[論文レビュー] Asymmetric HI 21 cm lines of fast radio burst hosts: connection with galaxy interaction

M. J. Michałowski|arXiv (Cornell University)|Sep 6, 2021

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 85被引用数 10

ひとこと要約

本研究は、最初の高速電波バースト（FRB）主星における原子状水素（HI）ガスの性質の分析を提示し、NGC 3252、M81、およびミルキーウェイの3つのFRB主星が、すべて21 cm線プロファイルが著しく非対称であり、相互作用する銀河系のメンバーであることを明らかにした。結果は、近接する繰り返し発生するFRBが、最近の銀河相互作用によって引き起こされた星形成の増強と関連しており、その結果、数千万年から数億年前に生まれた前身星が関与する高速FRB発生チャネルを支持するものである。

ABSTRACT

Fast radio bursts (FRBs) are enigmatic transients with very short radio emission. Their nature is still widely debated. I provide the first analysis of atomic gas properties of a small sample of FRB hosts to constrain their nature. HI observations exist for NGC 3252, the host of FRB 181030A, M81, the host of FRB 200120E, and the Milky Way, the host of FRB 200428. I report three observables: i) all three FRB hosts are interacting galaxies; ii) the Hi spectra of both FRB hosts with such data available are highly asymmetric, several standard deviations above the general population of galaxies; iii) two FRB hosts have normal atomic gas properties and one is strongly deficient in atomic gas. This indicates that nearby and repeating FRBs are connected with a recent enhancement of star formation due to interaction. This supports fast FRB channels, for example a massive star with a short delay time so that interaction signatures giving rise to the birth of the progenitor are still visible. Long gamma-ray burst (GRB) and broad-lined type Ic supernova (SN) hosts exhibit much more symmetric spectra, even though they were claimed to experience gas inflow from the intergalactic medium. The difference can be explained by the interactions experienced by FRB hosts being more disruptive than these gas inflows, or by the mass effect, with GRB/SN hosts at lower masses having less organized gas motions, so with HI lines closer to a symmetrical Gaussian. This also suggests that the emission mechanisms of FRBs and GRBs are different.

研究の動機と目的

• FRB主星の原子ガスの性質を調査し、FRB発生メカニズムの本質を制約すること。
• FRB主星が最近の銀河相互作用の兆候を示しているかどうかを特定し、それらの前身星の生成を説明すること。
• 長期間のガンマ線バースト（GRB）およびIc-BL超新星主星と比較して、FRB主星のHI線の非対称性とガス含量の違いを特定すること。
• FRB主星で観測されたHI性質が、短時間遅延（高速）か長時間遅延（低速）の前身星チャネルかを評価すること。
• FRB主星のHI非対称性が、破壊的相互作用によるものか、それともガスの固有の力学的性質によるものかを評価し、GRB主星と比較すること。

提案手法

• NGC 3252（FRB 181030A）、M81（FRB 200120E）、およびミルキーウェイ（FRB 200428）の3つのFRB主星のHI 21 cm線データを分析した。
• Reynoldsら（2020）に従い、他の銀河と定量的に比較可能な非対称性パラメータ（Aflux、Apeak、Aspec）をHI線プロファイルから計算した。
• 長期間のGRBおよびIc-BL超新星主星と比較して、FRB主星のHI線非対称性とガス不足度を評価し、運動論的および環境的性質の違いを特定した。
• 光学的およびHIデータを用いて銀河相互作用状態を評価し、潮汐特徴やグループ所属を特定することで、相互作用の歴史を推定した。
• 星族質量およびガス含量（MHI、SFR）を評価し、主星の性質とHI線の形状の相関関係を検討した。
• 赤方偏移および距離補正のため、宇宙論的モデル（H₀ = 70 km s⁻¹ Mpc⁻¹、ΩΛ = 0.7、Ωm = 0.3）を速度空間に適用した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 FRB主星は、最近の銀河相互作用を示すHI線非対称性を示しているか？
• RQ2 FRB主星は相互作用する銀河グループに属しているか？ そして、これはその原子ガス含量にどのように影響しているか？
• RQ3 FRB主星のHI線プロファイルは、長期間のGRBおよびIc-BL超新星主星と比較して、対称性や運動論的構造においてどのように異なるか？
• RQ4 GRB主星にHI非対称性が見られないことから、FRBとは異なった前身星生成メカニズムであると考えられるか？
• RQ5 FRB主星のHI性質は、最近のガス流入によるものか、それとも破壊的相互作用によるものか？ そして、これはFRB前身星の遅延時間にどのような含意を持つのか？

主な発見

• NGC 3252、M81、およびミルキーウェイの3つのFRB主星は、すべて相互作用銀河であり、NGC 3252は銀河群に属し、M81はM82と相互作用している。
• NGC 3252とM81のHI 21 cm線プロファイルは著しく非対称であり、それぞれAflux = 1.314 ± 0.072および1.505 ± 0.002であり、一般の銀河集団から数標準偏差以上高い位置に位置している。
• 1つのFRB主星、NGC 3252は、原子ガスが5倍欠損（MHI）しており、これは相互作用によるガスの除去と整合的である。
• 2つのFRB主星は正常なHI性質を示し、1つは強くガス欠損しているため、環境的要因のばらつきが顕著である。
• GRB主星は、宇宙間媒体（IGM）のガス流入が最近あったとされるが、HI線ははるかに対称的であり（例：GRB 980425のAflux = 1.027 ± 0.066）、FRB主星で観測されたような破壊的プロセスとは異なる。
• FRB主星とGRB主星のHI線対称性の違いは、前身星生成メカニズムが異なることを示唆しており、FRBの前身星はおそらく最近の相互作用によって形成されたのに対し、GRBの前身星は穏やかなガス流入によって形成された可能性がある。