[論文レビュー] Multiple Peaks and a Long Precursor in the Type IIn Supernova 2021qqp: An Energetic Explosion in a Complex Circumstellar Environment

D. Hiramatsu, Tatsuya Matsumoto+15 more|arXiv (Cornell University)|May 18, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、Type IIn超新星2021qqpの多波長光度測定と分光測定を提示し、300日間の前身期と二つの明著な光学的ピークを明らかにした。ボリオメトリック光曲線モデリングと速度進化を用いて、二つの主要な質量放出イベント（10および5 M⊙ yr⁻¹）を伴う複雑な周囲星間物質（CSM）環境を推定した。CSM総質量は2–4 M⊙、SN噴出物質量は5–30 M⊙、爆発エネルギーは(3–10)×10⁵¹ ergであり、明るい青超巨星や極端な恒星合体といった質量の大きな前身星を示唆している。

ABSTRACT

We present optical photometry and spectroscopy of the Type IIn supernova (SN) 2021qqp. Its unusual light curve is marked by a long precursor for $\approx300$ days, a rapid increase in brightness for $\approx60$ days, and then a sharp increase of $\approx1.6$ mag in only a few days to a first peak of $M_r \approx -19.5$ mag. The light curve then declines rapidly until it re-brightens to a second distinct peak of $M_r \approx -17.3$ mag centered at $\approx335$ days after the first peak. The spectra are dominated by Balmer lines with a complex morphology, including a narrow component with a width of $\approx 1300$ km s$^{-1}$ (first peak) and $\approx 2500$ km s$^{-1}$ (second peak) that we associate with the circumstellar medium (CSM) and a P Cygni component with an absorption velocity of $\approx 8500$ km s$^{-1}$ (first peak) and $\approx 5600$ km s$^{-1}$ (second peak) that we associate with the SN-CSM interaction shell. Using the luminosity and velocity evolution, we construct a flexible analytical model, finding two significant mass-loss episodes with peak mass loss rates of $\approx 10$ and $\approx 5\,M_{\odot}$ yr$^{-1}$ about $0.8$ and $2$ yr before explosion, respectively, with a total CSM mass of $\approx 2-4\,M_{\odot}$. We show that the most recent mass-loss episode could explain the precursor for the year preceding the explosion. The SN ejecta mass is constrained to be $\approx 5-30\,M_{\odot}$ for an explosion energy of $\approx (3-10) imes10^{51}$ erg. We discuss eruptive massive stars (luminous blue variable, pulsational pair instability) and an extreme stellar merger with a compact object as possible progenitor channels.

研究の動機と目的

• Type IIn超新星2021qqpの異常な光曲線の起源を理解すること。この光曲線は300日間の前身期と二つの鋭い光学的ピークを特徴としている。
• 詳細な光度測定と分光測定を用いて、周囲星間物質（CSM）および超新星爆発の性質を制約すること。
• 複雑なCSM環境におけるエネルギーの高い爆発を引き起こした前身星の経路を同定すること。
• ボリオメトリック光曲線および速度進化の解析的モデリングを用いて、質量放出歴と爆発パラメータを特定すること。

提案手法

• 複数の観測所（LCO、Keck、Magellan、ZTF）からの複数回の光学的光度測定と分光測定を用い、光曲線および分光的進化を追跡した。
• 複数バンド光度測定からボリオメトリック光曲線を構築し、SNの全放射エネルギーとエネルギー予算を推定した。
• バルマー線およびP Cygniプロファイルの速度進化を測定し、SN噴出物とCSMとの相互作用を追跡した。幅の狭い成分はCSMを示し、P Cygni吸収は衝撃速度を示した。
• 光曲線および速度データに適合する解析的モデルを開発し、CSM密度プロファイル、質量放出歴、SN爆発パラメータの導出を可能にした。
• モデルはべき乗則によるCSM密度プロファイルを仮定し、エネルギーおよび運動量保存を用いて質量放出率とCSM総質量を推定した。
• emceeおよびdynestyを用いたベイズ推論により、噴出物質量や爆発エネルギーを含む導出パラメータの不確実性を制約した。

Figure 1: Multi-band light curves ( Top ) and $g-r$ color evolution ( Bottom ) of SN 2021qqp. Filled and open symbols are used for detections and $3\sigma$ upper limits (only shown in the left panel for clarity), respectively. Error bars denote $1\sigma$ uncertainties and are sometimes smaller than

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SN 2021qqpに観測された300日間の前身期光曲線の原因は何か？また、それと前身星の質量放出歴はどのように関係しているか？
• RQ2 複数の光学的ピークを引き起こす周囲星間物質（CSM）の物理的性質は何か？
• RQ3 SN 2021qqpの爆発エネルギーおよび噴出物質量は何か？通常のType IIn SNeと比較するとどうなるか？
• RQ4 明るい青超巨星、パルス的ペア不安定性、または極端な恒星合体のうち、観測されたCSMおよび爆発エネルギーを最もよく説明するのはどの前身星経路か？

主な発見

• 超新星は300日間の前身期を経て、最初のピーク（Mr ≈ -19.5 mag）へ急激に上昇し、その後低下し、二番目の鋭いピーク（Mr ≈ -17.3 mag）に達した。
• CSMの総質量は2–4 M⊙であり、爆発の0.8年および2年前にそれぞれ約10 M⊙ yr⁻¹および約5 M⊙ yr⁻¹の二つの主要な質量放出イベントが存在した。
• 最初のピークでは幅の狭いスペクトル成分の幅が約1300 km s⁻¹であったが、二番目のピークでは約2500 km s⁻¹に増加し、CSM相互作用の進化を示した。
• P Cygni吸収速度は最初のピークで約8500 km s⁻¹、二番目のピークで約5600 km s⁻¹に低下し、CSM内での衝撃の減速と整合的であった。
• SN噴出物質量は5–30 M⊙に制限され、爆発エネルギーは(3–10)×10⁵¹ ergであった。これは非常にエネルギーの高い爆発を示唆している。
• 最新の質量放出イベント（約5 M⊙ yr⁻¹）は前身期を説明するのに十分であり、噴出的質量放出と初期の明るみの原因との関連を示唆している。

Figure 2: Spectral time series ( Left ) and line profiles of H $\alpha$ ( Middle ) and H $\beta$ ( Right ) of SN 2021qqp. The Balmer-series lines and blue continuum are seen in the first two spectra, while the weaker He i , Na i , Ca i , and Fe ii lines are also seen in the last four spectra as the