↓ &

↓ .

9 (M₁ > M₂)+ 6 (M₁ ' M₂) = 15 mo˙zliwo´sci (He, CO, ONeMg) Przez double-degenerate rozumie si˛e zwykle przypadekCO + CO z M₁ > M₂.

(39)

(40)

Consider a spherical cow of uniform density

(41)

Consider a spherical cow of uniform density

(42)

Consider a spherical cow of uniform density

(43)

Consider a spherical cow of uniform density

(44)

Z

^APŁON

M

_Ch

(45)

Z

^APŁON

M

_Ch

1. Masa akreuj ˛ acego białego karła zbli˙za si˛e do M

_Ch

(46)

Z

^APŁON

M

_Ch

1. Masa akreuj ˛ acego białego karła zbli˙za si˛e do M

_Ch

2. Temperatura centralna ( T

_c

) ro´snie na skutek kompresji:

R

_WD

∼ √

₃ ¹

M_WD

(47)

Z

^APŁON

M

_Ch

1. Masa akreuj ˛ acego białego karła zbli˙za si˛e do M

_Ch

2. Temperatura centralna ( T

_c

) ro´snie na skutek kompresji:

R

_WD

∼ √

₃ ¹

M_WD

3. Wytworzone ciepło unosi neutrinowy rozpad plazmonu:

γ −→ ν

_x

+ ¯ ν

_x

(48)

Z

^APŁON

M

_Ch

1. Masa akreuj ˛ acego białego karła zbli˙za si˛e do M

_Ch

2. Temperatura centralna ( T

_c

) ro´snie na skutek kompresji:

R

_WD

∼ √

₃ ¹

M_WD

3. Wytworzone ciepło unosi neutrinowy rozpad plazmonu:

γ −→ ν

_x

+ ¯ ν

_x

4. G˛esto´s´c centralna ( ρ

_c

) osi ˛ aga 2 · 10

⁹

g/cm

³

(49)

Z

^APŁON

M

_Ch

1. Masa akreuj ˛ acego białego karła zbli˙za si˛e do M

_Ch

2. Temperatura centralna ( T

_c

) ro´snie na skutek kompresji:

R

_WD

∼ √

₃ ¹

M_WD

3. Wytworzone ciepło unosi neutrinowy rozpad plazmonu:

γ −→ ν

_x

+ ¯ ν

_x

4. G˛esto´s´c centralna ( ρ

_c

) osi ˛ aga 2 · 10

⁹

g/cm

³

5. Reakcja (3) zabroniona. Ciepło gromadzi si˛e powoduj ˛ ac reakcje

j ˛ adrowe

(50)

6. Pojawia si˛e konwekcja unosz ˛ ac energi˛e

(51)

6. Pojawia si˛e konwekcja unosz ˛ ac energi˛e

7. Skale czasowe: konwektywna ( τ

_konw

) oraz spalania j ˛ adrowego

( τ

_nucl

) malej ˛ a,

(52)

6. Pojawia si˛e konwekcja unosz ˛ ac energi˛e

7. Skale czasowe: konwektywna ( τ

_konw

) oraz spalania j ˛ adrowego

( τ

_nucl

) malej ˛ a,

8. Dla T

_c

= 7 · 10

⁸

K τ

_konw

∼ τ

_nucl

(53)

6. Pojawia si˛e konwekcja unosz ˛ ac energi˛e

7. Skale czasowe: konwektywna ( τ

_konw

) oraz spalania j ˛ adrowego

( τ

_nucl

) malej ˛ a,

8. Dla T

_c

= 7 · 10

⁸

K τ

_konw

∼ τ

_nucl

9. Dla T

_c

= 1.5 · 10

⁹

K τ

_konw

τ

_nucl

(54)

6. Pojawia si˛e konwekcja unosz ˛ ac energi˛e

7. Skale czasowe: konwektywna ( τ

_konw

) oraz spalania j ˛ adrowego

( τ

_nucl

) malej ˛ a,

8. Dla T

_c

= 7 · 10

⁸

K τ

_konw

∼ τ

_nucl

9. Dla T

_c

= 1.5 · 10

⁹

K τ

_konw

τ

_nucl

10. Wyprodukowana energia nie mo˙ze by´c usunieta z centrum w ˙zaden

sposób.

Etapy 6-8 okre´ slane s ˛ a jako „tlenie si˛ e”

(ang. smouldering). Trwa ono ∼1000 lat.

