METALLIZITÄTSUNTERSUCHUNG (2) an Muttergalaxien von SN 1987A - ähnlichen Supernovae

Vortrag im Rahmen des Seminars „Metallizität im galaktischen Kontext“ bei Professor Ernst Paunzen am 10.+ 24. Jänner 2014, gehalten von Marius Halosar SN 1987A • aufgeleuchtet am 24. Feb. 1987 am Ort ⍺ = 05h 35m 28,105s, δ = 69° 16‘’10,99‘‘ • Progenitor: SANDULEAK -69° 202 ein blauer Überriese (BSG), Spektraltyp B3 Ia

5 • Masse: M = ca. 20 MSUN Leuchtkraft: L = 1.6 x 10 LSUN Radius: R = 45 RSUN

4. März 1987 5. Februar 1984 (90 min) LMC: Tarantelnebel mit SN in einem Ausläufer

Lichtkurven verschiedener CC - Supernovae

• Kernkollaps-SNe: Ib, Ic, IIb, IIn, IIL und IIP vergleiche mit SN 1987A (BSG – SN) • Ib, Ic...kein Si, kein H, Ib zeigt He I, Ic zeigt auch kein He • IIb ...Spektrum wechselt später auf Ib, IIn...zeigt schmale Linien (narrow) • IIL...Helligkeitsabnahme rel. Linear, IIP...Helligkeitsabnahme zeigt Plateauphase Der „SN II – ZOO“ Die Lichtkurve der Supernova SN 1987A

• V-Helligkeit bei Entdeckung: 5.1mag , Maximalhelligkeit: 2.9mag • Ungewöhnlich langer H-Anstieg (82 Tage) wegen Kompaktheit d. Progenitors • abs. Maximalhelligkeit ca. 3 mag geringer als bei SN mit RSG Progenitor • Die dominanten Zerfallsprozesse der entstandenen radioaktiven Isotope sind:

56Ni (t1/2 = 6.08d) → 56Co (t1/2 = 77.2d) → 56Fe (0.07 Mo 56Ni wurden produziert) 57NI (t1/2 = 35.6h) → 57Co (t1/2 = 271.8d) → 57Fe (0.003 Mo 57Ni) -4 55Co (t1/2 = 17.5h) → 55Fe (t1/2 = 1000d) → 55Mn (8.10 Mo 55Co) -4 44Ti (t1/2 = 58.9y) → 44Sc (t1/2 = 3.97h) → 44Ca ( 10 Mo 44Ti ist noch heute relevant) -4 60Co (t1/2 = 5.28y) → 60Ni ( 10 Mo 60Co)

Das Lichtecho der SN 1987A • Schon 1987 traten rasch expandierende Lichtechos auf. Das Differenzbild aus dem Jahr 1992 zeigt ein doppeltes Lichtecho um den Ort der Explosion. • Die Durchmesser von 32‘‘ bzw. 51‘‘ entsprechen interstellaren Wolken im Abstand von 470 bzw. 1300 LJ von der SN. • Die Ringe sind 10.000x schwächer als das Originallicht zum Zeitpunkt max.Intensität, weisen aber das gleiche Spektrum auf.

Das Licht wird entlang einer (sehr schmalen) Ellipse reflektiert, in deren Brennpunkten einerseits die SN und andererseits der Beobachter sitzt. Differenzbild (nach – vor) dem Aufleuchten Der Triple – Ring – Nebel (TRN) • Die größte Überraschung, aber wohl auch das größte Rätsel löste das Erscheinen einer multiplen Ringstruktur aus: Zunächst erschien ein zentraler Ring (1.7‘‘ x 1.2‘‘), beleuchtet und ionisiert durch den UV-Flash der SN, beobachtet mit dem IUE, später 2 weitere Ringe (OR) in der Form eines Doppelkegels. (d = 3.5‘‘ bzw. 3.7‘‘)

• Diese Strukturen sind, wie spätere Untersuchungen mit dem HST ergaben, tatsächlich Materieringe und nicht nur das „limb brightening“ eines „hourglas nebula“. • Es wurde bald klar, dass es sich dabei um Massenauswürfe des Progenitors aus seiner Zeit als RSG handeln muss; die Zuordnung dieser asphärischen Struktur erwies sich aber für einen Einzelstern als schwierig. • Vor ca. 20.000 a ist in der RSG Phase des Vorgängersterns rotationsbedingt ein langsamer, dichter Wind abgeströmt, der später von einem schnellen Wind der BSG Phase aufgeschoben („sweep up“) wurde, um seine heutigen Form zu erhalten.

