[论文解读] Modelling the spectra of the kilonova AT2017gfo -- II: Beyond the photospheric epochs

J. H. Gillanders, Stuart Sim+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 26, 2023

Gamma-ray bursts and supernovae被引用 6

一句话总结

本研究对千新星AT2017gfo在光球层之后的晚期近红外光谱进行了建模，识别出1.58 µm和2.07 µm处的发射特征，推测其源于高度聚集且光学厚的喷出物。研究将Sr ii、La iii、Ce iii、Gd iii、Ra ii和Ac i列为光谱特征的主要候选离子，强调亟需改进近红外与中红外波段中禁戒跃迁的原子数据。

ABSTRACT

Binary neutron star mergers are the first confirmed site of element nucleosynthesis by the rapid neutron-capture process (r-process). The kilonova AT2017gfo is the only electromagnetic counterpart of a neutron star merger spectroscopically observed. We analyse the entire spectral sequence of AT2017gfo (from merger to +10.4 days) and identify seven emission-like features. We confirm that the prominent 1.08 um feature can be explained by the Sr II near-infrared triplet evolving from a P-Cygni profile through to pure emission. We calculate the expected strength of the [Sr II] doublet and show that its absence requires highly clumped ejecta. Near-infrared features at 1.58 and 2.07 um emerge after three days and become more prominent as the spectra evolve. We model these as optically thick P-Cygni profiles and alternatively as pure emission features (with FWHM = 35600 +/- 6600 km/s), and favour the latter interpretation. The profile of the strong 2.07 um emission feature is best reproduced with two lines, centred at 2.059 and 2.135 um. We search for candidate ions for all prominent features in the spectra. Strong, permitted transitions of La III, Ce III, Gd III, Ra II and Ac I are plausible candidates for the emission features. If any of these features are produced by intrinsically weak, forbidden transitions, we highlight candidate ions spanning the three r-process peaks. The second r-process peak elements Te and I have plausible matches to multiple features. We highlight the need for more detailed and quantitative atomic line transition data.

研究动机与目标

• 将AT2017gfo的光谱建模扩展至光球层之后，此时标准辐射转移代码（如tardis）失效。
• 阐明在+3.4天及以后观测到的显著近红外发射特征的物理起源，这些特征在早期光球层模型中未能重现。
• 通过识别导致观测到的发射特征的候选离子，约束喷出物的成分，特别是与r-过程核合成相关的离子。
• 评估在当前原子数据限制下，识别近红外与中红外波段中弱禁戒跃迁的可行性。
• 强调未来千新星光谱识别中，亟需改进、经实验校准的原子谱线数据，尤其是近红外与中红外波段中的禁戒跃迁。

提出的方法

• 在早期阶段使用一维蒙特卡罗辐射转移代码tardis进行建模，晚期阶段则转为采用经验拟合与轮廓分析方法。
• 通过具有FWHM ≈ 35,600 ± 6,600 km s⁻¹的纯发射模型，对1.58 µm和2.07 µm处的发射特征进行详细光谱拟合，优先选择纯发射模型而非P-Cygni轮廓。
• 将2.07 µm特征建模为两个位于2.059 µm和2.135 µm的独立发射线，以更准确地再现轮廓。
• 系统性地搜索原子数据库（Chianti、Kurucz、DREAM及自建Pt/Au数据），以识别与观测特征匹配的可能离子跃迁。
• 同时考察允许跃迁与禁戒跃迁，特别是r-过程峰值元素（如Te、I、Dy、Tb、Ir、Ac）的跃迁，评估其作为发射源的潜力。
• 评估线重叠与喷出物聚集的影响，结论为必须存在高度聚集的喷出物才能解释[Si ii]双峰的缺失。

实验结果

研究问题

• RQ1 1.08 µm特征从P-Cygni轮廓演变为纯发射的现象，是否可仅由Sr ii完全解释，还是需要其他物种的参与？
• RQ2 在+3.4天后观测到的1.58 µm和2.07 µm处的宽发射特征，最可能的离子物种是什么？
• RQ3 哪些r-过程元素及其电离态最可能产生观测到的发射特征，特别是在弱禁戒跃迁的背景下？
• RQ4 当前原子数据的局限性（尤其是近红外与中红外波段中的禁戒跃迁）如何影响千新星中光谱线识别的可靠性？
• RQ5 喷出物中线重叠在多大程度上阻碍了对单个物种的唯一识别？未来中红外观测在改善此方面具有何种潜力？

主要发现

• 1.08 µm特征从P-Cygni轮廓演变为纯发射，最合理的解释是Sr ii，但Ra ii和Ac i也是可行的替代方案。
• 1.58 µm和2.07 µm处的发射特征最宜用FWHM ≈ 35,600 ± 6,600 km s⁻¹的纯发射模型来描述，优于P-Cygni解释。
• 2.07 µm特征的最佳再现结果是两个位于2.059 µm和2.135 µm的独立发射线，表明可能存在多个跃迁的贡献。
• 1.23 µm特征的强候选离子包括Ce iii，而约1.40 µm处的特征最匹配La iii、Ce iii、Gd iii和Ac i。
• [Sr ii]双峰的缺失要求喷出物高度聚集，因为其预期强度在光谱中并未观测到。
• Te和I是最具前景的r-过程峰值元素，其在多个电离态下存在多个可能的跃迁，但因原子数据不足，仍无法实现明确识别。