(55)

S

^PALANIE

,

^WYBUCH

,

^DETONACJA

Spalanie – „spokojny” powolny sposób zachodzenia reakcji j ˛adrowych

- Najcz˛e´sciej wewn ˛atrz niezdegenerowanych gwiazd - Energia unoszona przez konwekcj˛e i promieniowanie Wybuch – „gwałtowne” spalanie

- Płomie´n przenosi si˛e przez przewodnictwo cieplne - Proces spalania jest powolny (∼1%c_s) i cz˛e´sciowy.

D

^ETONACJA – spalanie na skutek przej´scia fali uderzeniowej - Spalanie z pr˛edko´sci ˛a naddzwi˛ekow ˛a

- 100% materiału j ˛adrowego zostaje spalone - Wywoływana przez fal˛e uderzeniow ˛a lub DDT

Deflagration to Detonation Transition – przej´scie spalania w detonacj˛e

(56)

J

ADRA ATOMOWE JAKO MATERIAŁ WYBUCHOWY^˛

^E_A^W

[MeV] ∆(

^E_A^W

) [ foe / M

] Charakterystyka

He 7.1 3.4 Detonacja

CO 7.9 1.9 Wybuch, DDT

ONeMg 8.1 1.4 Wybuch, Kolaps

56

Fe 8.8 — —

E

_expl

' 2

_M^M

∆(

^E_A^W

) [ foe ]

∆(

^E_A^W

) = 8.8 −

^E_A^W

[ MeV ]

(57)

Z

^APŁON

„

NA ZAPAŁK ˛E

”

(58)

Z

^APŁON

„

NA ZAPAŁK ˛E

”

1. Bierzemy łatwo detonujacy materiał, czyli He

(59)

Z

^APŁON

„

NA ZAPAŁK ˛E

”

2. Umieszczamy go na powierzchni białego karła o dowolnej masie

(60)

Z

^APŁON

„

NA ZAPAŁK ˛E

”

2. Umieszczamy go na powierzchni białego karła o dowolnej masie 3. Hel detonuje i . . .

(61)

Z

^APŁON

„

NA ZAPAŁK ˛E

”

2. Umieszczamy go na powierzchni białego karła o dowolnej masie 3. Hel detonuje i . . .

a) Pobudza detonacj˛e bialego karła od powierzchni do ´srodka

b) Wywoluje fale uderzeniow ˛a, która

zbiega si˛e do centrum i tam powoduje zapłon

(62)

P

ROGENITOR SUPERNOWEJ

Ia

a Red Giant

. - ↑

sub-MCh Ia Detonacja He ← Akrecja → Nova

- b . ↓

M_Ch

. &

MCh Ia Kolaps

(63)

M

^ODEL

W7

Progenitor Biały karzeł 1.38 M CO Pr˛edko´s´c spalania v_W7 ' 30% c_s

Czas spalania 3 sekundy

Bardzo dobra zgodno´s´c z obserowan ˛a krzyw ˛a blasku i widmem !

(64)

M

^ODEL

W7

Pr˛edko´s´c spalania niefizyczna!

v

_l

= 0.1 . . . 100

^km_s

< v

_W7

< c

_s

= 10

^{4 km}_s

(65)

M

^ODEL

W7

v

_l

= 0.1 . . . 100

^km_s

< v

_W7

< c

_s

= 10

^{4 km}_s

1. DDT

(66)

M

^ODEL

W7

v

_l

= 0.1 . . . 100

^km_s

< v

_W7

< c

_s

= 10

^{4 km}_s

1. DDT

2. Zwi ˛ekszenie powierzchni spalania: turbulencja, konwekcja

(67)

M

^ODEL

W7

v

_l

= 0.1 . . . 100

^km_s

< v

_W7

< c

_s

= 10

^{4 km}_s

1. DDT

2. Zwi ˛ekszenie powierzchni spalania: turbulencja, konwekcja 3. Zapłon wielopunktowy

(68)

M

^ODEL

W7

v

_l

= 0.1 . . . 100

^km_s

< v

_W7

< c

_s

= 10

^{4 km}_s

1. DDT

2. Zwi ˛ekszenie powierzchni spalania: turbulencja, konwekcja 3. Zapłon wielopunktowy

4. Inne: rotacja?

(69)

S

KALE CZASOWE I PRZESTRZENNE

Typowe rozmiary:

Turbulencja (skala Kołmogorowa) 10⁻³ mm Płomie´n lamianarny 0.1 mm Konwekcja (Rayleigha-Taylora) 100 km

Biały karzeł 10000 km

Typowe czasy:

Ewolucja układu podwójnego miliardy lat

Akrecja miliony lat

Tlenie si˛e 1000 lat

Supernowa Ia 1 rok

Wybuch białego karła 3 sekundy

(70)

C

IEKAWOSTKI

(

NIE

)

NAUKOWE NA TEMAT

SN Ia

NIE zaobserwowano supernowej w gromadzie kulistej.

