[論文レビュー] Predictions for signatures of the quark-nova in superluminous supernovae

Rachid Ouyed, D. A. Leahy+1 more|ArXiv.org|Nov 28, 2009

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 7被引用数 23

ひとこと要約

本論文は、超光速超新星（SLSNe）が中性子星からクォーク星への遷移によって引き起こされる遅延爆発であるクォーク・ノバ（QN）に起因すると提案する。このQNは超新星の噴出物を再加熱し、光度を延長する。モデルはSN2006gyなどのSLSNeの光曲線を良好に再現でき、4つの観測可能な特徴を予測する：二重の山を持つ光曲線、2つの衝撃波ブレイクアウト、遅いスペクトルにおける重いr過程元素（A>130）、およびクォーク・ノバ噴出物に由来する特徴的なHα速度プロファイル。

ABSTRACT

[Abridged] Superluminous Supernovae (SN2006gy, SN2005gj, SN2005ap, SN2008fz, SN2003ma) have been a challenge to explain by standard models. We present an alternative scenario involving a quark-nova (QN), an explosive transition of the newly born neutron star to a quark star in which a second explosion (delayed) occurs inside the already expanding ejecta of a normal SN. The reheated SN ejecta can radiate at higher levels for longer periods of time primarily due to reduced adiabatic expansion losses, unlike the standard SN case. Our model is successfully applied to SN2006gy, SN2005gj, SN2005ap, SN2008fz, SN2003ma with encouraging fits to the lightcurves. There are four predictions in our model: (i) superluminous SNe optical lightcurves should show a double-hump with the SN hump at weaker magnitudes occurring days to weeks before the QN; (ii) Two shock breakouts should be observed vis-a-vis one for a normal SN. Depending on the time delay, this would manifest as two distinct spikes in the X-ray region or a broadening of the first spike for extremely short delays; (iii) The QN deposits heavy elements of mass number A> 130 at the base of the preceeding SN ejecta. These QN r-processed elements should be visible in the late spectrum (few days-weeks in case of strong ejecta mixing) of the superluminous SN; (iv) The QN yield will also contain lighter elements (Hydrogen and Helium). We expect the late spectra to include H_alpha emission lines that should be distinct in their velocity signature from standard H_alpha emission.

研究の動機と目的

• 標準モデル（ペア不安定性やコアコリプスSNeなど）では説明できない、超光速超新星（SLSNe）の光度と光曲線の形状を説明すること。
• SN2006gy や SN2005gj のようなSLSNeが示す、十分なエネルギーと長期間にわたる放射を標準SNモデルが説明できないという問題を扱うこと。
• 代替的なメカニズムとして、中性子星からクォーク星への遅延的爆発的転移であるクォーク・ノバ（QN）を提案する。この爆発は噴出物を再加熱し、断熱的損失を低減させ、持続的な高光度放射を可能にする。
• 将来的な観測と照らし合わせてモデルを検証できる、QNプロセスの観測可能な特徴を予測すること。
• 高密度星のコアにおけるクォーク物質形成と高エネルギー天体的遷移の間の物理的メカニズムを結びつけること。

提案手法

• クォーク・ノバを二段階のプロセスとしてモデル化する：まずコア崩壊後に中性子星が形成され、次にコアが奇妙クォーク物質（SQM）への相転移を経て、遅延爆発が発生する。
• QN爆発によって既存の超新星噴出物が再加熱され、断熱的膨張損失が低減され、長期間にわたる高光度放射が可能になることをシミュレーションする。
• 観測されたSLSNe（例：SN2006gy、SN2005ap）の光曲線にフィットさせ、QNの時間遅延やエネルギー供給のパラメータを制約する。
• 衝撃波ブレイクアウトモデルを適用し、X線およびUV放射の特徴を予測し、標準SNの1つのブレイクアウトと比較して、QNの場合には2つのピーク（または非常に短い遅延では広がった最初のピーク）を識別できる。
• 核合成モデルを組み込み、噴出物の基部に重いr過程元素（A>130）が生成されることを予測し、遅いスペクトルで検出可能であることを示す。
• クォーク・ノバ噴出物からのHα発光の速度構造をモデル化し、事前に圧縮された周囲物質に起因する標準的なHα線とは明確に区別できる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 クォーク・ノバ爆発は、標準SNモデルの限界を超えて、超光速超新星の極めて高い光度と長期間にわたる持続性を説明できるか？
• RQ2 光曲線、衝撃波ブレイクアウト、スペクトル特徴において、クォーク・ノバと標準超新星を区別する観測可能な特徴は何か？
• RQ3 QN爆発による超新星噴出物の再加熱は、単一爆発シナリオと比較して、断熱的損失をどのように低減し、光度を延長するのか？
• RQ4 QNから予想される重いr過程元素（A>130）の核合成生成量はどの程度で、SLSNeの遅いスペクトルで検出可能か？
• RQ5 QN噴出物に由来するHα発光の速度プロファイルは、標準SNeとはどのように異なるのか？また、それらは独自の診断的特徴として機能できるか？

主な発見

• クォーク・ノバモデルは、SN2006gy、SN2005gj、SN2005ap、SN2008fz、SN2003ma といった複数の超光速SNeの光曲線を、時間遅延エネルギー供給を用いて良好に再現できた。
• モデルは二重の山を持つ光曲線の形を予測する。これは、二段階の爆発プロセスに起因し、主なQNピークの数日から数週間前には弱いSNピークが現れる。
• 2つの衝撃波ブレイクアウトが予測される。1つは初期のSN衝撃波、もう1つはQN衝撃波によるもので、X線の2つの明確なスパイク、または非常に短い遅延では最初のスパイクが広がった形として観測可能である。
• QNは超新星噴出物の基部に重いr過程元素（A>130）を沈着させる。これは、爆発後数日から数週間後の遅いスペクトルで、明確な吸収または発光ラインとして現れ、通常のSNeには見られない。
• QN噴出物には水素およびヘリウムも含まれており、標準的なHα線とは異なり、特徴的な速度シグネチャを持つHα発光ラインを生成する。標準的なHα線は通常、事前に圧縮された周囲物質に起因するとされる。
• モデルは25–60 M☉の初期質量範囲で安定しており、低質量天体（例：30 M☉ vs. 60 M☉）では約20%短い時間遅延が予測される。ただし、CFL状態におけるフレイボール効果を組み込むと、これらの推定値はさらに修正される可能性がある。