[論文レビュー] Long-duration superluminous supernovae at late times

Anders Jerkstrand, S. J. Smartt+14 more|arXiv (Cornell University)|Aug 9, 2016

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 4

ひとこと要約

本研究は、LSQ14an や SN 2015bn を含む長期間持続型 Ic 型超新星 (SLSNe) の遅発ネビュラスペクトルを、スペクトルモデリングを用いて分析し、噴出物質の組成と構造を制約する。その結果、酸素およびマグネシウムを多く含む領域の質量が 10 M⊙ より大きく、電子密度が ne ≳ 10⁸ cm⁻³ であることは、ZAMS質量が 40 M⊙ よりも大きな質量のCOコアの爆発を示しており、標準的なコア収縮モデルとは対照的に、ペア不安定性またはパルス的ペア不安定性のメカニズムを支持する。

ABSTRACT

Nebular-phase observations and spectral models of Type Ic superluminous supernovae are presented. LSQ14an and SN 2015bn both display late-time spectra similar to galaxy-subtracted spectra of SN 2007bi, and the class shows strong similarity with broad-lined Type Ic SNe such as SN 1998bw. Near-infrared observations of SN 2015bn show a strong Ca II triplet, O I 9263, O I 1.13 um and Mg I 1.50 um, but no distinct He, Si, or S emission. The high Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 ratio of ~2 indicates a high electron density of n_e >~ 10^8 cm^{-3}. Spectral models of oxygen-zone emission are investigated to put constraints on the emitting region. Models require M(O-zone) >~ 10 Msun to produce enough [O I] 6300,6364 luminosity, irrespective of the powering situation and the density. The high oxygen-zone mass, supported by high estimated magnesium masses, points to explosions of massive CO cores, requiring M_ZAMS >~ 40 Msun. Collisions of pair-instability pulsations do not provide enough mass to account for the emission. [O II] and [O III] lines emerge naturally in many models, which strengthens the identification of broad [O II] 7320,7330, [O III] 4363, and [O III] 4959,5007 in some spectra. A small filling factor f

研究の動機と目的

• 長期間持続型 Ic 型超新星 (SLSNe) の核合成生成物とコア構造を、遅発ネビュラ分光法を用いて理解すること。
• 観測された発光線とスペクトルモデリングを用いて、SLSNe の噴出物質の質量および密度構造を制約すること。
• ペア不安定性や磁気星駆動モデルなどの代替爆発メカニズムが、観測されたネビュラ線強度および比に適合するかを検証すること。
• 線輝度から酸素およびマグネシウムを多く含む領域の体積率およびクラスタ化度（充填率）を特定すること。
• 観測された [O I]、[Ca II]、再結合線輝度とモデル予測を比較することで、さまざまな駆動メカニズムの妥当性を評価すること。

提案手法

• LSQ14an および SN 2015bn のネビュラ状態における光学および近赤外スペクトルの取得と分析、これに宿主銀河の差し引きを含む。
• 光電離平衡を用いたスペクトルモデリングにより、特に Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 比を用いて、イオン化分率および電子密度を導出する。
• 再結合線輝度をモデル化するためのイオン化バランス式 (N = α(T)Vne n(1−xn)) を適用し、中性分率および体積を推定する。
• 放射輸送効果をモデル化するための透過率式 τ = nxnσ(3/4π)¹ᐟ³V¹ᐟ³ を用い、イオン化が急激に進行する状況を特定する。
• [O I] 6300,6364、[O II] 7320,7330、[O III] 4363,4959,5007、Mg I] 4571、および O I 1.13 μm の線輝度をモデル化し、質量および充填率を制約する。
• 観測された線強度と合成モデルを比較することで、噴出物質の質量、クラスタ化度（充填率 f ≲ 0.01）、および電子密度（ne ≳ 10⁸ cm⁻³）を推定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 長期間持続型 SLSNe の酸素を多く含む領域の質量は何か？ これは前身星コア質量にどのような含意を持つか？
• RQ2 観測された Ca II NIR 線比は、噴出物質内の電子密度にどのように制約を加えるか？
• RQ3 O/Mg を多く含む領域の充填率は何か？ これは噴出物質のクラスタ化度に何を示唆するか？
• RQ4 標準的コア収縮モデルや磁気星駆動モデルは、観測されたネビュラ線輝度を再現できるか？
• RQ5 [O II] および [O III] 線の存在は、イオン化構造および前身星質量にどのような含意を持つか？

主な発見

• [O I] 6300,6364 の観測輝度を説明するにあたり、必要な酸素領域質量は、駆動メカニズムに依存せず M(O-zone) ≳ 10 M⊙ である。
• Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 線比が約 2 に達していることは、電子密度が ne ≳ 10⁸ cm⁻³ であることを示しており、高密度でコンパクトな噴出物質領域を示唆する。
• Mg I] 4571 および O I 1.13 μm 線輝度の観測は、O/Mg 領域の充填率が f ≲ 0.01 であることを要求しており、噴出物質の強いクラスタ化を示唆する。
• [O II] 7320,7330 および [O III] 4363,4959,5007 線の存在は、モデルで自然に再現可能であり、観測スペクトルにおける同定を支持する。
• 高い酸素およびマグネシウム質量に加え、高い電子密度は、ZAMS質量 MZAMS ≳ 40 M⊙ の前身星を示しており、標準的コア収縮モデルとは矛盾する。
• ペア不安定性パルス衝突モデルでは、観測された放射輝度を説明するに十分な質量が得られないため、このメカニズムは噴出物質の主因として排除される。