Abundance Tomography of Type Ia Supernovae Matthias Stehle Abundance Tomography of Type Ia Supernovae Matthias Stehle Dissertation an der Fakultät für Physik der Ludwig–Maximilians–Universität München vorgelegt von Matthias Stehle aus Sigmaringen München, 4. November 2004 Erstgutachter: Prof. Dr. A.W.A. Pauldrach Zweitgutachter: Prof. Dr. W. Hillebrandt Tag der mündlichen Prüfung: 22. Dezember 2004 If what one finds is made of pure matter, it will never spoil. And one can always come back. If what you had found was only a moment of light, like the explosion of a star, you would find nothing on your return. But you experienced a light explosion, and that was already worthwhile. Paul Coelho (1947- ), The Alchemist Abstract Many uncertainties about the physics of Type Ia Supernovae have been re- vealed in the recent past, and numerous pieces are puzzled together to achieve a complete description of the phenomenon of thermonuclear explosions in the sky. However, very important parts are still missing. In particular, the concept lacks a proper connection between the various evolutionary steps, namely the progenitor scenario, explosion theory, nucleosynthesis from the burning, and the observations. Early time spectra of Type Ia Supernovae naturally contain in- formation about all of these processes and are at the centre of the entire scenario. Appropriate models of that phase can provide the missing link and improve our understanding of this field enormously. The goal of this thesis is to advance new methods to calculate synthetic spectra in order to extract the information contained in the observations more efficiently. Based on a well established radiation transfer code, a new technique called Abun- dance Tomography is developed to derive the abundance distribution of Type Ia Supernovae ejecta. While previous approaches were limited to the determina- tion of the abundances of specific species in restricted regions of the supernova envelope, here a complete stratified distribution of all major elements is ob- tained. This method is applied to the very well observed normal SN 2002bo. Combining the early spectra with those of the nebular phase leads to a coverage of the entire ejecta from the centre out to the highest velocities. The abundances derived are used to compute a synthetic bolometric light curve to test the radial distribution of Fe group and intermediate-mass elements. The sampling procedure of the incident radiation field at the lower boundary is modified to obtain a better description of the real situation in Type Ia Super- novae. This improves the overall flux distribution significantly, especially in the red part of the spectrum, where almost no real line opacity is found. Synthetic spectra with this new procedure reproduce the observations much more accu- rately, as is shown by models of SN 2002er. Hydrogen lines have never been detected convincingly in Type Ia Supernovae spectra. However, using spectra that were observed more than 10 days before maximum light, it is shown that small amounts of hydrogen in the outer parts of the ejecta can explain high velocity line absorptions, seen rather frequently viii Abstract in various objects, e.g. SN 2002dj, SN 2003du, and SN 1999ee. The hydrogen is not claimed to be primordial to the white dwarf but it is rather the effect of the supernova ejecta interacting with circumstellar material, namely the white dwarf’s accretion disk build up prior to the explosion. Finally, UV spectra of Type Ia Supernovae are discussed. The ability of the Monte Carlo technique to deal naturally with this wavelength region is proven. Applications are presented by modelling spectra of SN 2001ep and SN 2001eh obtained with the Hubble Space Telescope. The results are discussed in the broader context of Type Ia Supernovae physics: What causes the diversity in the nearby sample? What are the progenitors and how does the explosion work? What is the influence on cosmological models? A detailed knowledge of the abundances, their distribution in the Supernova ejecta, and their ultimate causes delivers the key to these fundamental issues. Zusammenfassung Die Entdeckung der Dunklen Energie basiert nicht zuletzt auf der Interpre- tation von Beobachtungen weit entfernter bzw. hoch rotverschobener Super- novae vom Typ Ia (z > 0.1). Gleichwohl steht eine vollständige und konsis- tente Beschreibung des physikalischen Ablaufs thermonuklearer Explosionen, die dem Phänomen der Supernovae Ia zugrunde liegen, immer noch aus. So konnte bislang der Zusammenhang zwischen den einzelnen Entwicklungs- stufen – vom Vorläufersternüber die explosive Nukleosynthese bis hin zur Phase der homologen Expansion – und den Beobachtungen noch nicht hinreichend ge- klärt werden. Die Spektren aus der frühen Phase, d. h. einige Tage nach