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.