• Supernowe ktore Zwicky obserwowal w latach 30-40 były typu I

Supernowe Ia wybuchaj ˛a cz˛e´sciej ni˙z zwykle w obszarze d˙zetu z centralnej (galaktycznej) czarnej dziury

• W podr˛eczniku D. Arnetta „Supernovae and Nucleosynthesis” rozdział

„Eksplozje termoj ˛adrowe” zaczyna si˛e od cytatu³:

„Jak wiadomo, smoków nie ma. Prymitywna ta

konstatacja wystarczy mo˙ze umysłowi prostackiemu, ale nie nauce (...)”

Gdyby explodował Syriusz B (2.6pc, 0.98M) to miałby w maksimum jasno´s´c -23^m.

3Stanisław Lem, Cyberiada: WYPRAWA TRZECIA czyli smoki prawdopodobie´nstwa

(71)

• Zale˙zno´s´c Phillipsa M_max = a + b ∆m^B₁₅ podał w 1977 roku Pskowskij Wybuch supernowej Ia w układzie podwójnym powinien

powodowa´c powstanie sto˙zkowatej dziury w wyrzucanej materii [SN1991T]

Proces hamowania „aerodynamicznego” (ang. inspiral) mo˙ze by´c przyczyn ˛a zł ˛aczenia sie „białych karłów”

[SN2002ic]

• Zanim zaproponowano termoj ˛adrowy mechanizm supernowej (Hoyle, Fowler, 1960) były uzywane bomby wodorowe (Ivy Mike, 1953)

Zł ˛aczenie białych karłów i nast˛epujacy w wyniku tego kolaps dobrze tłumaczy powstanie ( z pozostało´sci dysku akrecyjnego ) planet wokół pulsara

(72)

• „Dlatego jeste´smy zmuszeni do faworyzowania par białych karłów CO jako dominuj ˛acego progenitora supernowych Ia” (Branch, Livio i inni, 1995)

• „Chciałbym odnotować, ˙ze Pinto (rozmowa na konferencji w Chicago) o´swiadczył, i˙z jego modele ELD (sub-M_Ch) mog ˛a obej´sć wszystkie omówione wy˙zej słabo´sci i s ˛a w stanie dać rewelacyjn ˛a zgodno´sć z [obserwowan ˛a] krzyw ˛a blasku i widmem. Podczas pisania tego artykułu, nie udało mi si ˛e niestety znale´zć opublikowanych wyników tych mod- eli, wi ˛ec ich nie skomentuj ˛e” (Livio, 1999)

• „(...) aby stworzy´c wybuch supernowej Ia, Natura, b ˛ed ˛ac uprzejm ˛a dla nas spo´sród wszystkich mo˙zliwo´sci wybrała t ˛e najprostsz ˛a, czyli białego karła C+O o masie Chandrasekhara wybuchaj ˛acego termo- j ˛adrowo.” (Hillebrandt, Niemeyer, 2000)

(73)

Oto zdj. ze

strony tytułowej seminarium

na temat

supernowej Ia S. E. Woosleya

(74)

L

^ITERATURA

Prace przegl ˛adowe na temat SN Ia:

1. B. Leibundgut, Type Ia Supernovae Astronomy&Astrophysics Review, 10, 179-209, (2000) DOI: 10.1007/s001590000009

2. Hillebrandt, Niemeyer, Type Ia Explosions Models, astro-ph/0006305

3. D. Branch, M. Livio et. al. In Search of the Progenitors of Type Ia Supernovae, PASP, 101, 1019-1029, (1995)

4. M. Livio, The Progenitors of Type Ia Supernovae, astro-ph/9903264

5. E.I.Sorokina, S.I.Blinnikov, O.S.Bartunov, Thermonuclear Burning Regimes and the Use of SNe Ia in Cosmology, astro-ph/9906494

Wykłady S. E. Woosleya:

http://www.ucolick.org/~woosley/ay220/lecture17/lecture17.pdf

Supernowe ogólnie:

A. V. Filippenko, Optical Spectra of Supernovae ARA&A, 35, 309-355, (1997) http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/araa.html