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Agnoletto, Irene (2010) Overluminous Core-Collapse Supernovae. [Tesi di dottorato]

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Abstract (inglese)

This Thesis is focused on a photometric and spectroscopic study of four Type IIn supernovae (i.e. SN 20 06gy, 2007bt, 2007bw and 2008fz), which are among the
brightest supernovae (SNe) ever detected. They belong to the sample of overluminous or Very Luminous SuperNovae (VLSNe) which currently includes other 3-4 well studied events. Their absolute luminosity at maximum, MV < -20 is
much higher than any other previous supernovae, either core-collapse and or thermonuclear. Their huge brightness (> 10^(51)erg) are emitted in the first »200 days) link these events to massive or supermassive progenitors, which experi-
enced extreme mass-losses during their last stages of evolution. However, other explosion mechanisms or sources of energy are being investigated; the debate
on their nature is still open.
The first object discussed in this Thesis is SN 2006gy, which is one the most debated supernovae ever. Contrary to typical IIn SNe, this event did dot show any strong x-rays or radio emission near the epoch of maximum. This has lead
to consider other feasible non-standard sources of energy beyond interaction. In this thesis, the evolution of multiband light curves, the pseudo-bolometric (BVRI) light curve and an extended spectral sequence are presented and used
to derive constraints on the origin and evolution of the nature of the SN.
Its light curve is characterized by a broad, bright (MR = -21.7 at about 70 days) peak, followed by a rapid luminosity fading which turns into a slower decline by day 180. At late phases (> 237 days), because of the large lu-
minosity drop (> 3 mag), only upper visibility limits are obtained in the B, R and I bands. In the near-infrared, two K-band detections on days 411 and
510 possibly indicate dust formation or IR echoes scenarios. At all epochs the spectra are characterized a multicomponent Halpha profile, without any P-Cygni. By means of a semi-analytical code, the light curve in the first 170 days is found
to be consistent with the explosion of a compact progenitor (R (6 -8 x 10^(12) cm, Mej =5 -14Msol), whose ejecta collided with massive (6 - 10Msol¯), opaque clumps of previously ejected material. These clumps do not completely obscure
the SN photosphere, so that at its peak the luminosity is due both to the decay of 56Ni and to interaction with the circumstellar medium (CSM).
After 170 days spectroscopic and photometric similarities are found between SN 2006gy and bright, interaction-dominated SNe (e.g. SN 1997cy, SN 1999E and SN 2002ic). This suggests that ejecta-CSM interaction plays a key role in
SN 2006gy about 6 to 8 months after maximum, sustaining the late-time-light curve. Alternatively, the late luminosity may be related to the radioactive decay of 3Msol of 56Ni.
In this scenario, a supermassive star is not required to explain the observational data, nor is an extra-ordinarily large explosion energy.
For the SNe 2007bt, 2007bw and 2008fz UBVRI light curves and an extended spectral sequence are also presented. Analogies and differences are highlighted, both among each other and with respect to the sample of VLSNe from the
literature. Photometrically, it is shown that the light curves of SNe 2007bt and 2007bw are substantially dfferent from that of SN 2008fz, evolving more slowly, being redder at the earlier phases and decaying with a rate consistent with that pre-
dicted by the radioactive decay of 56Co. On the contrary, the photometric evolution of SN 2008fz is reminiscent to the light curves of IIL SNe, showing a short peak followed by a steep decline. Spectroscopically the three events are characterized by high-velocity (up to 12000km/s), slowly-decelerating emission lines. The spectra of the SNe 2007bt and 2007bw are dominated by Balmer lines, overimposed on a relatively
°at continuum (TBB = 6000 ¡ 7000 K); an asymmetry in the early profile of Halpha is observed, slowly disappearing with time. Measurements of the narrow components of Halpha in SN 2007bt indicate CSM speed of 320 km/s , which are
only consistent with the winds surrounding luminous blue variable (LBV) stars.
The early spectra of SN 2008fz are found to be similar to SN 2006gy; however, they show higher temperatures (TBB=14000 K) and a more rapid evolution.
For the three events, the energetic, luminosity, initial radius (> 10^(15)cm) and the kinematic derived from the analysis of the light curves and spectra could be reproduced by the conversion of kinetic energy into radiation by a clumpy
CSM which is hit by the energetic SN ejecta, similarly to what was proposed for SN 2006gy. For SNe 2007bt and 2007bw the asymmetry in the Halpha line can be explained if a massive (>10 Msol) clumpy CSM lies face-on in the direction of
the observer. The asymmetry in the CSM distribution around the star could be due by a binarity fefect in the progenitor system, or asymmetric mass ejection of a single star.
For SN 2008fz the rapid expansion of the black-body radius favor a less massive CSM ( 1Msol), which is efficiently warmed up and accelerated by the high-velocity SN ejecta. Because of the relatively small mass in the CSM/shell, the photon diffusion time is smaller than that calculated for SN 2006gy, and the radiated energy plummets rapidly as the light curve.
As for the case of SN 2006gy, these scenarios have the advantage that they do not involve any exotic explosion mechanism for these VLSNe. However, other scenarios could be consistent with their photometric evolution. Among
these, the possibility of a pair-instability explosion cannot be excluded. This and other likely hypothesis proposed by other authors are discussed.

