[論文レビュー] Early Spectroscopy and Dense Circumstellar Medium Interaction in SN 2023ixf

K. Azalee Bostroem, Jeniveve Pearson+54 more|arXiv (Cornell University)|Jun 16, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 70被引用数 6

ひとこと要約

本研究は、SN 2023ixfの初期スペクトル観測を報告し、ヘリウム I、水素 I、炭素 III の強い発光線が、密度の高い周囲物質（CSM）との相互作用を示していることを明らかにした。データは発光線の急速な変化と高エネルギーの噴出物を示しており、爆発前に質量を失った progenitor を示唆している。これはおそらく、明るい青超巨星または赤超巨星段階によるものである。

ABSTRACT

We present the optical spectroscopic evolution of SN~2023ixf seen in sub-night cadence spectra from 1.18 to 14 days after explosion. We identify high-ionization emission features, signatures of interaction with material surrounding the progenitor star, that fade over the first 7 days, with rapid evolution between spectra observed within the same night. We compare the emission lines present and their relative strength to those of other supernovae with early interaction, finding a close match to SN~2020pni and SN~2017ahn in the first spectrum and SN~2014G at later epochs. To physically interpret our observations we compare them to CMFGEN models with confined, dense circumstellar material around a red supergiant progenitor from the literature. We find that very few models reproduce the blended \NC{} emission lines observed in the first few spectra and their rapid disappearance thereafter, making this a unique diagnostic. From the best models, we find a mass-loss rate of $10^{-3}-10^{-2}$ \mlunit{}, which far exceeds the mass-loss rate for any steady wind, especially for a red supergiant in the initial mass range of the detected progenitor. These mass-loss rates are, however, similar to rates inferred for other supernovae with early circumstellar interaction. Using the phase when the narrow emission features disappear, we calculate an outer dense radius of circumstellar material $R_\mathrm{CSM, out}\sim5 imes10^{14}~\mathrm{cm}$ and a mean circumstellar material density of $ρ=5.6 imes10^{-14}~\mathrm{g\,cm^{-3}}$. This is consistent with the lower limit on the outer radius of the circumstellar material we calculate from the peak \Halpha{} emission flux, $R_ ext{CSM, out}\gtrsim9 imes10^{13}~\mathrm{cm}$.

研究の動機と目的

• 初期時スペクトル観測を通じて、SN 2023ixfの周囲物質（CSM）の性質を調査すること。
• 発光線解析を用いて、噴出物およびCSMの運動学的状態とイオン化状態を特徴づけること。
• CSMの密度および速度構造の分析を通じて、 progenitor の質量損失歴を特定すること。
• CSM相互作用が、超新星の初期光曲線およびスペクトル的進化に果たす役割を評価すること。

提案手法

• 複数の地上望遠鏡を用いて、爆発後1.36日以内にSN 2023ixfの高頻度光学スペクトルを取得した。
• 3800–7300 Å の波長範囲で、He I、H I、C III、N III、N IV、O III、C IV の発光線を特定した。
• 発光線のドップラーシフトおよびFWHMを測定し、噴出物およびCSMの速度を推定した。
• 線幅比およびイオン化状態を用いて、CSMのイオン化構造および密度を推定した。
• Type IIn超新星におけるCSM相互作用の理論モデルと、線幅プロファイルおよび進化を比較した。
• 爆発後15日間のスペクトル進化を追跡し、イオン化状態および速度構造の変化を評価した。

Figure 1.1: The evolution of the optical spectra of SN 2023ixf over the first $\sim 5.2$ days, with the earliest epoch at the top of the figure. Spectra are color coded by the instrument used to observe them, normalized by a black body fit, and corrected for redshift. Emission lines are identified a

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SN 2023ixfの周囲物質（CSM）の速度構造および密度構造はどのようにしているか？
• RQ2 初期スペクトルの発光線は、 progenitor の質量損失歴をどのように制約するか？
• RQ3 初期光学スペクトルは、噴出物と密度の高いCSMとの相互作用によってどの程度形作られているか？
• RQ4 CSMに存在するイオン化状態はどのようなものか、時間経過とともにどのように変化するか？
• RQ5 観測された線幅プロファイルは、密度が高くクラスタ型のCSMにおける放射シャワー相互作用モデルで説明可能か？

主な発見

• He I、H I、C III、N III の発光線が、爆発後1.36日目という早い段階で検出され、早期のCSM相互作用を示している。
• He I 4437 Å 線のFWHMは約10,000 km/sに達しており、高エネルギーの噴出物または密度が高く速いCSMを示唆している。
• 4640–4650 Å の複数のC IIIおよびN III線は非対称なプロファイルを示しており、複雑なCSM構造または複数の成分を示している。
• 4685 Å での強いHe II線および5006 Å でのO III線は、CSMにおける高いイオン化状態を示しており、継続的なショック加熱と整合的である。
• 5801 Åおよび5811 Å でのC IV線の存在は、硬い放射線によるイオン化を示唆しており、密度が高く光学的に厚いCSMを示している。
• 15日間のスペクトル進化は、線幅の拡大および相対的な線強度の変化を示しており、継続的な相互作用および変化するイオン化状態を示している。

Figure 1.2: Continuation of Figure 1.1 showing the evolution of the optical spectra of SN 2023ixf from day 5.2 to 14.5 with the earliest epoch at the top of the figure. Over the first 7 days, the spectra evolve from showing strong, narrow emission lines from high-ionization species to a nearly featu