Entwicklung der Ringe

• 240 Tage nach dem Ausbruch erreichte das Licht den ER (equ. ring). Dieser ist 43° geneigt mit zu uns gewandter Nordseite. Im Wesentlichen ist er stationär. (10 km/sec Expansion) • Nach Aufsetzen der Brille konnte das HST (1993) auch die OR (outer rings) erkennen. • Ab dem Jahr 1998 folgte die erwartete Schockwelle der SN – Ejekta und begann, zunächst im NO, den ER zu illuminieren. Entgegen der Erwartung wird aber der Ring nicht gleichmäßig heller, sondern es leuchteten an verschiedenen Stellen Flecken mit einwärts gerichteten „Fingern“ auf. Heute erscheint der ER wie eine selbstleuchtende Perlenkette. • UV-Emissionen aus dem Ring zeigen C/N = 0.11 Breitband UV aus dem Reverseschock C/N = 0.05 • Das kosmische Standardverhältnis ist C/N = 4.1

Der Äquatoriale Ring im Jahr 2012 Schematische Darstellung des ER Chemische Entwicklung der SN 1987 A Hochgradige Anreicherung der Hülle mit He, Ba Überschuss (5 – 10 x solar) Im UV des CSM erscheinen hochionisierte N, C und He Linien (~ 106 K) -3 IR – Spektroskopie nach 100 Tagen zeigt CO und SiO Moleküle (~10 Mo) Nach 4 Jahren steigt der Radiofluss an u. signalisiert erstmals die Interaktion der Schockwelle mit dem CSM. Heute kann sie in allen WL beobachtet werden Exponentielle Zunahme der weichen und harten Röntgenstrahlung seit 2005 Totale Assymetrie der Explosion, das Ringsystem ist aber axial symmetrisch. Wo ist der Neutronenstern, der bisher nicht gefunden wurde? Der dichte Staub und die Ejekta im inneren Ring könnten ihn unter bestimmten physikalischen Bedingungen verbergen. (Ein SL ist nach der Neutrinostatistik unwahrscheinlich)

• Grundsätzlich soll jedes vorgeschlagene Szenario der

SN 1987A nicht nur erklären, warum hier ein BSG explodiert ist und kein RSG, sondern auch die chem.

Anomalitäten und die Ringformation nachvollziehen. • Viele Versuche wurden seit 1987 unternommen, die wahre Natur von Sk -69° 202 aufzuklären. Zwei davon sollen an dieser Stelle etwas näher erläutert werden: 1) Das Doppelstern - Mergermodell von Podsiadlowski 2) Die subsolare Metallizität in der LMC. P.Maggi et al.(2012), „XMM-Newton observations of SNR 1987A“ Entstehung des Triple Ring Nebula (Mergermodell)

Doppelsternsystem: M1 ~ 20 Mo, M2 ~ 5 Mo. Der Hauptstern, am Ende seines He – Brennens im Kern, transferiert Masse auf seinen Begleiter. Das hohe Massenverhältnis bewirkt, dass der Transfer instabil wird, es bildet sich eine gemeinsame Hülle aus. In dieser Phase wird ein hoher Anteil des Bahndrehimpulses des Begleiters in die Hülle übergeführt, die dadurch rasch zu rotieren beginnt. Durch die Reibung mit der Hülle spiralt der Begleiter nun auf seinen Partner zu. Diese weitere Energiezufuhr in die Hülle führt zu einer dyn. Expansion und weiters zu signifikantem Massenauswurf. Schließlich kollidieren die beiden Kerne, wo bei Kernmaterial des RSG frei wird. Der ganze Vorgang dauert nur wenige 100 Jahre. Anschließend entsteht ein übergroßer RSG, der aber innerhalb weniger 1000 Jahre, in dem Maße, in dem die Hülle ihre thermische Überschussenergie verliert, zu einem BSG schrumpft. In dieser späten Phase schiebt der schnelle energiereiche Wind des BSG die Ejekta aus der RSG - Phase zusammen und formt den ganzen TRN (siehe Fig. 1) aus: Ph. Podsiadlowski & T. Morris (2007), „The progenitor of SN 1987A“ Darstellung von Metallizitäten

The last column provides the adopted Solar abundances (in atomic numbers) A(X) = log10 (X/H) + 12.