Abstract (italiano)

Questa Tesi si incentra sullo studio fotometrico e spettroscopico di quattro su pernovae (SNe) di tipo IIn (cioµe SN 2006gy, 2007bt, 2007bw e 2008fz), che sono tra le supernovae più brillanti mai scoperte. Infatti appartengono alla classe delle SNe iperluminose o Very Luminous SuperNovae (VLSNe, supernovae molto brillanti), che al momento include altri 3-4 oggetti ben studiati. La
loro luminosità assoluta all'epoca del massimo, MV < -20, è superiore rispetto a qualsiasi altro evento, sia di natura termonucleare che di collasso del core.
L'enorme luminosità emessa (> 10^(51)erg nei primi 200 giorni) associa questi eventi a progenitori massicci o supermassicci, che hanno subito fenomeni di
perdita di massa estremi durante le loro fasi evolutive finali. Comunque, al momento si stanno studiando anche altri meccanismi o possibili fonti di energia, e il dibattito sulla natura di questi eventi è tuttora aperto.
Il primo oggetto discusso è la SN 2006gy, che è una delle supernovae più dibattute in assoluto. Contrariamente alle tipiche IIn, essa non mostrava alcuna emissione X o radio all'epoca del massimo di luminosità. Questo ha portato a considerare altre possibili sorgenti di energia oltre all'interazione. In questa Tesi, l'evoluzione delle curve di luce multibanda, la curva di luce pseudo-bolometrica e una sequenza di spettri vengono studiati per ricavare delle infor-
mazioni sull'evoluzione e sulla natura della supernova e del progenitore.
La curva di luce µe caratterizzata da un picco ampio e luminoso (MR = -21.7 a circa 70 giorni), seguito da un declino di luminosità veloce, il quale si assesta su un declino piµu lento, a circa 180 giorni. A fasi avanzate (>237 giorni), a causa del forte indebolimento della luminosità (>3 mag) vengono ricavati solo dei limiti ottici nelle bande B, R ed I. Nel vicino infrarosso, due
detection nella banda K' indicano una possibile presenza di regioni di formazione di polvere, o eventualmente di echi infrarossi. A tutte le epoche gli spettri sono
caratterizzati dalla presenza di pro¯li di righe a multi-componente, senza però alcun pro¯lo P-Cygni. Tramite un codice semi-analitico si trova che la curva di luce nei primi 170 giorni è consistente con l'esplosione di un progenitore
compatto (R = 6-8 x 10^(12)cm, Mej = 5-14Msol), le cui ejecta collidono con dei clumps massicci (6-10 Msol) e opachi di materiale espulso precedentemente. Tali clumps non oscurano completamente la fotosfera della supernova, cosicché all'epoca del picco la luminosità è dovuta sia al decadimento radioattivo del 56Ni che all'interazione con il mezzo circumstellare. Vengono inoltre evidenziate, a partire da circa 170 giorni, delle analogie fotometriche e spettroscopiche tra la SN 2006gy e un gruppo di supernovae
interagenti (cioè SN 1997cy, 1999E e 2002ic). Ciò suggerisce che l'interazione tra ejecta e CSM gioca un ruolo importante anche nella SN 2006gy a circa 6-8 mesi dal massimo, sostenendo la curva di luce a fasi avanzate. In alternativa,
la luminositµa a queste fasi potrebbe essere dovuta al decadimento radioattivo di 3Msol di 56Ni.
Questo scenario non richiede la presenza di una stella supermassiccia o di un'energia straordinariamente grande per spiegare i dati osservativi.
