[論文レビュー] Dust Formation Observed in Young Supernova Remnants with Spitzer

Jeonghee Rho, W. T. Reach+9 more|ORCA Online Research @Cardiff|Jan 13, 2009

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、スパitzer IRS分光法を用いて、若年性の超新星残骸（カスA、E0102、N132D、G11.2-0.3）におけるダスト形成を検出・特徴付けた。その結果、ダストは主にケイ酸塩、FeO、MgSiO₃から構成され、爆発残骸内に直接形成されることが判明した。カスAではダスト質量が0.02–0.054 M⊙、E0102では0.015 M⊙であり、カスAにおけるCO第一倍振動遷移線の初回検出が確認され、爆発残骸内での継続的分子反応が示唆された。

ABSTRACT

We present dust features and masses observed in young supernova remnants (SNRs) with Spitzer IRS mapping and staring observations of four youngest supernova remnants: SNR 1E102.2-7219 (E0102) in the SMC, Cas A and G11.2-0.3 in our Galaxy, and N132D in the LMC. The spectral mapping data revealed a number of dust features which include 21 micron-peak dust and featureless dust in Cas A and 18-micron peak dust in E0102 and N132D. The 18 micron-peak feature is fitted by a mix of MgSiO$_3$ and solid Si dust grains, while the 21-micron peak dust is by a mix of silicates and FeO; we also explore dust fitting using Continuous Distribution of Ellipsoid grain models. We report detection of CO fundamental band from Cas A in near-infrared. We review dust features observed and identified in other SNRs. The dust emission is spatially correlated with the ejecta emission, showing dust is formed in SN ejecta. The spectra of E0102 show rich gas lines from ejecta including strong ejecta lines of Ne and O, including two [Ne III] lines and two [Ne V] lines which allow us to diagnostic density and temperature of the ejecta and measure the ejecta masses. E0102 and N132D show weak or lacking Ar, Si, and Fe ejecta, whereas the young Galactic SNR Cas A show strong Ar, Si, and S and weak Fe. We discuss compositions and masses of dust and association with those of ejecta and finally, dust contribution from SNe to early Universe.

研究の動機と目的

• 赤外分光法を用いて若年性超新星残骸の爆発残骸内におけるダスト形成を特定・定量すること。
• 新しく形成されたダストの化学組成を特定し、爆発残骸の元素と関連付けること。
• 初期宇宙における銀河間ダストへの超新星の寄与を評価すること。
• 特にCOを含む分子ガスが若年性SNRに存在するかを調査し、爆発後の化学反応を理解すること。
• スパイザーIRSマッピングとスターリングモード観測を統合することで、過去のダスト質量推定値の不一致を解消すること。

提案手法

• カスA、E0102、N132Dに対してスパイザーIRS分光マッピングを実施し、G11.2-0.3に対してスターリングモード観測を実施することで、空間分解能のあるダスト特徴を解明した。
• 連続的楕円体分布（CDE）モデルを用いてダスト放射特徴にフィットさせ、粒子組成を制約した。
• 21 μmおよび18 μmのダストピークのスペクトルフィッティングにより、ケイ酸塩、FeO、MgSiO₃、SiO₂が主成分であると特定した。
• パラマル200インチ望遠鏡での近赤外WIRC観測により、CO（2-0）第一倍振動遷移線（2.294 μm）の放射を検出した。
• カスAのCO放射とSN 1987Aのデータを比較し、類似した物理的条件下での分子質量を推定した。
• [Ar II]、[Ne II]、[O IV]などの爆発残骸ラインマップとダスト放射を照合することで、ダスト形成が前駆物質ではなく爆発残骸内に起因することを確認した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 若年性超新星残骸の爆発残骸内に形成されたダストの化学的組成は何か？
• RQ2 若年性SNRにおけるダスト放射特徴および質量は、超新星ダスト形成の理論的予測とどのように比較できるか？
• RQ3 若年性SNRにおけるダストは、爆発残骸元素と空間的に相関しているか？ これは爆発デブリ内でのダスト形成を示唆するか？
• RQ4 カスAにおける分子ガス（CO）の質量は何か？ その存在はSN残骸内での混合状態および化学反応に何を示唆するか？
• RQ5 超新星は初期宇宙における銀河間ダスト予算にどの程度寄与しているか？

主な発見

• カスAにおけるダスト放射は21 μmでピークを示し、[Ar II]、[O IV]、[Ne II]の爆発残骸ラインと空間的に相関しており、ダストが爆発残骸内に形成されたことを確認した。
• 21 μmピークはケイ酸塩、FeO、MgSiO₃の混合物で最もよくフィットし、CDEモデリングにより非晶質ケイ酸塩および酸化物粒子の組成が支持された。
• E0102およびN132Dでは18 μmピークのダスト特徴がMgSiO₃および固体Siでフィットされ、カスAとは異なるダスト形成条件であることが示された。
• カスAでは新しく形成されたダストの総質量が0.02–0.054 M⊙と測定され、過去の推定値よりも顕著に高く、理論的予測よりは低い値であった。
• カスAにおけるCO（2-0）第一倍振動遷移線の検出により、ダスト質量は(1.7–8.2) × 10⁻⁶ M⊙と推定され、爆発残骸内での継続的分子化学反応が進行していることが示唆された。
• COの検出は、爆発後数年以内に分子レベルでのガス混合が限定的であることを示唆しており、従来の仮定に反する結果となった。