[논문 리뷰] Dust in Supernovae; Formation and Evolution

Takashi Kozasa, Takaya Nozawa외 4명|ArXiv.org|2009. 03. 02.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 2인용 수 11

한 줄 요약

이 논문은 핵붕괴 초신성에서 먼지 형성과 진화를 연구하며, 주로 II–P형과 IIb형 초신성에 초점을 맞춘다. 먼지 질량은 II–P형에서 약 ~0.3–0.7 M☉, IIb형에서 약 ~0.13 M☉로 유사하지만, 외부 수소 외피의 밀도 차이로 인해 입자 크기 분포가 크게 다름을 보여주며, 이로 인해 IIb형 초신성 잔재물에서는 먼지가 거의 완전히 파괴되는 반면, II–P형 초신성 잔재물에서는 약 ~0.04–0.2 M☉의 먼지가 유지됨을 확인한다. 모델은 카스아의 관측된 SED를 잘 재현하며, 이는 IIb형 초신성 기원을 지지하며 이전에 관측된 것보다 더 높은 내재 먼지 형성량을 암시한다.

ABSTRACT

Core--collapsed supernovae (CCSNe) have been considered to be one of sources of dust in the universe. What kind and how much mass of dust are formed in the ejecta and are injected into the interstellar medium (ISM) depend on the type of CCSNe, through the difference in the thickness (mass) of outer envelope. In this review, after summarizing the existing results of observations on dust formation in CCSNe, we investigate formation of dust in the ejecta and its evolution in the supernova remnants (SNRs) of Type II--P and Type IIb SNe. Then, the time evolution of thermal emission from dust in the SNR of Type IIb SN is demonstrated and compared with the observation of Cas A. We find that the total dust mass formed in the ejecta does not so much depend on the type; $\sim 0.3-0.7 M_{\odot}$ in Type II--P SNe and $\sim 0.13 M_{\odot}$ in Type IIb SN. However the size of dust sensitively depends on the type, being affected by the difference in the gas density in the ejecta: the dust mass is dominated by grains with radii larger than 0.03 $μ$m in Type II-P, and less than 0.006 $μ$m in Type IIb, which decides the fate of dust in the SNR. The surviving dust mass is $\sim 0.04-0.2 M_{\odot}$ in the SNRs of Type II--P SNe for the ambient hydrogen density of $n_{ m H}=10.0-1.0$ cm$^{-3}$, while almost all dust grains are destroyed in the SNR of Type IIb. The spectral energy distribution (SED) of thermal emission from dust in SNR well reflects the evolution of dust grains in SNR through erosion by sputtering and stochastic heating. The observed SED of Cas A SNR is reasonably reproduced by the model of dust formation and evolution for Type IIb SN.

연구 동기 및 목표

• 핵붕괴 초신성(CC-SNe)의 유형에 따라 먼지 형성과 생존이 어떻게 달라지는지 규명하는 것, 특히 외부 수소 외피 질량의 차이를 중심으로.
• 관측된 낮은 먼지 질량과 이론적으로 예측된 높은 형성률 사이의 괴리를 해결하는 것.
• 먼지 입자 크기와 조성을 핵심 진단 도구로 사용하여 초신성 잔재물(SNRs)에서의 열복사 시간 진화를 모델링하는 것.
• 관측된 카스아의 SED가 IIb형 초신성 기원에 의해 설명될 수 있는지, 세밀한 먼지 진화 모델링을 통해 검증하는 것.

제안 방법

• 헬륨 핵의 기체 밀도, 온도, 원소 농도 등의 물리적 조건을 사용하여 II–P형과 IIb형 초신성의 낙하물에서 먼지 형성을 모델링한다.
• 국부 기체 밀도와 팽창 속도에 따라 결정되는 입자 크기 분포를 고려하여 핵형성과 응집을 통한 먼지 입자 성장을 계산한다.
• 충격파 속도와 환경 수소 밀도(nH)에 따라 의존하는 스퍼터링에 의해 먼지 입자 부식을 추적함으로써 SNR 내 먼지 진화를 시뮬레이션한다.
• 확률적 가열과 입자 조성을 고려한 시간에 따라 변화하는 스펙트럼 복사 에너지 분포(SED)를 계산한다.
• 관측된 카스아의 SED, 특히 폭발 후 800년 시점의 Spitzer 관측 결과와 모델 SED를 비교하여 실제 데이터와의 일치 여부를 검증한다.
• 복사 전달 계산을 통해 입자 분포와 투과율 영향을 고려하여 먼지 질량과 조성을 추정한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 II–P형과 IIb형 초신성에서 외부 수소 외피 두께에 따라 형성된 먼지의 질량과 크기 분포는 어떻게 달라지는가?
• RQ2 왜 IIb형 SNR에서는 먼지가 거의 완전히 파괴되는 반면, II–P형 SNR에서는 상당한 비율의 먼지가 유지되는가?
• RQ3 관측된 카스아 SNR의 SED가 관측된 먼지 질량과 조성 조건 하에서 IIb형 SNR의 먼지 진화 모델로 재현될 수 있는가?
• RQ4 카스아의 SNR에서 먼지의 생존과 SED 피팅을 바탕으로 추정되는 카스아의 폭발 시 낙하물에서 형성된 먼지 질량은 얼마인가?
• RQ5 왜 관측된 먼지 형성 초신성에서는 실리케이트 특징이 보이지 않지만, 모델에서는 망가노세리아 및 SiO₂ 질량이 상당히 예측되는가?

주요 결과

• 형성된 총 먼지 질량은 초신성 유형에 크게 영향을 받지 않으며, II–P형 초신성에서 약 ~0.3–0.7 M☉, IIb형 초신성에서 약 ~0.13 M☉ 형성된다.
• 먼지 입자 크기는 외피 질량에 강하게 의존한다: IIb형 초신성에서는 반지름이 < 0.006 μm로 매우 작고, II–P형 초신성에서는 반지름이 > 0.03 μm로 훨씬 크다.
• 작은 크기로 인해 IIb형 초신성의 먼지 입자는 SNR 내에서 스퍼터링에 의해 빠르게 파괴되어 거의 완전히 파손되며, 약 ~0.04–0.2 M☉만이 생존한다.
• 폭발 후 800년 시점의 IIb형 SNR에 대한 모델 SED는 환경 수소 밀도 nH = 10.0 cm⁻³일 때 관측된 카스아의 SED와 가장 잘 일치한다.
• 모델에서 주요 먼지 성분은 MgSiO₃ (1.72×10⁻² M☉), SiO₂ (1.08×10⁻² M☉), MgSiO₄ (6.46×10⁻³ M☉)이며, SNR 내 총 먼지 질량은 약 ~0.04 M☉이다.
• 모델은 카스아의 낙하물에서 형성된 먼지 질량이 1.0×10⁻³ M☉ 이상임을 암시하며, 이는 이전 관측 추정치인 <10⁻³ M☉보다 도전적인 결과이다.