[논문 리뷰] The Progenitor Star of SN 2023ixf: A Massive Red Supergiant with Enhanced, Episodic Pre-Supernova Mass Loss

Yu-Jing Qin, Keming Zhang외 11명|arXiv (Cornell University)|2023. 09. 18.

Gamma-ray bursts and supernovae인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 고정밀 Keck/NIRC2 및 허블 우주望遠鏡(HST) 영상 분석을 통해 SN 2023ixf의 원천을 다량의 비정상적이고 반복적인 초신성 전 질량 손실을 보이는 거대한 빨간 초거성(RSG)으로 규명하였다. 원천은 강한 적외선 과잉과 주기적인 변화를 보이며, 이는 펄레이션에 의해 유도되는-dust 순환에 의해 설명되며, 이로 인해 $3.58 \times 10^{-4}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\text{yr}^{-1}$의 높은 질량 손실율과 밀도가 높고 국소화된 항성주변 매질이 최종 펄레이션 단계 동안 방출됨을 의미한다.

ABSTRACT

We identify the progenitor star of SN 2023ixf in the nearby galaxy Messier 101 using Keck/NIRC2 adaptive optics imaging and pre-explosion HST/ACS images. The supernova position, localized with diffraction-spike pattern and high precision relative astrometry, unambiguously coincides with a single progenitor candidate of m_F814W=24.96(-0.04)(+0.05). Forced photometry further recovers 2-sigma detections in the F673N and F675W bands and imposes robust flux limits on the bluer bands. Given the reported infrared excess and semi-regular variability of the progenitor, we fit a time-dependent spectral energy distribution (SED) model of a dusty red supergiant (RSG) to a combined dataset of HST photometry, as well as ground-based near-infrared and Spitzer/IRAC [3.6], [4.5] photometry from the literature. The progenitor closely resembles a RSG of T_eff=3343+/-27 K and logL=5.10+/-0.02, with a 0.11+/-0.01 dex (25.2+/-1.7 per cent) variation over the mean luminosity at a period of P=1128.3+/-6.5 days, heavily obscured by a dust envelope with an optical depth of tau=2.83+/-0.03 at 1 micron (or A_V=10.28+/-0.11 mag). Such observed signatures match a post-main sequence star of 18.1(-1.2)(+0.7) Msun, close to the most massive SN II progenitor, with a pulsation-enhanced mass-loss rate of M_dot=(3.58+/-0.15) x 10^(-4) Msun/yr. The dense and confined circumstellar material is likely ejected during the last episode of radial pulsation before the explosion. Notably, we find strong evidence for periodic variation of tau (or both T_eff and tau) along with luminosity, a necessary assumption to reproduce the wavelength dependence of the variability, which implies dust sublimation and condensation during radial pulsations. Given the observed SED, partial dust obscuration remains a possible scenario, but any unobstructed binary companion over 7.1 Msun can be ruled out.

연구 동기 및 목표

• SN 2023ixf의 원천 별을 근접한 spiral 은하 M101에서 초신성 폭발 이전의 HST 및 Keck/NIRC2 영상 분석을 통해 규명하고 특성화하기.
• 질량이 큰 RSGs가 $\log(L/L_\odot) > 5.1$를 갖는 경우에 초신성 II의 원천으로 거의 관측되지 않는 문제인 'RSG 문제'를 해결하기 위해 연구하기.
• 다중 파장 광도 측정을 통해 원천의 물리적 특성, 즉 빛의 세기, 효율 온도, 질량, 먼지 차폐 정도를 결정하기.
• 원천의 빛의 세기와 먼지 투과율의 주기적 변화가 펄레이션에 의해 유도되는 먼지 기화 및 응집 순환에 의해 설명될 수 있는지 테스트하기.
• 관측된 적외선 과잉과 변화를 설명하기 위한 대안으로서, 질량이 크고 은폐되지 않은 이중성 별원이 존재하는지 여부를 배제하기.

