[論文レビュー] Diversity of the Supernova - Gamma-Ray Burst Connection

K. Nomoto, Nozomu Tominaga+5 more|arXiv (Cornell University)|Feb 19, 2007

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 6

ひとこと要約

本稿は、長期間持続するガンマ線バースト（GRBs）と超新星の多様な関係——GRB-SNe、非GRBハイパノヴァ、XRF-SNe、非超新星GRBs——を説明する統一的なジェット駆動爆発モデルを提案する。このモデルは、質量の大きな星の前身星におけるジェットエネルギー堆積率（$") に起因する。高い$") ではGRB-SNeが生成され、低い$") では炭素を豊富に含み金属が貧困な星を形成する「暗黒ハイパノヴァ」（非超新星GRBs）を説明できる。

ABSTRACT

The connection between the long Gamma Ray Bursts (GRBs) and Type Ic Supernovae (SNe) has revealed interesting diversity. We review the following types of the GRB-SN connection. (1) GRB-SNe: The three SNe all explode with energies much larger than those of typical SNe, thus being called Hypernovae (HNe). They are massive enough for forming black holes. (2) Non-GRB HNe/SNe: Some HNe are not associated with GRBs. (3) XRF-SN: SN 2006aj associated with X-Ray Flash 060218 is dimmer than GRB-SNe and has very weak oxygen lines. Its progenitor mass is estimated to be small enough to form a neutron star rather than a black hole. (4) Non-SN GRB: Two nearby long GRBs were not associated SNe. Such ``dark HNe'' have been predicted in this talk (i.e., just before the discoveries) in order to explain the origin of C-rich (hyper) metal-poor stars. This would be an important confirmation of the Hypernova-First Star connection. We will show our attempt to explain the diversity in a unified manner with the jet-induced explosion model.

研究の動機と目的

• 長期間持続するGRBsと超新星の間の観測された多様な関係——GRB-SNe、非GRBハイパノヴァ、XRF-SNe、非超新星GRBs——を説明すること。
• 炭素を豊富に含み極めて金属が貧困な（CEMP/HMP）星の起源という長年の謎を、暗黒ハイパノヴァ（非超新星GRBs）と結びつけること。
• 相対論的ジェットエネルギー堆積に基づく単一の物理的枠組みで、観測されたGRB-SN現象を統合すること。
• 「暗黒ハイパノヴァ」——明るい超新星を伴わない長期間持続するGRBs——の存在を予測し、それが初期宇宙における炭素を豊富に含み鉄が貧困な星の形成を担っていること。

提案手法

• 異なる噴出質量（$M_{\rm ej}$）と運動エネルギー（$E$）を持つ裸のC+O星からの噴出物の合成スペクトルおよび光曲線モデリングを用い、観測された特徴を再現する。
• 異なるジェットエネルギー堆積率（$\dot{E}_{\rm dep}$）を持つ質量の大きな星におけるジェット駆動爆発を、流体力学的および核合成計算でモデル化する。
• モデル出力（例：$^{56}$Ni質量、線幅、放射度）をGRB-SNe（例：SN 1998bw, 2003dh）、XRF-SNe（SN 2006aj）、非超新星GRBsの観測データと比較する。
• 前身星の質量、回転、磁場がブラックホールまたは中性子星の形成に与える影響を分析し、GRB/XRFの結果に及ぼす影響を評価する。
• 爆発の非対称性とジェット出力と関連付けるために、$E_{51}/(M_{\rm ej}/M_{\odot})$ の比を主要な診断指標として用いる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 GRB-SN関係の多様性——GRB-SNe、非GRBハイパノヴァ、XRF-SNe、非超新星GRBs——を説明する物理的メカニズムは何か？
• RQ2 質量の大きな星におけるジェットエネルギー堆積率（$\dot{E}_{\rm dep}$）の変動が、観測的結果（GRB、XRF、または超新星なし）にどのように影響を与えるか？
• RQ3 ハイパノヴァからの核合成生成物が、特にCEMPおよびHMP星の元素組成パターンを説明できるか？
• RQ4 なぜ一部の長期間持続するGRBsは明るい超新星と関連しないのか？これらの「暗黒ハイパノヴァ」の性質は何か？
• RQ5 前身星の質量、回転、磁場がブラックホールまたは中性子星の形成に与える影響は何か？また、相対論的ジェットが発生する条件は何か？

主な発見

• GRB-SNe（例：SN 1998bw, 2003dh, 2003lw）は、運動エネルギー$E_{51} \sim 30-50$、$^{56}$Ni質量$\sim 0.3-0.7M_{\odot}$、前身星質量$M_{\rm ms} \sim 35-50M_{\odot}$を示し、ブラックホール形成を示唆する。
• 非GRBハイパノヴァ（例：SN 2002ap, 1997ef）はGRB-SNeに比べ$E_{51}$および$^{56}$Ni質量が低く、視線方向がずれているか、ジェット出力が低いと示唆される。
• XRF-SN 2006ajは、$\sim 20-25M_{\odot}$の低質量前身星に起因し、ブラックホールではなく中性子星が形成された可能性が高く、酸素線が弱く、放射度も低い。
• 本モデルは、低$") に基づく「暗黒ハイパノヴァ」——明るい超新星を伴わない長期間持続するGRBs——の存在を予測し、炭素を豊富に含み金属が貧困な星の形成を説明できる。
• GRB 060605およびGRB 060614の発見——明るい超新星を伴わない——は、非超新星GRBsの存在を確認し、暗黒ハイパノヴァ仮説を支持する。
• 本モデルは、$M(^{56}{\rm Ni}) \sim 10^{-3}M_{\odot}$から$0.3M_{\odot}$の弱いまたは低光度の超新星が存在する可能性を予測するが、低放射度またはサンプルサイズが小さいために未検出のままである。