[論文レビュー] Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu

J. H. Groh|arXiv (Cornell University)|Aug 22, 2014

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 43被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、CMFGEN放射線輸送コードを用いた初期時刻における超新星SN 2013cuの定量的分光的モデル化を初めて実施し、明るい青変星またはイエローハイパージェントの前身星が、密度が高く水素を豊富に含む風（$X = 0.46 \pm 0.2$、$Y = 0.52 \pm 0.2$）を示し、質量放出率 $ olinebreak[4]\dot{M} \simeq 3 \times 10^{-3}\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$、$v_{\mathrm{wind}} \simeq 100\,\mathrm{km\,s^{-1}}$ であることが明らかになった。前身星のスペクトル型は、電離状態の変化により爆発後のXWN5(h)分類とは顕著に異なっている。これは、爆発後スペクトルを区別するための「X」接頭辞の必要性を強調している。

ABSTRACT

We present the first quantitative spectroscopic modeling of an early-time supernova that interacts with its progenitor wind. Using the radiative transfer code CMFGEN, we investigate the recently-reported 15.5 h post-explosion spectrum of the type IIb SN 2013cu. For the first time, we are able to directly measure the chemical abundances of a SN progenitor and find a relatively H-rich wind, with H and He abundances (by mass) of X=0.46 +- 0.2 and Y=0.52 +- 0.2, respectively. The wind is enhanced in N and depleted in C relative to solar values (mass fractions of 8.2e-3 and 1e-5). We obtain that a dense wind/circumstellar medium, with a mass-loss rate of Mdot= 3e-3 Msun/yr and wind velocity vwind=100 km/s, surrounds the star at the pre-SN stage. These values are lower than previous analytical estimates, although we find Mdot/vinf consistent with previous work. We also compute a CMFGEN model to constrain the progenitor spectral type and find that the high Mdot and low vwind imply that the star had an effective temperature of ~8000 K immediately before the SN explosion. Our models suggest that the progenitor was either an unstable luminous blue variable or a yellow hypergiant undergoing an eruptive phase, and rule out a WR star. We classify the post-explosion spectra at 15.5 h as XWN5(h) and advocate for the use of the prefix `X' (eXplosion) to avoid confusion between post-explosion, non-stellar spectra with those of massive stars. We show that the progenitor spectral type is significantly different than the early post-explosion spectral type owing to the huge differences in the ionization structure before and after the SN event. We find the following temporal evolution: LBV/YHG -> XWN5(h) -> SN IIb. Future early-time spectroscopy in the UV will give access to additional spectroscopic diagnostics and further constrain the properties of SN precursors, such as their metallicities.

研究の動機と目的

• 爆発後初期の分光観測を用いて、SN 2013cuの前身星の性質を定量的に制約すること。
• 観測された分光的特徴から、前身星風の化学組成、質量放出率、風速度を特定すること。
• 前身星の爆発前スペクトル型と爆発後のXWN5(h)分類との不一致を解明すること。
• 爆発後非星体的スペクトルを質量星タイプから区別するための新しい分類接頭辞「X」を提唱すること。
• 初期段階のUV分光観測が、前身星の金属量および風構造を調査する上で有効であることを示すこと。

提案手法

• SN 2013cuの爆発後15.5時間のスペクトルをモデル化するため、非局所熱平衡、球対称、線吸収補正付きの放射線輸送コードCMFGENを適用すること。
• モデルパラメータの指定：内境界半径 $R_{\mathrm{in}}$、全波長放射率 $L_{\mathrm{SN}}$、一定の $\dot{M}$ および $v_{\mathrm{wind}}$、P, S, Feについては太陽値を用いたH, He, C, N, Oの組成。
• 密度勾配が急で（$\propto r^{-2}$）、内境界で拡散近似を適用し、$\tau_{\mathrm{ross}} = 50$ として衝撃ブレイクスルー状態を模倣すること。
• 圧縮層から圧縮されていない前身星風への滑らかな過渡的遷移を想定し、風内にエネルギー生成はなく、時間依存効果も考慮しないこと。
• 観測された分光的特徴をフィッティングすることで、イオン化構造解析を用いて風パラメータと前身星スペクトル型を推定すること。
• 将来の観測的制約を得るための診断線（例：C iv, He ii, N iv, Fe vi/vii）を予測するUVスペクトルの生成。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SN 2013cuの前身星風の化学組成は何か？ それはその進化状態をどのように制約するか？
• RQ2 前身星風の質量放出率と風速度は何か？ これまでの推定値と比較するとどうか？
• RQ3 SN 2013cuの初期爆発後スペクトルが、前身星が異なるタイプであるにもかかわらずWN星に似ているのはなぜか？
• RQ4 爆発前と爆発後のSN段階におけるイオン化構造の変化は、どのように異なるスペクトル形態を生じさせるか？
• RQ5 初期段階のUV分光観測が、爆発後初期の前身星の性質を制約する上でどのような利点を提供するか？

主な発見

• 前身星風は水素を豊富に含み、水素質量分率 $X = 0.46 \pm 0.2$、ヘリウム質量分率 $Y = 0.52 \pm 0.2$ である。これは質量が大きく、進化した星であることを示唆している。
• 太陽値と比較して窒素が強化されており（$8.2 \times 10^{-3}$）、炭素が枯渇しており（$1.0 \times 10^{-5}$）、これは明るい青変星またはイエローハイパージェントに一致する。
• 前身星の質量放出率は $\dot{M} \simeq 3 \times 10^{-3}\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$、風速度は $v_{\mathrm{wind}} \simeq 100\,\mathrm{km\,s^{-1}}$ であり、以前の解析的推定値よりは低いが、$\dot{M}/v_{\infty}$ については整合的である。
• 前身星の効果的温度は $\simeq 8000\,\mathrm{K}$ に制約され、これはWolf-Rayet星ではなく、LBVまたはYHG分類に適していることを支持している。
• 爆発後15.5時間のスペクトルはXWN5(h)として分類され、著者らはこれを前駆体星スペクトルから区別するための「X」接頭辞の使用を提唱している。
• UV分光観測により、強い共鳴線（例：C iv, He ii, N iv）および $\lambda \lambda$ 1200–1450 に広がるFe vi/viiの線の集合体が予測され、風および金属量の診断に優れた情報を提供する。