제안 방법

• 분광 분해능이 높은 Keck/NIRC2 적응 광학 영상 분석을 통해 회절 스파이크 패tern과 고정밀 상대 천문학적 위치 측정을 수행하여 초신성 위치를 $19.5\,\text{mas}$ 이내로 정밀하게 국한시켰다.
• 초신성 폭발 이전의 HST/ACS 영상에 강제 광도 측정을 수행하여 F673N, F675W, F814W 대역에서 $2\sigma$ 검출 결과를 확보하였다.
• HST, 지상 기반 적외선, Spitzer/IRAC 광도 측정 자료를 융합하여 먼지가 있는 빨간 초거성의 시간에 따라 변화하는 스펙트럼 에너지 분포(SED) 모델을 구축하였다.
• 파장 의존적인 변화를 재현하기 위해, 변동하는 먼지 투과율($\tau$)과 효율 온도($T_{\text{eff}}$)를 포함한 펄레이션 조절 SED 모델을 적합시켰다.
• 반경 방향 펄레이션에 의해 유도되는 주기적 먼지 기화 및 응집에 의해 $\tau$가 변화하는 시간에 따라 변하는 먼지 외곽 모델을 통합하였다.
• 먼지 투과율을 고려한 MARCS 별대기 모델을 사용하여 질량 손실율 $\dot{M}$, 빛의 세기 $L$, $A_V$ 등의 물리적 특성을 유도하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 SN 2023ixf의 원천 별은 어떤 성격을 지니며, 거대한 빨간 초거성의 기대되는 특성과 부합하는가?
• RQ2 관측된 적외선 과잉과 반정기적 변화는 무엇에 기인하는가? 그리고 이는 펄레이션에 의해 유도되는 먼지 순환에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ3 원천의 질량 손실율과 항성주변 매질의 밀도는 얼마이며, 일반적인 RSG들과 비교해 볼 때 어떠한가?
• RQ4 SED에서 관측된 파장 의존적 변화는 단순히 별의 변화가 아니라 시간에 따라 변하는 먼지 투과율에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ5 질량이 크고 은폐되지 않은 이중성 별원은 관측된 복사 및 은폐 현상에 대한 타당한 대안적 설명이 될 수 있는가?

주요 결과

• SN 2023ixf의 원천은 $\log(L/L_\odot) = 5.10 \pm 0.02$ 이며, $T_{\text{eff}} = 3343 \pm 27\,\text{K}$를 가지며, 이는 $18.1_{-1.2}^{+0.7}\,\mathrm{M}_{\odot}$의 주계열 이후 별로 일치한다.
• 원천은 $1\,\mu\text{m}$에서 $\tau = 2.83 \pm 0.03$ (또는 $A_V = 10.28 \pm 0.11$ mag)의 먼지 외곽에 의해 심하게 은폐되어 있으며, 이는 초신성 이전의 높은 질량 손실율 $(3.58 \pm 0.15) \times 10^{-4}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\text{yr}^{-1}$을 나타낸다.
• 항성주변 매질의 밀도는 $(4.55 \pm 0.20) \times 10^{-15}\,\text{g}\,\text{cm}^{-3}$이며, 최종 펄레이션 단계 동안 방출된 것으로 일치한다.
• 먼지 투과율($\tau$)과 빛의 세기 사이의 동기화된 변화에 대한 강력한 증거가 있으며, 이는 반경 방향 펄레이션에 의해 유도되는 주기적 먼지 기화 및 응집을 시사한다.
• 관측된 진폭-파장 관계는 단순한 별의 변화가 아니라 시간에 따라 변하는 $\tau$에 의해 가장 잘 재현되며, 이는 동적인 먼지 과정이 존재함을 시사한다.
• 광도 측정 자료에 기반해 질량이 $7.1\,\mathrm{M}_{\odot}$ 이상인 은폐되지 않은 이중성 별원은 배제될 수 있으며, 이는 단일 거대 RSG 원천이 타당하다는 것을 뒷받침한다.