[논문 리뷰] Long-duration superluminous supernovae at late times

Anders Jerkstrand, S. J. Smartt외 14명|arXiv (Cornell University)|2016. 08. 09.

Gamma-ray bursts and supernovae인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 LSQ14an과 SN 2015bn를 포함한 장수명형 Ic 초광명 초신성(SLSNe)의 늦은 시기 성운 스펙트럼을 분석하여, 분광 모델링을 통해 분출물의 조성과 구조를 제약한다. 분석 결과, 산소 및 마그네슘 영역 질량이 10 M⊙ 이상이며 전자 밀도(ne ≳ 10⁸ cm⁻³)가 높은 것은 ZAMS 질량 >40 M⊙인 거대한 CO 핵의 폭발을 시사하며, 표준 핵붕괴 모델이 아닌 쌍생성성 또는 펄세이션 쌍생성성 메커니즘을 지지한다.

ABSTRACT

Nebular-phase observations and spectral models of Type Ic superluminous supernovae are presented. LSQ14an and SN 2015bn both display late-time spectra similar to galaxy-subtracted spectra of SN 2007bi, and the class shows strong similarity with broad-lined Type Ic SNe such as SN 1998bw. Near-infrared observations of SN 2015bn show a strong Ca II triplet, O I 9263, O I 1.13 um and Mg I 1.50 um, but no distinct He, Si, or S emission. The high Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 ratio of ~2 indicates a high electron density of n_e >~ 10^8 cm^{-3}. Spectral models of oxygen-zone emission are investigated to put constraints on the emitting region. Models require M(O-zone) >~ 10 Msun to produce enough [O I] 6300,6364 luminosity, irrespective of the powering situation and the density. The high oxygen-zone mass, supported by high estimated magnesium masses, points to explosions of massive CO cores, requiring M_ZAMS >~ 40 Msun. Collisions of pair-instability pulsations do not provide enough mass to account for the emission. [O II] and [O III] lines emerge naturally in many models, which strengthens the identification of broad [O II] 7320,7330, [O III] 4363, and [O III] 4959,5007 in some spectra. A small filling factor f

연구 동기 및 목표

• 장수명형 Ic 초광명 초신성(SLSNe)의 핵합성 수확량과 핵 구조를 늦은 시기 성운 스펙트럼을 통해 이해하기 위해.
• 관측된 복사선과 분광 모델링을 이용해 SLSNe의 분출물 질량 및 밀도 구조를 제약하기 위해.
• 쌍생성성 또는 자기장 마그네타르 동력 모델과 같은 경쟁적 폭발 메커니즘을 관측된 성운 선 강도와 비율과 비교하여 검증하기 위해.
• 선 빛강도에서 산소 및 마그네슘 풍부 영역의 메우율과 덩어리 구조를 추론하기 위해.
• 관측된 [O I], [Ca II], 재결합 선 빛강도를 모델 예측과 비교하여 다양한 동력 메커니즘의 타당성을 평가하기 위해.

제안 방법

• LSQ14an과 SN 2015bn의 성운 단계에서의 가시광선 및 근적외선 스펙트럼 확보 및 분석, 별자리 은하 제거 포함.
• 선 비율, 특히 Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 비율을 이용해 광이온화 평형을 활용해 이온화 분율과 전자 밀도를 유도하는 분광 모델링.
• 재결합 선 빛강도를 모델링하고 중성 분율과 부피를 유추하기 위해 이온화 평형 방정식(N = α(T)Vne n(1−xn)) 적용.
• 복사 전달 효과를 모델링하고 이온화가 빠져나가는 조건을 결정하기 위해 투과도 τ = nxnσ(3/4π)¹ᐟ³V¹ᐟ³를 사용.
• 산소-1.13 μm 선 빛강도를 모델링하여 질량과 메우율을 제약하기 위해 [O I] 6300,6364, [O II] 7320,7330, [O III] 4363,4959,5007, Mg I] 4571 및 O I 1.13 μm 선 빛강도를 활용.
• 관측된 선 강도와 합성 모델을 비교하여 분출물 질량, 덩어리 구조(메우율 f ≲ 0.01), 전자 밀도(ne ≳ 10⁸ cm⁻³)를 추론.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 장수명형 SLSNe에서 산소 풍부 영역의 질량은 얼마이며, 이는 원형 핵 질량에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ2 관측된 Ca II NIR 선 비율은 분출물 내 전자 밀도에 어떤 제약을 가하는가?
• RQ3 O/Mg 영역의 메우율은 얼마이며, 이는 분출물 덩어리 구조에 어떤 정보를 제공하는가?
• RQ4 표준 핵붕괴 또는 자기장 마그네타르 동력 모델은 관측된 성운 선 빛강도를 재현할 수 있는가?
• RQ5 [O II] 및 [O III] 선의 존재는 이온화 구조와 원형 핵 질량에 대해 어떤 함의를 갖는가?

주요 결과

• [O I] 6300,6364 선 빛강도를 생성하기 위해 필요한 산소 영역 질량은 M(O-zone) ≳ 10 M⊙이며, 동력 메커니즘과 무관하다.
• Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 선 비율이 약 2에 이르는 것은 전자 밀도 ne ≳ 10⁸ cm⁻³를 암시하며, 밀도가 높고 밀집된 분출물 영역임을 나타낸다.
• 관측된 Mg I] 4571 및 O I 1.13 μm 선 빛강도는 O/Mg 영역의 메우율 f ≲ 0.01를 요구하며, 분출물의 강한 덩어리 구조를 시사한다.
• [O II] 7320,7330 및 [O III] 4363,4959,5007 선의 존재는 모델에서 자연스럽게 재현되며, 관측 스펙트럼에서의 이 identification 을 지지한다.
• 높은 산소 및 마그네슘 질량에 더해 높은 전자 밀도는 ZAMS 질량 MZAMS ≳ 40 M⊙인 원형을 지시하며, 이는 표준 핵붕괴 모델과 부합하지 않는다.
• 쌍생성성 펄세이션 충돌은 관측된 복사선을 설명할 만큼의 질량을 제공하지 못하므로, 이 메커니즘이 분출물의 주요 기여원으로서 제외된다.