[논문 리뷰] The Nickel Mass Distribution of Stripped-Envelope Supernovae: Implications for Additional Power Sources

Niloufar Afsariardchi, M. R. Drout외 4명|arXiv (Cornell University)|2020. 09. 14.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 166인용 수 53

한 줄 요약

이 연구는 27개의 스트립드-엔벨롭 손발이 없는 초신성(SesNe)에서 빛의 곡선 尾을 모델링하여 56Ni 질량을 재평가하며, 아르네티의 법칙이 MNi를 약 2배 과대평가하고 있음을 입증한다. 개선된 분석 모델(Khatami & Kasen 2019)을 사용해 관측적으로 β 매개변수를 校정한 결과, SesNe에서 약 7–50%의 피크 빛의 세기 발생 원인이 충격 냉각 또는 마그네타르의 자전 감속과 같은 추가적인 에너지원일 가능성이 있으며, 이는 오랫동안 지속된 시뮬레이션과의 괴리 문제를 해결하고, SesNe의 56Ni 질량이 II형 초신성보다 현저히 높다는 것을 강화한다.

ABSTRACT

We perform a systematic study of the $^{56}$Ni mass ($M_{ m Ni}$) of 27 stripped envelope supernovae (SESNe) by modeling their light-curve tails, highlighting that use of ``Arnett's rule'' overestimates $M_{ m Ni}$ for SESN by a factor of $\sim$2. Recently, \citet{Khatami2019} presented a new model relating the peak time ($t_{ m p}$) and luminosity ($L_{ m p}$) of a radioactive-powered SN to its $M_{ m Ni}$ that addresses several limitations of Arnett-like models, but depends on a dimensionless parameter, $\beta$. Using observed $t_{ m p}$, $L_{ m p}$, and tail-measured $M_{ m Ni}$ values for 27 SESN, we observationally calibrate $\beta$ for the first time. Despite scatter, we demonstrate that the model of \citet{Khatami2019} with empirically-calibrated $\beta$ values provides significantly improved measurements of $M_{ m Ni}$ when only photospheric data is available. However, these observationally-constrained $\beta$ values are systematically lower than those inferred from numerical simulations, primarily because the observed sample has significantly higher (0.2-0.4 dex) $L_{ m p}$ for a given $M_{ m Ni}$. While effects due to composition, mixing, and asymmetry can increase $L_{ m p}$ current models cannot explain the systematically low $\beta$ values. However, the discrepancy can be alleviated if $\sim$7--50\% of $L_{ m p}$ for the observed sample originates from sources other than $^{56}$Ni. Either shock cooling or magnetar spin-down could provide the requisite luminosity. Finally, we find that even with our improved measurements, the $M_{ m Ni}$ values of SESN are still a factor of $\sim$3 larger than those of hydrogen-rich Type II SN, indicating that these supernovae are inherently different in terms of their progenitor initial mass distributions or explosion mechanisms.

연구 동기 및 목표

• 아르네티의 법칙에 의한 체계적 과대평가 문제를 해결하기 위해, 향상된 빛의 곡선 모델링을 사용하여 스트립드-엔벨롭 손발이 없는 초신성(SesNe)에서 56Ni 질량을 재평가하는 것.
• 관측적으로 Khatami & Kasen(2019)의 분석 모델에 사용되는 β 매개변수를 校정하는 것. 이 모델은 관측된 빛의 세기와 지연된 에너지 공급 간의 관계를 반영한다.
• 유사한 물리적 조건을 가진 시뮬레이션에서 유도된 β 값과 관측된 값 간의 괴리 원인을 조사하는 것. 특히, 동일한 56Ni 질량에서 피크 빛의 세기가 더 높은 관측 샘플을 고려하여 분석한다.
• 충격 냉각 또는 마그네타르 자전 감속과 같은 추가적인 에너지원이 SesNe에서 관측된 낮은 β 값과 높은 빛의 세기와 어떻게 관련되어 있는지 조사하는 것.
• 개선된 측정을 통해 SesNe와 수소를 포함하는 II형 초신성 간의 56Ni 질량 괴리가 여전히 지속되는지 확인하고, 이를 바탕으로 원형질 질량 분포 및 폭발 메커니즘에 대한 함의를 탐색하는 것.