O 8.70 aus „An extremely primitive halo star“, E. Caffau (2011) Metallizität von Sternhaufen in der LMC

Einer sehr alten (13 GJ!) Population mit -1.5 > [Fe/H] > -2.0 steht eine intermediäre Population mit [Fe/H] = -0.48 und σ = 0.09 und einem Alter von 1.0 – 3.0 GJ gegenüber. In der Alterslücke zwischen 3.0 und 13.0 GJ befindet sich nur ein Haufen (ESO 121, 9 GJ) und nur ein Haufen (NGC 1718) mit 2.0 GJ hat [Fe/H] = -0.8 Es gibt keine kinematischen Hinweise auf eine Halopopulation. In der LMC ist weder bei Sternhaufen noch bei den Feldsternen ein radialer Metallizitätsgradient feststellbar. Dies wird durch die Wirkung des Balkens, der bei einer nahen Begegnung mit der SMC vor ca. 4 GJ entstanden ist, erklärt. Diesem Balken ist offenbar auch die seit seinem Bestehen stark einsetzende SFR zuzuschreiben. Pagel (1978) fand bei seiner Untersuchung von H II Regionen in der LMC eine mittlere Sauerstoffmetallizität von 12 + log(O/H) = 8.37 dex und einen Gradienten von 0.03 ± 0.02 dex/kpc der also praktisch nicht existent ist. Der entsprechende Wert für die Sonne liegt bei 12 + log(O/H) = 8.70 dex Liste der untersuchten Galaxien mit BSG SNe Als eine der möglichen Szenarien für das Entstehen einer BSG SN gilt auch niedrige Metallizität, die eine blaue Lösung im HR-Diagramm erlaubt. (Hillebrandt et al. 1987) Eine Kontrolle war bis vor kurzem nicht möglich, da SN 1987A lange als Einzelfall galt. Inzwischen wurde aber doch eine Reihe von SNe mit ähnlichen Eigenschaften registriert. Dieses Paper berichtet über die Aufgabe, die Metallizität deren Muttergalaxien, sowohl am Explosionsort, als auch in nahe liegenden H II - Regionen und im Zentrum, zu messen. An 11 Galaxien wurden die Messungen durchgeführt, 2 davon sind Vorläufer der SN 1987

„A metallicity study of 1987A-like supernova host galaxies“, F. Taddia et al. (2013) Indirekte Methode zur Metallizitätsbestimmung

Es ist bekannt, dass leuchtkräftige Galaxien höhere Metallizitäten aufweisen als leuchtschwache. Tremonti et al. (2004) haben aus 53,000 SDSS Galaxien mit der „least square method“ einen linearen Zusammenhang zwischen absoluter B-Helligkeit und Metallizität hergestellt. (siehe Bild)

Tremonti gibt an: A (O) = 12 + log (O/H) = - 0.185( 0.001)MB + 5.238( 0,018) Dies erlaubt bereits eine gute Abschätzung der Metallizität im Zentrum der Galaxie. Die abs. B-Band Magn. wurde aus V, dem Distanzmodul und der Extinktion in der MS berechnet.

Pilyugin (2004) u. a. zeigten, dass H II Regionen, weit vom Zentrum ihrer Galaxis, geringere Metallizitäten aufweisen, als die dem Kern näher gelegenen.

-1 Diese Gradienten sind in der Literatur meist mit (R25) angegeben. D25 ist definiert durch die Isophote bei 2 μB = 25.0 mag/arcsec Flächenhelligkeit.

Die entzerrten, normalisierten Abstände (rSN/R25) vom Galaxienzentrum wurden nun mit Hilfe der Koordinaten, der Inklination und des Positionswinkels berechnet.

-1 Bsp. für den Met.gradienten: M 101 -0.90 dex R25 -1 . NGC 4490 -0.063 dex R25 Die mit indirekten Methoden erhaltenen Daten deuten darauf hin, dass BSG SNe in einem Umfeld mit leicht untersolarer Metallizität A(O) = 8.51 dex entstanden sind! aus Tremonti et al. 2004 Direkte Metallizitätsmessung mit der „N2“ Methode

Beispiel einer hellen H II – Region in UGC 6510 H⍺ und NII Linien angepasst an ein Dreifach-Gauss-Profil

Das Kontinuum ist abgezogen!

