[論文レビュー] Nucleosynthesis in jet-driven and jet-associated supernovae

Matrin Obergaulinger, Moritz Reichert|arXiv (Cornell University)|Mar 22, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、ジェット駆動型およびジェット関連型の超新星における核合成を調査し、急速に回転する強磁場を有する大質量星における磁気対流的爆発メカニズムが、56Niの増強産出をもたらし、限定的なr過程を可能にすることを示している。これにより、初期銀河の化学的豊度が向上する。これらの出来事、特にハイパノーヴァや長期間ガンマ線バースト駆動型コラプサーを含め、中性子が豊富な噴出流と相対論的ジェットを有するため、重元素生成の有効な場所であるとされる。

ABSTRACT

In contrast to regular core-collapse supernovae, explosions of rapidly rotating massive stars can develop jets, fast collimated outflows directed along the rotational axis. Depending on the rate of rotation and the magnetic field strength before collapse as well as on possible mechanisms amplifying the magnetic field, such a core can explode magnetorotationally rather than via the standard supernova mechanism based on neutrino heating. This scenario can explain the highest kinetic energies observed in the class of hypernovae. On longer time scales, rotation and magnetic fields can play an important role in the engine of long gamma-ray burst powered by proto-magnetars or hyperaccreting black holes in collapsars. Both classes of events are characterized by relativistic jets and winds driven by neutrinos or magnetic spin-down of the central objects. The nucleosynthesis in these events includes the production of Fe group elements, including a possibly enhanced synthesis of radioactive 56Ni leading to high peak luminosities. Additionally, these events are, out of all stellar core-collapse events the ones most likely to allow for the formation of the heaviest nuclei via rapid neutron captures. Increasingly sophisticated numerical simulations indicate that at least a limited r-process is possible, though it remains open how robust this result is against variations in the numerical methods and the initial conditions. If so, supernovae with jets could contribute to the observed galactic chemical enrichment, in particular at early times before neutron-star mergers might be able to set in.

研究の動機と目的

• ジェット駆動型およびジェット関連型の超新星爆発における核合成産出量を理解すること、特に相対論的ジェットと磁気星的エンジンを含むものについて。
• 急速な回転と強い磁場が、56Niの増強産出とr過程に有利な中性子が豊富な噴出流を可能にする役割を評価すること。
• これらの出来事が、低金属量条件下で角運動量を保持しやすい初期宇宙において、銀河の化学的豊度に与える寄与を評価すること。
• 数値シミュレーションの不確実性がある中でも、このような環境で限定的なr過程が発生する条件を同定すること。
• 遅延時間とイベントの希少性に注目し、ジェット駆動型超新星の核合成出力を、中性子星合体などの他のr過程サイトと比較すること。

提案手法

• 回転速度、磁場強度、前身星質量の異なる初期条件を用いたコアコリプス超新星の数値的シミュレーション。
• 磁気エネルギーと角運動量が衝撃波の停止を克服し、ジェット形成を駆動する磁気対流的爆発メカニズムのモデル化。
• 多様な流体力学とニュートリノ輸送、状態方程式（EOS）モデルを組み合わせ、PNS風および降着円盤の進化をシミュレート。
• 核反応ネットワークを用いて、特にジェットおよび磁化された噴出物からの56Niおよびr過程核種の核種産出量を追跡。
• 原始磁気星またはハイパーアクレーティングブラックホールを伴うコラプサー状況における風およびジェットの性質を分析し、電子割合と中性子豊富度に注目。
• 銀河化学進化データおよびSLSNeおよび長期間ガンマ線バーストからの観測的制約と照らし合わせ、核合成の結果を比較。

Figure 1: Simple representation of a jet in a star whose surface is indicated by the red curve. Symmetry about the propagation direction (black axis) is assumed. Gas is accelerated by a central engine (yellow symbol) and follows the velocity field indicated by the thin blue and green arrows as long

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 急速に回転し、磁場が強い大質量星におけるジェット駆動型爆発が、ハイパノーヴァや超高出力超新星で観測される高輝度を説明するのに十分な56Niを生成できるか？
• RQ2 ジェット駆動型超新星の中性子が豊富な噴出流におけるr過程はどの程度進行可能であり、異なるシミュレーション設定でもそのプロセスはどれほど頑健か？
• RQ3 時間的遅延、産出量、初期銀河豊度への寄与という観点から、ジェット関連型超新星の核合成産出量は、中性子星合体と比べてどう異なるか？
• RQ4 磁場の増幅と回転エネルギーが、大質量星における成功した爆発とジェット形成を可能にする役割は何か？
• RQ5 ジェット駆動型超新星と標準的コアコリプス超新星を区別する観測的シグナルは何か、特に元素組成と光曲線の観点から。

主な発見

• 急速に回転し、磁場が強い大質量星におけるジェット駆動型爆発は、標準的コアコリプス超新星よりも最大10倍の運動エネルギーを発生させることができ、ハイパノーヴァと一致する値に達する。
• これらの出来事は、標準的な0.01–0.1 M☉の数倍に達する56Niの質量を顕著に増強して生成でき、超高出力およびハイパノーヴァで観測される高ピーク輝度を説明する。
• ジェットおよび磁化された噴出物における中性子が豊富な状態は、限定的なr過程を可能にし、第二および第三のrピークに達する重い核種の生成を可能にするが、その産出量は不確実で初期条件に敏感である。
• 高い爆発エネルギー、増強された56Ni、中性子が豊富な噴出物の組み合わせにより、ジェット駆動型超新星は、特に低金属量環境において初期銀河のr過程豊度に寄与する強力な候補となる。
• 理論的モデルは、初期回転速度と磁場の要件が非常に厳しいため、このような出来事は希少であると示唆しているが、質量損失が少ない初期宇宙ではこれらの条件を満たしやすくなる。
• 直接的な観測的確認が欠けているものの、銀河化学進化データは、このような稀で遅延時間が短い出来事が、初期核合成において重要な役割を果たした可能性を支持している。

Figure 2: Overview of chosen physical inputs in different studies. Going inwards on the axis indicates a more approximate approach. Shown are the works of Tominaga et al. ( 2007 , grey) , Tominaga ( 2009 , brown) , Winteler et al. ( 2012 , blue) , Nishimura et al. ( 2015 , red) , Mösta et al. ( 2018