제안 방법

• 시간에 따라 변화하는 에너지 공급을 고려한 1차원 복사 전달 방법을 사용하여 27개의 SesNe 빛의 곡선 꼬리 부분을 모델링하여 정밀한 56Ni 질량(MNi)을 유도한다.
• Khatami & Kasen(2019)의 분석 모델을 적용하여 피크 빛의 세기(Lp), 피크 시점(tp), 그리고 MNi 간의 관계를 차원이 없는 매개변수 β를 통해 지연된 에너지 공급을 반영한다.
• 관측된 tp, Lp 및 꼬리에서 유도된 MNi 값을 사용하여 각 초신성에 대해 관측적으로 β를 校정하고, 경험적으로 제약된 β 값의 샘플을 확보한다.
• 관측된 β 값과 수치 시뮬레이션(예: Dessart et al. 2016; Ertl et al. 2019)에서 예측된 값 간의 괴리를 정량화하기 위해 비교 분석을 수행한다.
• 이론적 모델과 민감도 테스트를 통해 조성물, 혼합, 비대칭성이 β 및 피크 빛의 세기에 미치는 영향을 평가한다.
• 충격 냉각 및 마그네타르 자전 감속과 같은 추가적인 에너지원의 타당성을 평가하기 위해, 관측된 빛의 세기 초과를 설명하기 위한 필요한 빛의 세기 및 시간 스케일을 계산한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 아르네티의 법칙은 스트립드-엔벨롭 손발이 없는 초신성에서 56Ni 질량을 체계적으로 과대평가하는가? 만약 그렇다면 얼마나 과대평가되는가?
• RQ2 사진구면 데이터만 있을 때, 관측적으로 校정된 β 값을 사용한 Khatami & Kasen(2019) 모델이 아르네티의 법칙보다 더 정확한 56Ni 질량 추정치를 제공할 수 있는가?
• RQ3 유사한 물리적 입력 조건을 가진 시뮬레이션과 비교해도 관측된 β 값이 체계적으로 낮은 이유는 무엇인가?
• RQ4 충격 냉각 또는 마그네타르 자전 감속과 같은 추가적인 에너지원이 SesNe에서 관측된 빛의 세기 초과 및 낮은 β 값의 원인으로서 얼마나 기여할 수 있는가?
• RQ5 개선된 꼬리 기반 측정을 사용할 때, SesNe의 관측된 56Ni 질량 분포가 여전히 수소를 포함하는 II형 초신성보다 현저히 높은가?

주요 결과

• 빛의 곡선 꼬리에서 유도된 56Ni 질량은 0.03 M⊙에서 0.57 M⊙ 사이이며, 중앙값은 0.08 M⊙이다. Ic-BL 형식의 SesNe는 더 높은 중앙값 0.15 M⊙를 보인다.
• 아르네티의 법칙은 꼬리 기반 측정에 비해 56Ni 질량을 약 2배 과대평가한다. 이 괴리는 이전 수치 시뮬레이션에서 보고된 것보다 더 크다.
• 관측적으로 校정된 β 값은 0.0에서 1.71 사이이며, 중앙값은 0.70이고, 표준편차는 0.34로 샘플 전반에 걸쳐 상당한 산란이 있음을 나타낸다.
• 중앙값으로 校정된 β 값을 사용한 Khatami & Kasen(2019) 모델은 사진구면 데이터만 있는 경우 아르네티의 법칙보다 훨씬 개선된 56Ni 질량 추정치를 제공한다.
• 관측 샘플은 동일한 56Ni 질량에서 시뮬레이션 모델보다 피크 빛의 세기가 약 0.3–0.4 덱스 더 높으며, 이는 관측된 β 값이 체계적으로 낮은 이유를 설명한다.
• 관측된 β 값과 시뮬레이션 값 간의 괴리는 추가적인 에너지원이 피크 빛의 세기의 7%에서 50% 기여할 경우 해결될 수 있으며, 이는 2.5×10⁴¹에서 5.5×10⁴² erg s⁻¹의 에너지 출력에 해당한다. 충격 냉각과 마그네타르 자전 감속은 모두 타당한 후보이다.