[論文レビュー] The Properties of Hypernovae: SNe Ic 1998bw, 1997ef, and SN IIn 1997cy

K. Nomoto, P. A. Mazzali+7 more|arXiv (Cornell University)|Mar 6, 2000

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本論文では、SNe Ic 1998bw、1997ef、およびSN IIn 1997cyが、光度曲線が明るく、スペクトル線が広がっており、噴出物の速度も高いことから、運動エネルギーが1×10⁵²エールグを超える非常にエネルギーの高い超新星（ハイパーノーバ）であると提案している。流体力学的モデルは、これらの現象が大規模な⁵⁶Ni質量（1998bwでは0.5–0.7 M☉）と非球形の爆発を必要とすることを示しており、それらがガンマ線バースト（GRB）現象と関連していることを示している。

ABSTRACT

We discuss the properties of the hyper-energetic Type Ic supernovae (SNe Ic) 1998bw and 1997ef and Type IIn supernova (SN IIn) 1997cy. SNe Ic 1998bw and 1997ef are characterized by their large luminosity and the very broad spectral features. Their observed properties can be explained if they are very energetic SN explosions with the kinetic energy of $E_{ m K} \gsim 1 imes10^{52}$ erg, originating probably from the core collapse of the bare C+O cores of massive stars ($\sim 30-40$M$_\odot$). At late times, both the light curves and the spectra suggest that the explosions may have been asymmetric; this may help us understand the claimed connection with GRB's. The Type IIn SN 1997cy is even more luminous than SN 1998bw and the light curve declines more slowly than $^{56}$Co decay. We model such a light curve with circumstellar interaction, which requires the explosion energy of $\sim 5 imes 10^{52}$ erg. Because these kinetic energies of explosion are much larger than in normal core-collapse SNe, we call objects like these SNe "hypernovae". The mass of $^{56}$Ni in SN 1998bw is estimated to be as large as 0.5 - 0.7 $M_\odot$ from both the maximum brightness and late time emission spectra, which suggests that the asymmetry may not be extreme.

研究の動機と目的

• SNe Ic 1998bw、1997ef、およびSN IIn 1997cyの極めて高いエネルギー的性質をハイパーノーバとして特徴づけること。
• その光度、広がったスペクトル的特徴、および光度曲線の振る舞いが、高エネルギー爆発モデルによって説明可能かどうかを特定すること。
• 非球形性と噴出物の混合が、遅発スペクトルおよび光度曲線の尾部をどのように形成しているかを調査すること。
• ハイパーノーバとガンマ線バースト（GRB）との関連を、核合成および爆発エネルギーの観点から評価すること。
• SN IIn 1997cyにおける周囲星間物質との相互作用をモデル化し、そのゆっくりとした光度曲線低下と高いエネルギー予算を説明すること。

提案手法

• C+Oコア崩壊の流体力学的モデリングにおいて、観測された光度曲線とスペクトルを再現するために、異なる運動エネルギー（E_K）と噴出物質量（M_ej）を用いる。
• 球対称モデルと観測結果を比較し、Fe IIとO I線の異なる線幅速度が非球形性を示す兆候であることを検出する。
• ピーク光度と遅発ネーブラースペクトルからの⁵⁶Ni質量推定値を用いて、爆発エネルギーと核合成生成物を制約する。
• 放射性崩壊によるエネルギー供給と衝撃加熱を用いて、SN IIn 1997cyにおける周囲星間物質との相互作用をモデル化し、光度曲線を再現する。
• 偏光データとネーブラースペクトルにおける速度進化を組み合わせて、噴出物の非対称性を推定する。
• 2次元核合成シミュレーションを用いて、特に⁵⁶Niおよび中間質量元素における混合効果を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SNe Ic 1998bwおよび1997efの明るい光度曲線と広がったスペクトル的特徴を再現するには、どの程度の運動エネルギーと⁵⁶Ni質量が必要か？
• RQ2 SN 1997cyの光度曲線およびスペクトル的進化は、通常のSNe IInとどのように異なり、爆発エネルギーと前身星にどのような含意をもたらすか？
• RQ3 SN 1998bwおよび1997efの噴出物の非球形性は、遅発スペクトルにおける速度差と光度曲線の尾部行動によってどの程度裏付けられているか？
• RQ4 SN 1997cyが高密度の周囲星間物質と相互作用することで、そのゆっくりとした光度曲線低下と高いエネルギー出力が説明可能か？
• RQ5 ハイパーノーバ-GRB関連性の統計的有意性は何か？また、⁵⁶Ni質量と爆発エネルギーの変動がこの関連性に与える影響は？

主な発見

• SN 1998bwは運動エネルギーが約3×10⁵²エールグに達し、⁵⁶Ni質量は0.5–0.7 M☉を生成しており、ハイパーノーバ分類と整合的である。
• SN 1997efはSN 1998bwよりも光度曲線の低下が遅く、スペクトル線も広がっており、⁵⁶Ni質量は約0.15 M☉、運動エネルギーは1×10⁵²エールグ以上である。
• SN 1998bwの遅発スペクトルでは鉄が酸素よりも速く膨張しており、顕著な非球形性と噴出物の混合を示している。
• SN 1997cyの光度曲線は⁵⁶Co崩壊よりもゆっくりと低下しており、周囲星間物質との相互作用によって説明され、爆発エネルギーは約3×10⁵²エールグを要する。
• 流体力学的モデルは、球対称仮定ではSN 1998bwおよび1997efの光度曲線の尾部を再現できないことを示しており、非球形爆発幾何学が成立していることを示している。
• 本研究では、新しいハイパーノーバのクラスを同定した：タイプIcハイパーノーバ（例：1998bw、1997ef、1998ey）およびタイプIInハイパーノーバ（例：1997cy、1999E）、両者ともE_K >10⁵²エールグであり、通常のSNeとは明確に異なる。