[論文レビュー] Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae

Mariko Kato, Izumi Hachisu|arXiv (Cornell University)|Dec 11, 2012

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 3被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、特にU Scorpii やV407 Cygni のような連続的新星、すなわち白色矮星（WD）が質量を蓄積し、チャンドラセカール限界に達するかそれを超えることで、Type Ia 超新星の前身星である可能性を提案している。更新された光学定数モデルと光学的厚い風理論を用いて、共通エンvelopeの放出を伴わずに質量増加を維持できることを示し、高速新星光曲線およびMMRD関係からの逸脱が、超チャンドラセカール質量の白色矮星の証拠であると説明している。

ABSTRACT

Recurrent novae are binaries harboring a very massive white dwarf (WD), as massive as the Chandrasekhar mass, because of their short recurrence periods of nova outbursts of 10-100 years. Thus, recurrent novae are considered as candidates of progenitors of Type Ia supernovae (SNe Ia). In fact, the SN Ia PTF11kx showed evidence that its progenitor is a symbiotic recurrent nova. The binary parameters of recurrent novae have been well determined, especially for the ones with frequent outbursts, U Sco and RS Oph, which provide useful information on the elementary processes in binary evolution toward SNe Ia. Therefore we use them as testbeds for binary evolution models. For example, the original double degenerate (DD) scenario cannot reproduce RS Oph type recurrent novae, whereas the new single degenerate (SD) scenario proposed by Hachisu et al. (1999) naturally can. We review main differences between the SD and DD scenarios, especially for their basic processes of binary evolution. We also discuss observational support for each physical process. The original DD scenario is based on the physics in 1980s, whereas the SD scenario on more recent physics including the new opacity, mass-growth efficiency of WDs, and optically thick winds developed in nova outbursts.

研究の動機と目的

• 短い再発周期を持つ連続的新星がType Ia 超新星（SNe Ia）の前身星として評価されることを目的とする。
• 元の二重白色矮星（DD）シナリオに起因する矛盾を解消するため、光学的厚い風を含む改訂版単一白色矮星（SD）モデルを提案することを目的とする。
• 観測された新星光曲線およびMMRD関係からの逸脱が、超チャンドラセカール質量の白色矮星を示す証拠であることを説明することを目的とする。
• 質量移行の安定性と白色矮星の爆発に至るまでの質量増加を可能にする、質量蓄積風進化シナリオの妥当性を検証することを目的とする。
• U Sco やV407 Cyg、V445 Pup のようなシステムからの観測的証拠を評価し、チャンドラセカール限界に近い質量の白色矮星を特定することを目的とする。

提案手法

• エネルギー輸送および新星噴出期の風加速をモデリングするため、更新されたOPAL光学定数テーブルを用いる。
• 光学的厚い風理論を適用して、包層の放出ダイナミクスをシミュレートし、高重量の白色矮星や力学的摩擦を必要とせずに短い新星時間スケールを説明する。
• 質量蓄積率および風放出率を用いて、連続的新星（例：U Sco、V407 Cyg、V445 Pup）の光学的光曲線をモデリングし、白色矮星の質量を推定する。
• 観測された光曲線の形状およびピーク等級を理論的予測と比較し、MMRD関係からの逸脱を特定する。
• 二重星パラメータおよび公軌道周期を分析して、既知の二重星進化経路と整合性があるかを評価する。
• 照射された質量蓄積円盤が、RS Oph やV407 Cyg で観測されたようなプラトー期を生じる役割を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 再発周期が10〜100年程度の連続的新星は、チャンドラセカール質量に達するかそれを超える白色矮星を有することが可能か？
• RQ2 なぜU Scorpii やV407 Cygni のような連続的新星は、MMRD関係から著しく逸脱した光学的光曲線を示すのか？
• RQ3 新星モデルに光学的厚い風を組み込むことで、元の二重白色矮星シナリオの限界はどのように解消されるのか？
• RQ4 連続的新星系における白色矮星が超チャンドラセカール質量であることを示す観測的兆候は何か？
• RQ5 質量蓄積風進化シナリオは、連続的新星系における質量移行の安定性と共通エンvelope段階の欠如を説明できるか？

主な発見

• U Scorpii の白色矮星は、非常に高速な新星減光とMV,max = -7.5 のピーク等級から、1.4 M☉ に近いかそれ以上の質量を有していると示唆されており、これはMMRD関係による予測より3.0等級明るい。
• V407 Cygni の光学的光曲線は、急速な初期減光とプラトー期を示し、これはU Sco に類似した質量の白色矮星（同程度の質量）に加え、照射された質量蓄積円盤によって最もよく再現される。ピーク絶対等級はMV,max = -6.6 である。
• ヘリウム新星であるV445 Pup の白色矮星は、1.35 M☉ 以上の質量を有しており、0.65日という公軌道周期から、爆発に至るまでのチャンドラセカール限界を超過する道筋にあることが示唆されている。
• MMRD関係からの逸脱が2.5等級以上（例：U Sco：3.0等級、V407 Cyg：3.0等級）であることは、超チャンドラセカール質量の白色矮星の強力な指標であるが、距離推定値が誤っている場合を除く。
• 質量蓄積風進化モデルは、高速新星の光曲線をよく再現できており、共通エンvelopeの放出を伴わず質量移行の安定性を説明できる。
• V445 Pup およびV407 Cyg の噴出物に重元素が存在することは、コア物質が上昇したことを示唆しており、各新星サイクル後に白色矮星の質量が増加していることを支持する。