[論文レビュー] Spectral modeling of nebular-phase supernovae

Anders Jerkstrand|arXiv (Cornell University)|Dec 20, 2011

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 6被引用数 5

ひとこと要約

本学位論文は、多線路放射線輸送およびモンテカルロ手法を用いて、星雲期超新星を解釈するための高度な3次元スペクトルモデリングツールを開発する。このモデルはSN 1987AおよびSN 2004etに適用され、44Ti質量が$1.5_{-0.5}^{+0.5} \times 10^{-4}\, M_\odot$、非対称な噴出物質、SN 2004etの前身星質量が約15 M⊙であることが明らかになった。これは前身星の観測と整合的であるが、流体力学的光曲線モデルとは矛盾する。

ABSTRACT

Massive stars live fast and die young. They shine furiously for a few million years, during which time they synthesize most of the heavy elements in the universe in their cores. They end by blowing themselves up in a powerful explosion known as a supernova. During this process, the core collapses to a neutron star or a black hole, while the outer layers are expelled with velocities of thousands of kilometers per second. The resulting fireworks often outshine the entire host galaxy for many weeks. The explosion energy is eventually radiated away, but powering of the newborn nebula continues by radioactive isotopes synthesized in the explosion. The ejecta are now quite transparent, and we can see the material produced in the deep interiors of the star. To interpret the observations, detailed spectral modeling is needed. This thesis aims to develop and apply state-of-the-art computational tools for interpreting and modeling supernova observations in the nebular phase. This requires calculation of the physical conditions throughout the nebula, including non-thermal processes from the radioactivity, thermal and statistical equilibrium, as well as radiative transport. The inclusion of multi-line radiative transfer, which we compute with a Monte Carlo technique, represents one of the major advancements presented in this thesis.

研究の動機と目的

• 星雲期超新星をモデリングするための最先端の計算ツールを開発すること。特に非熱的過程、熱的および統計的平衡、放射輸送に焦点を当てる。
• 放射性崩壊および元素生成の文脈において、SN 1987AおよびSN 2004etの遅刻観測を詳細なスペクトル合成を用いて解釈すること。
• SN 2004etの前身星質量推定値（~14 M⊙）と流体力学的光曲線モデリングによる推定値（>25 M⊙）の不一致を解消すること。
• 星雲期スペクトルのサンプルを用いて、Type IIP超新星の物理的性質を制約し、水素豊富な噴出物質の多様性および混合状態を評価すること。

提案手法

• 非熱的ポジトロンエネルギーの蓄積とイオン化構造を考慮した3次元モンテカルロ放射線輸送コードを用いて、多線路放射線を計算する。
• 44Ti崩壊を主エネルギー源として、SN 1987Aの星雲スペクトルをモデリングし、ポジトロン捕獲に及ぼす磁場効果を含む。
• SN 2004etの紫外〜中赤外データに遅刻スペクトル合成を適用し、Mg I] 4571 Å、Na I、[O I]、[Ne II] 12.81 μmなどの主要な発光線を同定する。
• 線輝度比およびプロファイル形状を用いて、前身星質量、混合状態、ダスト形成を推定し、線の時間的変化を比較するための12 M⊙モデルを基準とする。
• 積分場分光法から得た3次元噴出物質マップを用いて、SN 1987Aの非対称性および混合状態を評価する。
• 観測された線プロファイルおよび輝度比（CO、SiO、ケイ酸塩ダスト放射）と照合して、モデルを検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SN 2004etの前身星質量は何か？ これは事前爆発画像と流体力学的光曲線モデリングの結果とどのように整合するか？
• RQ2 44Ti崩壊はSN 1987Aの星雲放射をどのように駆動しているのか？ スペクトルは磁場およびポジトロン捕獲の状況をどのように明らかにするか？
• RQ3 Type IIP超新星の線プロファイルおよび輝度比は、混合状態、前身星質量、および水素エンVELOPE内での核融合生成物にどのように関連しているか？
• RQ4 星雲期SNeの光学および赤外発光線は、主に水素エンVELOPE内の原始的元素由来か、それとも生成された生成物由来か？
• RQ5 SN 2004etにおけるダスト形成のタイミングと性質は何か？ これはSN 1987Aと比較してどう異なるか？

主な発見

• SN 1987Aにおける44Ti質量は$1.5_{-0.5}^{+0.5} \times 10^{-4}\, M_\odot$に制約され、強力な鉄線は磁場によるポジトロン捕獲を示唆している。
• SN 1987Aの積分場分光法により、非対称な噴出物質の形態が明らかになり、非球形の爆発を示唆している。
• SN 2004etにおいては、スペクトルモデリングにより前身星質量が約15 M⊙と推定され、前身星画像と整合的であるが、流体力学的光曲線モデルとは矛盾する。
• [O I] λλ6300,6364二重線の半数以上の輝度が、水素エンVELOPE内の初期状態の酸素由来であり、サンプル全体で線輝度比の変動が小さいことを説明している。
• SN 2004etにおいてケイ酸塩ダスト、SiO、およびCOの基本バンド放射が確認され、ダスト形成はSN 1987Aよりも早い（約350日目）時期に発生した。
• サンプルに平坦な頂部を持つ線プロファイルが観測されないことは、水素領域物質が流体力学的不安定性によってゼロドット速度方向に広く混合されていることを示している。