der Ex- plosion, enthalten wichtige Informationen über diesen Ablauf; deren Interpreta- tion steht damit im Zentrum der derzeitigen Supernova Ia Forschung. Geeignete Modelle zur Erzeugung synthetischer Spektren sind das notwendige Werkzeug, um wesentliche Details der thermonuklearen Explosion zu überprüfen und so eine Möglichkeit zur Quantifizierung der Dunklen Energie bereitzustellen. Ziel dieser Arbeit ist es, mit Hilfe neuer Methoden zur Berechnung synthe- tischer Spektren die in den Beobachtungen enthaltenen Informationen zu ex- trahieren und zu analysieren. Den entscheidenden methodischen Schritt stellt dabei die Entwicklung der Tomographie der Elementhäufigkeiten dar. Als wesentlicher Fortschritt kann die Verteilung der Elemente in der Hülle der Supernovae detailliert untersucht werden. Bisherige Verfahren beschränkten sich hierbei lediglich auf die Bestimmung globaler Häufigkeiten spezieller Ele- mente, während die neue Methode eine vollständige Analyse der radialabhängi- gen Verteilung aller wichtigen Elemente zulässt. Die Ergebnisse einer ersten Anwendung werden für die Supernova 2002bo präsentiert. Dabei wurde die Spektralanalyse der frühen Phase mit den Ergebnissen der Nebelphase kom- biniert, um so eine vollständige Bestimmung der Häufigkeiten – vom innersten Punkt der Hülle bis hin zu den höchsten Radialgeschwindigkeitswerten – zu erhalten. Im nächsten Schritt wurden die Ergebnisse der Häufigkeitsverteilung dazu verwendet, die bolometrische Lichtkurve zu berechnen. Durch den Ver- gleich mit der beobachteten Lichtkurve konnte so die geschichtete Verteilung der Eisengruppen- und mittelschweren Elemente präzise bestätigt werden. Desweiteren wurde das Samplingverfahren zur Berechnung des Strahlungs- feldes im innersten Bereich erheblich verbessert und so modifiziert, dass es den bei Supernovae Ia vorherrschenden physikalischen Bedingungen besser x Zusammenfassung entspricht. Damit konnte die Strahlungsflussverteilung signifikant verbessert werden, was insbesondere im opazitätsarmen roten Bereich des Spektrums von entscheidender Bedeutung ist. Anhand von Modellen zur Supernova 2002er wird ferner gezeigt, dass die auf der neuen Methode basierenden synthetischen Spektren die Beobachtungen in wesentlichen Punkten, wie beispielsweise die dominanten Spektrallinien von S, Si, Ca und Fe, erheblich besser repräsentieren. Ein weiterer für das Gesamtverständnis wichtiger Punkt bezieht sich auf die Frage nach der Wasserstoffhäufigkeit. Bislang konnten in Typ Ia Supernova Spektren keine Wasserstofflinien nachgewiesen werden. Anhand von Spektren, die mehr als 10 Tage vor dem Helligkeitsmaximum aufgenommen wurden, konnten wir jedoch zeigen, dass bislang ungeklärte Linienabsorptionen, haupt- sächlich von Ca und Si, bei sehr hohen Geschwindigkeiten durch kleine Mengen Wasserstoff aus der Akkretionsscheibe erklärt werden können. Dieses Ergebnis birgt erhebliche Implikationen für das Verständnis der Supernova Ia Vorläufer- sterne. Für die Diskussion der Ergebnisse in einem größeren astrophysikalischen Rah- men sind desweiteren folgende Fragestellungen relevant: Was verursacht bei den nahen Objekten das unterschiedliche Verhalten ihrer Lichtkurven? Woraus entstehen sie und wie läuft die Explosion im Detail ab? Welche Konsequenzen hat die präzise Parameterstudie von Supernovae Ia für die Kosmologie? Wie in dieser Arbeit gezeigt wird, liefert die exakte Kenntnis der Häufig- keitsverteilung der Elemente in den Supernovae Ia Hüllen den Schlüssel zur Beantwortung dieser elementaren Fragen. Contents Abstract ix Zusammenfassung xi List of Figures xvi List of Tables xvii 1. Introduction 1 1.1. The importance of Type Ia Supernovae ................ 4 1.1.1. Astrophysical relevance .................... 4 1.1.2. Type Ia Supernovae and cosmology ............. 5 1.2. Objectives of this work ......................... 8 1.3. Organisation of the thesis ....................... 11 2. Observational and theoretical aspects of Type Ia Supernovae 13 2.1. Observational characteristics ..................... 13 2.1.1. Light curves and luminosity ................. 13 2.1.2. Spectra .............................. 18 2.1.3. Supernova Ia rates ....................... 22 2.2. Progenitor scenarios .......................... 22 2.3. Explosion mechanism ......................... 26 3. Radiation transfer methods 29 3.1. The radiative transfer equation .................... 29 3.2. Radiative transfer in SN ejecta ..................... 31 3.3. Numerical approaches to the problem ................ 33 4. The Monte Carlo code 35 4.1. Model supernova envelope ...................... 35 4.1.1. Temperature stratification ................... 36 4.1.2. Method of radiative transfer ................. 37 4.1.3. Ionisation and excitation .................... 38 4.2. Numerical technique