[論文レビュー] Dust in Supernovae; Formation and Evolution

Takashi Kozasa, Takaya Nozawa+4 more|ArXiv.org|Mar 2, 2009

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 2被引用数 11

ひとこと要約

本稿は、コア収縮超新星、特にII–P型およびIIb型超新星におけるダスト形成と進化を調査する。ダスト質量はII–P型では約0.3–0.7 M☉、IIb型では約0.13 M☉と類似しているが、噴出物の密度の違いにより粒径分布が顕著に異なり、IIb型超新星残骸（SNR）ではダストが完全に破壊される一方、II–P型SNRでは約0.04–0.2 M☉が生存する。このモデルは、カシオペアA（Cas A）の観測されたSEDをよく再現しており、IIb型起源を支持するとともに、従来の観測値よりも高い内在ダスト形成を示唆している。

ABSTRACT

Core--collapsed supernovae (CCSNe) have been considered to be one of sources of dust in the universe. What kind and how much mass of dust are formed in the ejecta and are injected into the interstellar medium (ISM) depend on the type of CCSNe, through the difference in the thickness (mass) of outer envelope. In this review, after summarizing the existing results of observations on dust formation in CCSNe, we investigate formation of dust in the ejecta and its evolution in the supernova remnants (SNRs) of Type II--P and Type IIb SNe. Then, the time evolution of thermal emission from dust in the SNR of Type IIb SN is demonstrated and compared with the observation of Cas A. We find that the total dust mass formed in the ejecta does not so much depend on the type; $\sim 0.3-0.7 M_{\odot}$ in Type II--P SNe and $\sim 0.13 M_{\odot}$ in Type IIb SN. However the size of dust sensitively depends on the type, being affected by the difference in the gas density in the ejecta: the dust mass is dominated by grains with radii larger than 0.03 $μ$m in Type II-P, and less than 0.006 $μ$m in Type IIb, which decides the fate of dust in the SNR. The surviving dust mass is $\sim 0.04-0.2 M_{\odot}$ in the SNRs of Type II--P SNe for the ambient hydrogen density of $n_{ m H}=10.0-1.0$ cm$^{-3}$, while almost all dust grains are destroyed in the SNR of Type IIb. The spectral energy distribution (SED) of thermal emission from dust in SNR well reflects the evolution of dust grains in SNR through erosion by sputtering and stochastic heating. The observed SED of Cas A SNR is reasonably reproduced by the model of dust formation and evolution for Type IIb SN.

研究の動機と目的

• コア収縮超新星（CCSNe）の種別に応じて、ダスト形成および生存がどのように異なるかを明らかにすること、特に外層水素包層の厚さの違いに起因するものである。
• 観測された低ダスト質量と理論的予測の高い形成率との間の矛盾を解消すること。
• ダスト粒子の粒径と組成を主要な診断指標として用い、超新星残骸（SNR）におけるダストの熱放射の時間的進化をモデル化すること。
• 観測されたカシオペアA（Cas A）のスペクトルエネルギー分布（SED）が、IIb型超新星起源である場合に、詳細なダスト進化モデルによって説明可能かどうかを検証すること。

提案手法

• ヘリウムコア内のガス密度、温度、元素組成といった物理的条件を用いて、II–P型およびIIb型超新星の噴出物におけるダスト形成をモデル化する。
• 核生成と凝集によるダスト粒子の成長を計算し、局所的なガス密度と膨張速度に依存して粒径分布を決定する。
• 衝撃波速度と周囲水素密度（nH）に依存するスパッタリングによるダスト粒子の侵食を追跡することで、SNR内でのダスト進化をシミュレートする。
• 確率的加熱と粒子組成を考慮した時間に依存するスペクトルエネルギー分布（SED）を計算する。
• 800年後に観測されたSpitzerのカシオペアAの観測データと比較することで、モデルの実データ適合性を検証する。
• 輻射輸送計算を用いて、粒子分布と光学厚さの効果を考慮し、ダスト質量と組成を推定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 II–P型およびIIb型超新星における外層水素包層の厚さに応じて、超新星噴出物で形成されたダストの質量および粒径分布はどのように変化するか？
• RQ2 なぜIIb型SNRではダストがほとんど完全に破壊されるのに対し、II–P型SNRでは顕著な割合のダストが生存するのか？
• RQ3 観測されたダスト質量と組成を考慮した場合、カシオペアA SNRの観測SEDがIIb型SNRにおけるダスト進化モデルによって再現可能か？
• RQ4 SNR内でのダストの生存とSEDフィッティングに基づいて、カシオペアAの噴出物で形成されたと推定されるダスト質量はどの程度か？
• RQ5 なぜ観測されたダスト形成超新星にはケイ酸塩特徴が見られないのに対し、モデルではMgケイ酸塩およびSiO₂の質量が顕著に予測されるのか？

主な発見

• 形成された総ダスト質量はSN型にあまり依存せず、II–P型超新星では約0.3–0.7 M☉、IIb型超新星では約0.13 M☉が形成される。
• ダスト粒子の粒径は包層質量に強く依存する：IIb型超新星では半径 < 0.006 μm の非常に小さな粒子が形成されるが、II–P型超新星では半径 > 0.03 μm のより大きな粒子が形成される。
• 小さな粒子であるため、IIb型超新星のダスト粒子はSNR内でスパッタリングによって急速に破壊され、ほとんど完全に消失し、生存するダストはわずかに約0.04–0.2 M☉にとどまる。
• 800年後のIIb型SNRのモデルSEDは、周囲水素密度がnH = 10.0 cm⁻³ の場合に、観測されたカシオペアAのSEDと最もよく一致する。
• モデルで支配的となるダスト種はMgSiO₃（1.72×10⁻² M☉）、SiO₂（1.08×10⁻² M☉）、MgSiO₄（6.46×10⁻³ M☉）であり、SNR内での総ダスト質量は約0.04 M☉である。
• モデルは、カシオペアAの噴出物で形成されたダスト質量が1.0×10⁻³ M☉以上であると示唆しており、従来の観測推定値（<10⁻³ M☉）を覆すものである。