[논문 리뷰] Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu

J. H. Groh|arXiv (Cornell University)|2014. 08. 22.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 43인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 초기 시기 초신성 SN 2013cu의 첫 번째 정량적 스펙트로스코픽 모델링을 CMFGEN 복사전달 코드를 사용하여 수행하며, 밝은 파란 변이성 항성 또는 노랑 초거대성 항성의 원형성으로 밝혀졌다. 이는 밀도가 높고 수소가 풍부한 바람($X = 0.46 \pm 0.2$, $Y = 0.52 \pm 0.2$)을 지닌 것으로, 질량 손실률은 $\dot{M} \simeq 3 \times 10^{-3}\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$, 바람 속도는 $v_{\mathrm{wind}} \simeq 100\,\mathrm{km\,s^{-1}}$이다. 원형성의 스펙트럼 유형은 폭발 후 XWN5(h) 분류와 크게 다름을 보이며, 이는 이온화 상태 변화 때문이며, 폭발 후 스펙트럼을 구분하기 위해 'X' 접두어를 사용할 필요성을 강조한다.

ABSTRACT

We present the first quantitative spectroscopic modeling of an early-time supernova that interacts with its progenitor wind. Using the radiative transfer code CMFGEN, we investigate the recently-reported 15.5 h post-explosion spectrum of the type IIb SN 2013cu. For the first time, we are able to directly measure the chemical abundances of a SN progenitor and find a relatively H-rich wind, with H and He abundances (by mass) of X=0.46 +- 0.2 and Y=0.52 +- 0.2, respectively. The wind is enhanced in N and depleted in C relative to solar values (mass fractions of 8.2e-3 and 1e-5). We obtain that a dense wind/circumstellar medium, with a mass-loss rate of Mdot= 3e-3 Msun/yr and wind velocity vwind=100 km/s, surrounds the star at the pre-SN stage. These values are lower than previous analytical estimates, although we find Mdot/vinf consistent with previous work. We also compute a CMFGEN model to constrain the progenitor spectral type and find that the high Mdot and low vwind imply that the star had an effective temperature of ~8000 K immediately before the SN explosion. Our models suggest that the progenitor was either an unstable luminous blue variable or a yellow hypergiant undergoing an eruptive phase, and rule out a WR star. We classify the post-explosion spectra at 15.5 h as XWN5(h) and advocate for the use of the prefix `X' (eXplosion) to avoid confusion between post-explosion, non-stellar spectra with those of massive stars. We show that the progenitor spectral type is significantly different than the early post-explosion spectral type owing to the huge differences in the ionization structure before and after the SN event. We find the following temporal evolution: LBV/YHG -> XWN5(h) -> SN IIb. Future early-time spectroscopy in the UV will give access to additional spectroscopic diagnostics and further constrain the properties of SN precursors, such as their metallicities.

연구 동기 및 목표

• 초기 시기 스펙트럼을 이용해 SN 2013cu의 원형성 특성을 정량적으로 제약하는 것.
• 관측된 스펙트럼 특징으로부터 원형성 바람의 화학 조성, 질량 손실률, 바람 속도를 결정하는 것.
• 원형성의 폭발 전 스펙트럼 유형과 폭발 후 XWN5(h) 분류 간의 괴리를 해결하는 것.
• 폭발 후 비별성 스펙트럼을 거대 항성 유형과 구분하기 위해 새로운 스펙트럼 분류 접두어 'X'를 제안하는 것.
• 초기 우주선 스펙트럼이 원형성 금속성 농도와 바람 구조를 탐색하는 데 가지는 잠재적 이점을 보여주는 것.

제안 방법

• SN 2013cu 폭발 후 15.5시간 스펙트럼을 모델링하기 위해 비열평형, 구형, 선 블랭킷팅 복사전달 코드인 CMFGEN을 적용하는 것.
• 모델 파arameter 설정: 내부 경계 반지름 $R_{\mathrm{in}}$, 볼로메트릭 빛의 세기 $L_{\mathrm{SN}}$, 일정한 $\dot{M}$ 및 $v_{\mathrm{wind}}$, 헬륨, 탄소, 질소, 산소 농도와 태양 농도를 갖는 인, 황, 철에 대한 설정.
• 긴밀한 밀도 기울기($\propto r^{-2}$)와 내부 경계에서의 확산 근사($\tau_{\mathrm{ross}} = 50$)를 가정하여 충격 붕괴 조건을 모의하는 것.
• 압축된 층에서 원형성 바람으로의 부드러운 전이, 바람에서 에너지 생성 없음, 시간 의존 효과 없음.
• 관측된 스펙트럼 특징을 맞추어 이온화 구조 분석을 통해 바람 파arameter와 원형성 스펙트럼 유형을 추론하는 것.
• 미래 관측 제약 조건을 위한 진단선(예: C iv, He ii, N iv, Fe vi/vii)을 식별하기 위해 우주선 스펙트럼을 예측하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 SN 2013cu의 원형성 바람의 화학 조성은 무엇이며, 이는 그 진화 상태를 어떻게 제약하는가?
• RQ2 원형성 바람의 질량 손실률과 바람 속도는 무엇이며, 이는 이전 추정치와 어떻게 비교되는가?
• RQ3 왜 SN 2013cu의 초기 폭발 후 스펙트럼은 원형성이 다른 유형임에도 불구하고 WN 항성과 유사한가?
• RQ4 폭발 전 원형성과 폭발 후 초신성 단계 사이의 이온화 구조 변화는 어떻게 이루어지며, 이는 서로 다른 스펙트럼 형태를 초래하는가?
• RQ5 초기 시기 초신성 관측에서 우주선 스펙트로스코피는 원형성 특성을 제약하는 데 어떤 이점을 제공하는가?

주요 결과

• 원형성 바람은 수소가 풍부하며, 수소 질량 분율 $X = 0.46 \pm 0.2$, 헬륨 질량 분율 $Y = 0.52 \pm 0.2$로, 질량이 크고 진화된 별임을 시사한다.
• 원형성 바람은 태양 기준으로 질소 농도가 증가했고($8.2 \times 10^{-3}$), 탄소 농도가 감소했으며($1.0 \times 10^{-5}$), 이는 빛나는 파란 변이성 항성 또는 노랑 초거대성과 일치한다.
• 원형성의 질량 손실률은 $\dot{M} \simeq 3 \times 10^{-3}\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$, 바람 속도는 $v_{\mathrm{wind}} \simeq 100\,\mathrm{km\,s^{-1}}$로, 이는 이전 분석적 추정치보다 낮지만 $\dot{M}/v_{\infty}$ 값에서는 일치한다.
• 원형성의 효과적 온도는 $\simeq 8000\,\mathrm{K}$로 제약되며, 이는 Wolf-Rayet 항성보다는 빛나는 파란 변이성 또는 노랑 초거대성 분류를 지지한다.
• 폭발 후 15.5시간 스펙트럼은 XWN5(h)로 분류되며, 저자들은 이 스펙트럼을 전용으로 구분하기 위해 'X' 접두어 사용을 주장한다.
• 우주선 스펙트로스코피는 강한 공명선(예: C iv, He ii, N iv)과 $\lambda \lambda$ 1200–1450 범위의 Fe vi/vii 선 숲을 예측하여 바람 및 금속성 농도에 대한 향상된 진단 기능을 제공한다.