Anche per le supernovae 2007bt, 2007bw e 2008fz vengono presentate delle curve di luce UBVRI e una sequenza di spettri estesa. Vengono messe in luce analogie e differenze tra tali supernovae e tra le VLSNe in letteratura. Dal punto di vista fotometrico si mostra che le curve di luce delle SNe 2007bt e
2007bw differiscono sostanzialmente da quella della SN 2008fz, poiché evolvono più lentamente, sono piµu rosse a fasi iniziali e decadono ad un tasso consistente con quello predetto dal decadimento del 56Co.
Spettroscopicamente i tre eventi sono caratterizzati da righe di emissione ad alte velocità, ¯fino a 12000 km/s . Gli spettri delle supernovae 2007bt e 2007bw sono dominati dalle righe di Balmer su un continuo relativamente
piatto (TBB = 6000-¡ 7000 K). Inoltre viene osservata un'asimmetria nel profilo iniziale di Halpha, che però si indebolisce col tempo. Dalla misura della componente
strette di Halpha nella SN 2007bt si ricavano velocità di 320 km/s , le quali sono consistenti solo con i venti di stelle LBV (luminose, blu, variabili). Si trova inoltre che i primi spettri della SN 2008fz sono consistenti con quelli della
SN 2006gy; tuttavia, essi indicano temperature maggiori (TBB = 14000 K) ed un'espansione piµu rapida. Per i tre eventi, l'energia in gioco, la luminositµa, il raggio iniziale (> 10^(15)cm) e la cinematica derivati dall'analisi delle curve di luce e degli spettri potrebbe essere riprodotta dalla conversione di energia cinetica in radiazione da parte di
un mezzo circumstellare ricco di clumps, il quale viene raggiunto dalle ejecta energetiche della supernova, similmente a quanto supposto per SN 2006gy. Per le SNe 2007bt e 2007bw l'asimmetria del pro¯lo di Halpha può essere spie-
gata se un mezzo massiccio (>10 Msol ) ricco di clumps si trova esattamente davanti all'osservatore, perpendicolarmente alla linea di vista. L'asimmetria
nella distribuzione del mezzo circumstellare potrebbe essere dovuta ad effetti di binarietà del sistema del progenitore, o ad espulsioni di materiale asimmetriche in una stella singola.
Per la SN 2008fz la rapida espansione del raggio iniziale di corpo nero tende a favorire un mezzo meno massiccio (> 10Msol), il quale viene riscaldato ed accelerato efficientemente dalle ejecta ad alta velocità. A causa della massa relativamente piccola del mezzo, il tempo di diffusione dei fotoni inferiore di quanto calcolato per la SN 2006gy, cosicché l'energia radiativa diminuisce rapidamente, come la curva di luce.
Come nel caso della SN 2006gy, il vantaggio di questi scenari è che non involvono alcun meccanismo di esplosione esotico. Tuttavia, la loro evoluzione fotometrica può essere consistente anche con altri scenari. Tra questi, anche l'esplosione di una supernova di instabilità di coppia non può essere esclusa.
Questi ed altri scenari vengono discussi nel capitolo conclusivo.

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Tipo di EPrint:Tesi di dottorato
Relatore:Benetti, Stefano
Correlatore:Zampieri, Luca
Dottorato (corsi e scuole):Ciclo 22 > Scuole per il 22simo ciclo > ASTRONOMIA
Data di deposito della tesi:NON SPECIFICATO
Anno di Pubblicazione:30 Gennaio 2010
Parole chiave (italiano / inglese):supernovae, core-collapse
Settori scientifico-disciplinari MIUR:Area 02 - Scienze fisiche > FIS/05 Astronomia e astrofisica
Struttura di riferimento:Dipartimenti > Dipartimento di Astronomia
Codice ID:2816
Depositato il:20 Set 2010 10:16
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