[論文レビュー] Supernova Type Ia progenitors from merging double white dwarfs: Using a new population synthesis model

Silvia Toonen, G. Nelemans+1 more|arXiv (Cornell University)|Aug 31, 2012

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 100被引用数 126

ひとこと要約

本研究では、SeBa を用いた更新された二重星集団合成モデルを用いて、合体する二重白色矮星（DWD）から来るタイプIa超新星（SNIa）の前身星を調査した。観測と一致する遅延時間分布（DTD）の形状が得られたが、共通包進化を α-形式または γ-形式でモデル化しても、予測されるSNIa発生率は観測値の7–12倍も低く、二重白色矮星チャンネルだけでは観測されるSNIa発生率を説明しきれない大きな欠落があることを示唆している。

ABSTRACT

The study of Type Ia supernovae (SNIa) has lead to greatly improved insights into many fields in astrophysics, however a theoretical explanation of the origin of these events is still lacking. We investigate the potential contribution to the SNIa rate from the population of merging double carbon-oxygen white dwarfs. We aim to develope a model that fits the observed SNIa progenitors as well as the observed close double white dwarf population. We differentiate between two scenarios for the common envelope (CE) evolution; the alpha-formalism based on the energy equation and the gamma-formalism that is based on the angular momentum equation. In one model we apply the alpha-formalism always. In the second model the gamma-formalism is applied, unless the binary contains a compact object or the CE is triggered by a tidal instability for which the alpha-formalism is used. The binary population synthesis code SeBa was used to evolve binary systems from the zero-age main sequence to the formation of double white dwarfs and subsequent mergers. SeBa has been thoroughly updated since the last publication of the content of the code. The limited sample of observed double white dwarfs is better represented by the simulated population using the gamma-formalism than the alpha-formalism. For both CE formalisms, we find that although the morphology of the simulated delay time distribution matches that of the observations within the errors, the normalisation and time-integrated rate per stellar mass are a factor 7-12 lower than observed. Furthermore, the characteristics of the simulated populations of merging double carbon-oxygen white dwarfs are discussed and put in the context of alternative SNIa models for merging double white dwarfs.

研究の動機と目的

• 合体する二重炭素・酸素白色矮星が観測されるタイプIa超新星（SNIa）発生率に果たす寄与を評価すること。
• 共通包進化（CE）の形式として、エネルギーに基づく α-形式と角運動量に基づく γ-形式の違いが、シミュレートされたDWD集団とSNIa発生率に与える影響を検証すること。
• シミュレートされたDWD集団を観測された近接二重白色矮星系の特性と比較し、モデルの妥当性を評価すること。
• 二重白色矮星状態が、観測されるSNIa発生率を説明できるかどうか、あるいは追加の前身星経路が必要かどうかを特定すること。

提案手法

• ゼロ歳主系列からDWD形成およびその後の合体までを、更新された二重星集団合成コード SeBa を用いて二重星系を進化させた。
• 二つの異なるCE進化規定を適用した：エネルギーに基づく α-形式と、角運動量に基づく γ-形式。また、潮汐的またはコンact物体によって引き起こされるCEイベントには、α-形式をハイブリッド的に使用した。
• 質量転送、共通包段階、重力波駆動の近接合体を含む、完全な進化経路をシミュレートした。
• DWD合体からの遅延時間分布（DTD）を計算し、観測されたDTDと比較した。
• 単位星質量あたりの統合SNIa発生率を推定し、調査による観測値と比較した。
• 観測されたDWDのうち、SNIa前身星と予想される割合を評価し、金属量、初期質量関数、二重星率の影響を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 合体する二重白色矮星による二重白色矮星状態が、観測されたタイプIa超新星の遅延時間分布を再現できるか？
• RQ2 共通包進化形式（α 対 γ）の選択が、予測されるDWD合体発生率とSNIa前身星集団に顕著な影響を与えるか？
• RQ3 シミュレートされたDWD集団は、既知の近接二重白色矮星系の観測特性とどの程度一致するか？
• RQ4 なぜDWDチャンネルからの予測SNIa発生率は、常に観測値よりも低く抑えられるのか？この乖離を説明する要因は何か？
• RQ5 二重白色矮星状態だけが、観測されるSNIa発生率を説明できるのか、それとも追加の前身星経路が必要か？

主な発見

• 共通包進化形式にかかわらず、合体する二重白色矮星のシミュレートされた遅延時間分布（DTD）は、観測の不確実性内では観測されたDTDの形状と一致する。
• DWDチャンネルからの予測SNIa発生率は、観測値の7–12倍も低く、二重白色矮星状態だけでは顕著な不足があることを示している。
• 特に質量比分布の観点から、γ-形式はα-形式よりも観測された近接二重白色矮星集団をよりよく再現している。
• 観測されたDWDのうち、SNIa前身星と予想される割合はモデル上ではわずか0.9–2.9%にとどまり、観測されるSNIa発生率に一致させるには10–30%が必要である。
• 楽観的な仮定（70%の二重星率や低金属量）を採用しても、合成されたSNIa発生率は依然として観測値を説明するには不十分であり、追加の前身星経路の必要性を示唆している。
• モデルはSNIa前身星の数を過小評価しており、46個の観測DWDのうち4–15個が予想されるが、現在のところ2つのシステムしかSNIa前身星と特定されていない。これは顕著な不一致を示している。