[論文レビュー] Hypernovae and their Gamma-Ray Bursts Connection

K. Nomoto, Masaomi Tanaka+3 more|ArXiv.org|Jul 15, 2007

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 28

ひとこと要約

本稿は、GRB980425/SN1998bw、GRB030329/SN2003dh、GRB031203/SN2003lw などのGRB-SNイベントを分析することで、長期間継続するガンマ線バースト（GRB）とハイパノーヴァ（超大規模な超新星）との間の関連を確立する。これらは質量が約40$M_\odot$ の巨大な前身星がブラックホールに崩壊するものであり、一方で、質量が約20$M_\odot$ の低質量前身星が磁気星を形成し、X線フラッシュ（XRF）を発生させる可能性がある。この関連は、初期銀河系の化学的進化および金属不足星の形成に寄与している。

ABSTRACT

The connection between long Gamma Ray Bursts (GRBs) and Supernovae (SNe), have been established through the well observed cases of GRB980425/SN 1998bw, GRB030329/SN 2003dh and GRB031203/SN 2003lw. These events can be explained as the prompt collapse to a black hole (BH) of the core of a massive star (M ~ 40 Msun) that had lost its outer hydrogen and helium envelopes. All these SNe exhibited strong oxygen lines, and their energies were much larger than those of typical SNe, thus these SNe are called Hypernovae (HNe). The case of SN 2006aj/GRB060218 appears different: the GRB was weak and soft (an X-Ray Flash, XRF); the SN is dimmer and has very weak oxygen lines. The explosion energy of SN 2006aj was smaller, as was the ejected mass. In our model, the progenitor star had a smaller mass than other GRB/SNe (M ~ 20 Msun), suggesting that a neutron star (NS) rather than a black hole was formed. If the nascent neutron star was strongly magnetized (a so-called magnetar) and rapidly spinning, it may launch a weak GRB or an XRF. The final fate of 20-30 Msun stars show interesting variety, as seen in the very peculiar Type Ib/c SN 2005bf. This mass range corresponds to the NS to BH transition. We also compare the nucleosynthesis feature of HNe with the metal-poor stars and suggest the Hypernova-First Star connection.

研究の動機と目的

• 特定のGRB-SNイベントを観測的および理論的に分析することで、長期間継続するガンマ線バースト（GRB）とハイパノーヴァ（HNe）との間の物理的関連を確立すること。
• 古典的GRBおよびX線フラッシュ（XRF）を引き起こす原因となる前身星の質量範囲と爆発メカニズム、特に中性子星からブラックホールへの遷移を解明すること。
• ハイパノーヴァが初期星間物質をどのように豊かにしたかを検討し、特に金属不足星で観測された元素比のパターンを説明すること。
• ハイパノーヴァの核合成生成物と極めて金属不足星のものとを比較し、ハイパノーヴァ起源の星との関連を提唱すること。

提案手法

• SN1998bw、SN2003dh、SN2003lw などのGRB-SNの光学的およびX線的光曲線および合成スペクトルを分析し、爆発エネルギー（$E$）、噴出質量（$M_{\rm ej}$）、および$^{56}$Ni質量を推定する。
• 非球形爆発モデルを用いて観測された偏光および線幅拡張を説明し、球対称モデルと比較して運動エネルギーの推定値を2〜3倍に補正する。
• ハイパノーヴァの核合成生成物と金属不足星で観測された元素比（特に[Zn/Fe]、[Co/Fe]、[Mn/Fe]、[Cr/Fe]）を比較する。
• $\sim$20–30$M_\odot$ の星の前身星進化をモデル化し、磁気星形成の可能性とその弱いGRBまたはXRFを駆動する役割を評価する。
• 局所的および宇宙論的イベントサンプルを用いてGRBおよびハイパノーヴァの発生率を推定し、非軸方向または低光度のイベントに対する補正を加える。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 長期間継続するGRBとハイパノーヴァとの関連を引き起こす前身星の質量および爆発メカニズムは何か？
• RQ2 XRF060218 などのX線フラッシュ（XRF）は、古典的GRBと比較して、前身星の質量および中心エンジンでどのように異なるか？
• RQ3 ハイパノーヴァは、亜鉛とコバルトが高くマンガンとクロムが低いという観測された金属不足星の元素パターンを説明できるか？
• RQ4 質量が約20$M_\odot$ の低質量前身星からの弱いGRBおよびXRFを駆動する磁気星の役割は何か？
• RQ5 GRBおよびハイパノーヴァの観測発生率はどのように比較できるか？また、GRB形成に必要な条件が極めてまれであるという点で何を示唆するか？

主な発見

• SN1998bw、SN2003dh、SN2003lw などのGRB-SNは、爆発エネルギーが $E \sim 3-5 \times 10^{52}$ erg、$M_{\rm ej} \sim 10M_\odot$、$^{56}$Ni質量が $\sim 0.3-0.5M_\odot$ のハイパノーヴァであり、それらは約40$M_\odot$ の前身星がブラックホールに崩壊したことを示している。
• XRF 060218/SN 2006aj システムは、低い爆発エネルギー（$E_{51} \sim 2$）、小さい $M_{\rm ej} \sim 3M_\odot$、弱い酸素線を示しており、約20$M_\odot$ の前身星がブラックホールではなく中性子星を形成した可能性を示唆している。
• 質量が $\sim$20–30$M_\odot$ の前身星範囲は、中性子星からブラックホールへの遷移に対応し、磁気星駆動爆発がXRFを説明する可能性がある。
• ハイパノーヴァの核合成生成物は、金属不足星で観測された高い亜鉛とコバルト、低いマンガンとクロムの元素比を説明でき、ハイパノーヴァ起源の星との関連を支持する。
• 局所的なGRB発生率は $110^{+180}_{-20}$ Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$ と推定され、これは低光度または非軸方向のGRB/XRFが古典的GRBよりもはるかに一般的である可能性を示唆しており、従来の宇宙論的調査に依存した発生率推定とは対照的である。