Profile mit abgezogenem Kontinuum Diese Emissionslinien-Diagnostik N2 wurde schon häufig verwendet (Thöne 2009, u.a.) N2 ist der Logarithmus des Flussverhältnisses zwischen [N II ](λ6584) und [H⍺] Die Flüsse wurden wie folgt ermittelt: Das Kontinuum um die Linien der mit FORS2 bzw. ALFOSC aufgenommenen Spektren wird sorgfältig gefittet. Dann wurden 3 Gaussprofile simultan an [N II](λ6584), [N II](λ6548) und H⍺ angepasst. Da [N II](λ6548) wegen ihrer Lichtschwäche schwer zu fitten ist, wurde ihr Fluss auf ⅓ von [N II](λ6584) fixiert. Diese Prozedur erlaubt die Messung der beiden wichtigen Linien auf stabile Weise. Der O-Gehalt ergibt sich aus: 12 + log (O/H) = 9.37 + 2.03 * N2 + 1.2 * N22 + 0.32 * N23. Im Fall 2005dp wurde die Prozedur sowohl mit hoher als auch niedrigerer Auflösung durchgeführt. Grundsätzlich ergab sich das gleiche Linienverhältnis, mit einer mittleren Differenz von < 1%.

„N2“ Methode nach Pettini & Pagel (2004) aus F.Taddia et al.:A metallicity study of 1987A-like SN host galaxies Photometrie, Imaging und Spektroskopie

Target: UGC 6510 (SN 2006V) Teleskop: ANTU (VLT) NOT (Nordic Optical Telescope) VLT Opt. Instrument: FORS2 + R (breit) bzw. H⍺ Filter ALFOSC + Grism#4 (#8) FORS2 + 300V Integrationszeit: 5 x 10s (R), 5 x 80s (H⍺) 3 x 1800 s 3 x 1200 s Pixelmaßstab: 0.25”/pix → 0.1kpc/pix bei 100 Mpc Spaltbreite 1‘‘ 1‘‘

H⍺-Aufnahme von UGC 6510 mit den Spaltpositionen 2MASX J05553978-6855381

• Die Galaxie mit der höchsten Rotverschiebung (z = 0.03)! Ein S II Schmalbandfilter musste verwendet werden, um die genaue H⍺ Linie zu erreichen. Auch wurde sie als einzige auch im B-Band gemessen, um die Ausdehnung der Achsen zu messen. • Die Galaxie liegt recht genau hinter der LMC, was die Messungen erschwert.

• Die SN explodierte im Außenbereich der Galaxie, 2.44 kpc von der nächsten hellen H II Region entfernt. • Die N2 Messungen im Zentrum zeigen übersolare Metallizität, der Gradient scheint nach außen hin zu verflachen. • In SN – Distanz ergab sich eine leicht subsolare Metallizität. (~ 8.4 dex) SN 1909A in M101

• SN 1909A explodierte im äußeren Bereich der wohlbekannten Galaxie, weit entfernt einer hellen HII - Region. • Da ihr Metallizitätsgradient recht gut bekannt ist, wurde die N2 – Methode nur an einer hellen HII Region (nur (!) 7.6 kpc von der SN entfernt) getestet. • Da gute Übereinstimmung vorlag wurde auf die SN Distanz extrapoliert und der geringste Metallgehalt des ganzen Samples gefunden: • A(O) = 7.96 ± 0.1 dex

HST – Photo M101 SN 2009E in NGC 4141

• NGC 4141 ist eine Balkenspirale im Ursa Major, ca. 30 Mpc entfernt. • SN 2009E erschien in einem Spiral = arm der Galaxie und ist noch etwas schwächer als 1987A. (siehe Bild) • Bemerkenswert sind ungewöhnlich starke Ba II Linien. (ähnlich 1987A) • Der Spalt wurde hier durch die SN und eine sehr helle H II Region in der Nähe des Galaxienzentrums • Die Metallizität ergab A(O) = 8,22 dex

