[논문 리뷰] Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year

Ondřej Pejcha, Diego Calderón외 1명|arXiv (Cornell University)|2021. 11. 15.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 76인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 핵붕괴 초신성의 첫 해 동안 관측 가능성을 예측하기 위해 이중성계에서의 충돌하는 바람 껍질의 반분석 모델을 개발한다. 그 결과, 일반적인 IIP형 초신성보다 더 높은 충격 복사수준을 갖는 것은 질량 비 𝑞≳0.9, 바람 질량 손실률 𝑀≳10⁻⁴ M⊙ yr⁻¹, 그리고 간격 50–1500 au인 이중 빨간 초거성 이중성계에서만 가능하며, 이중성 및 바람 매개변수의 엄격한 조건을 감안할 때 전체 대질량 항성의 약 1% 미만이 관측 가능한 서명을 보일 것으로 예상된다.

ABSTRACT

When a core-collapse supernova explodes in a binary star system, the ejecta might encounter an overdense shell, where the stellar winds of the two stars previously collided. In this work, we investigate effects of such interactions on supernova light curves on time-scales from the early flash ionization signatures to approximately one year after the explosion. We construct a model of the colliding-wind shell in an orbiting binary star system and we provide an analytical expression for the shell thickness and density, which we calibrate with three-dimensional adaptive mesh refinement hydrodynamical simulations probing different ratios of wind momenta and different regimes of radiative cooling efficiency. We model the angle-dependent interaction of supernova ejecta with the circumstellar medium and estimate the shock radiative efficiency with a realistic cooling function. We find that the radiated shock power exceeds typical Type IIP supernova luminosity only for double red supergiant binaries with mass ratios $q \gtrsim 0.9$, wind mass-loss rates $\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\, ext{yr}^{-1}$, and separations between about 50 and 1500 AU. The required $\dot{M}$ increases for binaries with smaller $q$ or primaries with faster wind. We estimate that $\ll 1\%$ of all collapsing massive stars satisfy the conditions on binary mass ratio and separation. Recombination luminosities due to colliding wind shells are at most a factor of 10 higher than for an otherwise unperturbed constant-velocity wind, but higher densities associated with wind acceleration close to the star provide much stronger signal.

연구 동기 및 목표

• . 이 논문은 핵붕괴 초신성의 싸이클로스테리어 매질(CSM)로써 이중성계에서의 충돌하는 바람 껍질의 구조와 관측 가능성을 모델링하는 데 목적이 있다.
• . 이는 특히 비대칭적이며 불안정한 껍질에 대해 현실적이고 물리적으로 타당한 CSM 모델의 부족을 다루며, SN 빛의 곡선 시뮬레이션에 활용된다.
• . 목적은 3D 적응형 메쉬 강화(AMR) 유체역학 시뮬레이션을 사용하여 반분석 모델의 충돌 바람 껍질 밀도와 두께를 校정하는 데 있다.
• . 연구는 폭발 후 첫 해 동안 충격 복사수준과 재결합 플래시 서명을 정량화하고, 다양한 관측 각도에서의 관측 가능성 평가를 목표로 한다.
• . 이중성 빈도와 질량 손실 특성들을 고려하여, 핵붕괴 초신성에서 관측 가능한 충돌 바람 껍질 서명을 가진 별의 비율을 추정한다.

제안 방법

• . 저자들은 Cantó 등(1996)의 반분석 모델을 확장하여 궤도 운동을 포함하고, 충돌 바람 껍질 두께와 밀도에 대한 해석적 표현을 유도한다.
• . 이 표현들은 다양한 바람 운동량 비율과 복사 냉각 효율성에서의 3D AMR 유체역학 시뮬레이션을 통해 校정된다.
• . 실제 복사 냉각 함수를 통합한 수정된 박막 역학 모델을 사용하여 각도 의존적 충격 상호작용을 계산한다.
• . 실제 냉각 함수를 사용하여 충격 복사수준을 계산하고, 이온화 및 재결합 시간 상수에서 재결합 복사수준을 추정한다.
• . 특히 플래시 이온화 신호의 경우, 빛의 전파 시간과 껍질 기하학적 효과로 인한 시간 지연을 고려한다.
• . 저자들은 모델을 이중성 인구 통계와 질량 손실 규정과 결합하여, 충돌 바람 껍질 서명이 관측 가능한 초신성의 비율을 추정한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 . 이중성계에서의 충돌 바람 껍질이 일반적인 IIP형 초신성 복사수준을 초월하는 충격 복사수준을 갖는 물리적 조건은 무엇인가?
• RQ2 . 이중성 간격, 질량 비율, 바람 질량 손실률이 첫 해 빛의 곡선에서의 충돌 바람 껌질 서명의 관측 가능성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 . 표준 일정 속도 바람 모델과 비교하여, 충돌 바람 껍질의 플래시 이온화 및 재결합 복사수준의 강도와 시기적 특성은 어떠한가?
• RQ4 . 항성 근처에서의 바람 가속도는 재결합 신호와 그 관측 가능성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 . 핵붕괴 초신성의 첫 300일 이내에 관측 가능한 충돌 바람 껌질 서명을 보일 것으로 예상되는 비율은 얼마인가?

주요 결과

• . 일반적인 IIP형 초신성 복사수준을 초월하는 충격 복사수준은 질량 비 𝑞≳0.9, 바람 질량 손실률 𝑀≳10⁻⁴ M⊙ yr⁻¹, 간격 50–1500 au인 이중 빨간 초거성 이중성계에서만 발생한다.
• . 충돌 바람 껌질의 재결합 복사수준은 표준 일정 속도 바람 모델 대비 최대 10배 높을 수 있으나, 바람 가속도로 인해 항성 근처에서 밀도가 높아지면 신호는 훨씬 더 강하다.
• . 가장 강한 플래시 이온화 및 충격 복사수준 신호는 이중 RSG 이중성계에서 발생하며, 동반성의 빠른 바람은 껌질 질량을 감소시켜 관측 가능성은 약화시킨다.
• . 빛의 전파 시간 효과로 인해 재결합 신호는 지연되며, 이중성 간격이 신호 지속 시간과 지연 시간에 가장 크게 영향을 미친다.
• . 첫 300일 이내에 관측 가능한 충돌 바람 껌질 서명을 보일 것으로 예상되는 核붕괴 초신성의 비율은 ≪1% 이하이며, 질량 손실률 의존성으로 인해 더 현실적인 추정치는 최소 10배 이상 작을 것으로 보인다.
• . 항성 근처의 바람 가속도는 충돌 바람 껌질 자체보다 더 강한 재결합 신호를 생성하며, 시간 지연이 최소한이므로 SN 2013fs와 같은 사건의 해석을 복잡하게 만든다.