[論文レビュー] Modelling the spectra of the kilonova AT2017gfo -- II: Beyond the photospheric epochs

J. H. Gillanders, Stuart Sim+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 26, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 6

ひとこと要約

本研究は、光球層以降の時期におけるキロノーバ AT2017gfo の遅刻近赤外スペクトルをモデル化し、1.58 および 2.07 µm における発光線を、高密度に塊んだ光学的に厚い噴出物によるものと特定した。Sr ii、La iii、Ce iii、Gd iii、Ra ii、Ac i がスペクトル線の主な候補と特定され、近赤外帯および中赤外帯における禁制遷移の原子データの向上が急務であることが強調された。

ABSTRACT

Binary neutron star mergers are the first confirmed site of element nucleosynthesis by the rapid neutron-capture process (r-process). The kilonova AT2017gfo is the only electromagnetic counterpart of a neutron star merger spectroscopically observed. We analyse the entire spectral sequence of AT2017gfo (from merger to +10.4 days) and identify seven emission-like features. We confirm that the prominent 1.08 um feature can be explained by the Sr II near-infrared triplet evolving from a P-Cygni profile through to pure emission. We calculate the expected strength of the [Sr II] doublet and show that its absence requires highly clumped ejecta. Near-infrared features at 1.58 and 2.07 um emerge after three days and become more prominent as the spectra evolve. We model these as optically thick P-Cygni profiles and alternatively as pure emission features (with FWHM = 35600 +/- 6600 km/s), and favour the latter interpretation. The profile of the strong 2.07 um emission feature is best reproduced with two lines, centred at 2.059 and 2.135 um. We search for candidate ions for all prominent features in the spectra. Strong, permitted transitions of La III, Ce III, Gd III, Ra II and Ac I are plausible candidates for the emission features. If any of these features are produced by intrinsically weak, forbidden transitions, we highlight candidate ions spanning the three r-process peaks. The second r-process peak elements Te and I have plausible matches to multiple features. We highlight the need for more detailed and quantitative atomic line transition data.

研究の動機と目的

• 標準的な放射線輸送コード（例：tardis）が破綻する光球層以降の時期における AT2017gfo のスペクトルモデリングを拡張すること。
• +3.4 日以降に観測された顕著な近赤外発光線の物理的起源を特定すること。これは、以前の光球層モデルでは再現されなかった。
• 観測された発光線を引き起こす候補イオンを同定することで、噴出物の組成を制約すること。特に r過程核合成に関連するものに焦点を当てる。
• 現在の原子データの限界を踏まえ、近赤外帯および中赤外帯における弱い禁制遷移の同定可能性を評価すること。
• 今後のキロノーバにおけるスペクトル同定を可能にするために、近赤外帯および中赤外帯における禁制遷移、特に実験的に校正された原子線データの向上が極めて重要であることを強調すること。

提案手法

• 初期段階では 1D モンテカルロ放射線輸送コード tardis を使用したが、遅刻スペクトルには実験的フィッティングとプロファイル解析に移行した。
• FWHM ≈ 35,600 ± 6,600 km s⁻¹ の純粋な発光モデルを用いて、1.58 µm および 2.07 µm のスペクトル線を詳細にフィッティングし、P-Cygni プロファイルよりもこれを優先した。
• 2.07 µm の線を、2.059 µm および 2.135 µm の2つの発光線の組み合わせとしてモデル化することで、プロファイルの再現性を向上させた。
• Chianti、Kurucz、DREAM、および独自の Pt/Au データベースを用いて、観測された特徴に一致する可能性のある原子遷移を体系的に探索した。
• 許可遷移と禁制遷移の両方を検討し、特に r過程ピーク元素（例：Te、I、Dy、Tb、Ir、Ac）の可能性を評価した。
• 線の重なりと噴出物の塊状構造の影響を評価し、[Sr ii]二重線の欠如を説明するには塊状構造が不可欠であると結論づけた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 1.08 µm の特徴が P-Cygni プロファイルから純粋な発光に進化する現象を、Sr ii のみで一貫して説明できるか。それとも他の種が必要か。
• RQ2 +3.4 日以降に観測された広帯域発光線（1.58 µm および 2.07 µm）を引き起こす最も可能性の高いイオン種は何か。
• RQ3 r過程元素およびそのイオン化状態のうち、特に弱い禁制遷移を伴うもので、観測された発光線を生成する可能性が最も高いのはどれか。
• RQ4 現在の原子データの限界、特に近赤外帯および中赤外帯における禁制遷移のものにより、キロノーバにおけるスペクトル線同定の信頼性はどの程度損なわれるか。
• RQ5 噴出物内での線の重なりは、個々の種の固有同定をどの程度妨げるか。今後の中赤外帯観測は、この問題をどのように改善できるか。

主な発見

• 1.08 µm の特徴は P-Cygni プロファイルから純粋な発光に進化し、Sr ii による説明が最も妥当であるが、Ra ii や Ac i も妥当な代替候補である。
• 1.58 µm および 2.07 µm の発光線は、FWHM ≈ 35,600 ± 6,600 km s⁻¹ の純粋な発光としてモデル化するのが最も適切であり、P-Cygni 解釈よりもこれを支持する。
• 2.07 µm の特徴は、2.059 µm および 2.135 µm の2つの明確な発光線の組み合わせとして再現され、複数の遷移からの寄与が示唆される。
• 1.23 µm の特徴の強力な候補は Ce iii である。一方、約 1.40 µm の特徴は La iii、Ce iii、Gd iii、Ac i と最もよく一致する。
• [Sr ii] 二重線が観測されないのは、その予想される強度がスペクトルに現れないことから、極めて塊状の噴出物が必要であると結論づけられた。
• Te および I は、複数の妥当な遷移を有する r過程ピーク元素として最も有望であるが、原子データが不十分なため、明確な同定はまだ不可能である。