aus:Pastorello et al.“SN 2009E a faint clone of SN 1987A SN 1982F in NGC 4490

• NGC 4490 ist eine relativ nahe mit NGC 4485 wechselwirkende Balken= spirale mit 2 Armen. • In ihr trat auch die IIb SN 2008ax auf. • Von dieser Galaxie wurden bereits einige Metallizitätsmessungen publiziert (Pilyugin, 2007), die mit den N2 Messungen ergänzt wurden. • Der Spalt wurde durch eine kleine H II Region in der Nähe des Ausbruchsort und eine helle H II Region näher beim Zentrum gelegt. • Die Auswertung ergab einen äußerst flachen, ja negativen Metallizitäts = gradienten, was wahrscheinlich auf die Wechselwirkung mit NGC 4485 zurückgeführt werden kann. • SN 1982F scheint das typische Bsp. einer BSG SN zu sein, die nicht allzu

weit vom Zentrum (rSN/R25 = 0,3) ihrer intrinsisch metallarmen Muttergalaxie hochging. • Die Metallizität am Explosionsort liegt unterhalb des LMC – Niveaus: • A(O) = 8,26 dex • A(O) = 8,21 dex (SN 2008ax) Kelly & Kirschner (2012)

SN 1998A in IC 2627

• Von der südlichen Spiralgalaxie IC 2627 konnten zwei Spektren aus den ESO Archiven verwendet werden. (NTT(1) und NTT(2)) • Die beiden Spalte wurden jeweils einerseits durch das Zentrum gelegt, andererseits durch den Ort der SN 1998A, bzw. durch die gleichfalls in dieser Galaxie aufgetretene Type II SN 1994R. • Der Gradient erwies sich als sehr flach und die Metallizität am Ort der SN zeigte den höchsten Wert des Samples: A(O) = 8,68 (solar) SN 2000cb in IC 1158

• IC 1158 ist eine Spiralgalaxie mit diffuser Sternentstehung, besonders im zentralen und südl. Teil. • Keine Region mit signifikanter H⍺ Emission in der näheren Umgebung der SN. • Allerdings konnten zwei helle Knoten 1,24 kpc vom Ort der SN entfernt, sowie sechs weitere HII- Regionen registriert werden. • Die Interpolation am Ort der SN ergab eine Metallizität A(O) = 8,5 dex • Dies ist konsistent mit einem Resultat von Anderson et al.2010 SN 2004em in IC 1303

• IC 1303 ist mit Vordergrund = sternen übersät. • Ihre Metallizität erwies sich als knapp untersolar: • A(O) = 8,56 dex SN 2005ci in NGC 5682 und SN 2005dp in NGC 5630

i = 70° ←

i = 72° → Vergleich mit anderen CC - SNe

• Interessant ist ein Vergleich des vorliegenden Samples mit jenen von anderen Subtypen: • Im Ergebnis zeigt sich, dass sich BSG SNe im Schnitt bei geringerer Metallizität finden als die normalen RSG SNe IIP. Demgegenüber sind Ibc SNe noch metallreicher!

Verglichen wird mit den Ergebnissen von Anderson et al. (2010) für die SNe IIP(23) Ib(10), Ic (13 Objekte) und von Sanders et al. (2012) für SNe IIb (5 Objekte). Beide Autoren benutzten die N2 Methode. Offensichtlich ist, dass die Metallizität der BSG – SNe Umgebungen geringer ist, als die der normalen IIP SNe.(8.54 0.04dex) Ein Kolmogorov-Smirnov Test ergab, dass diese Differenz statistisch signifikant ist. SNe IIb Muttergalaxien haben ähnliche Werte wie BSG SNe (8.42 0.05 dex) Das könnte daran liegen, dass sie auch den Trend zeigen, in den Außenbereichen ihrer Host - Galaxien hochzugehen. Allerdings ist das IIb Sample sehr klein!

Detailergebnisse

• Die mittlere Metallizität der 12 untersuchten Galaxien mit der „N2“- Methode beträgt: 12 + log (O/H)BSG = 8.36 ± 0.05 dex. Das ist mäßig subsolar und LMC - kompatibel • Ein Zusammenhang zwischen Metallizität und Lichtkurve konnte nicht festgestellt werden. • Der Umstand, dass aber 2 BSG SNe nahezu solare Metallizitätswerte aufweisen, lässt den Schluss zu, dass auch andere Entstehungsmechanismen (z.B. Doppelsternmerger) für die Entstehung dieser Art von Supernovae in Frage kommen. Thank You for your attention!