[論文レビュー] Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year

Ondřej Pejcha, Diego Calderón+1 more|arXiv (Cornell University)|Nov 15, 2021

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 76被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、コアコラプス超新星の光曲線の最初の1年間に観測的特徴を予測するため、二重星系における衝突する風殻の半アナリティカルモデルを開発した。その結果、衝突する風殻の衝撃輝度が一般的なタイプIIP超新新星を上回るのは、質量比 𝑞≳0.9、風放出率 𝑀≳10⁻⁴ M⊙ yr⁻¹、および分離距離が50–1500 auの二重赤超巨星系に限られ、質量関係や風パラメータの厳しい要件のため、全質量星のうち1%未満の星が検出可能な特徴を示すと予想される。

ABSTRACT

When a core-collapse supernova explodes in a binary star system, the ejecta might encounter an overdense shell, where the stellar winds of the two stars previously collided. In this work, we investigate effects of such interactions on supernova light curves on time-scales from the early flash ionization signatures to approximately one year after the explosion. We construct a model of the colliding-wind shell in an orbiting binary star system and we provide an analytical expression for the shell thickness and density, which we calibrate with three-dimensional adaptive mesh refinement hydrodynamical simulations probing different ratios of wind momenta and different regimes of radiative cooling efficiency. We model the angle-dependent interaction of supernova ejecta with the circumstellar medium and estimate the shock radiative efficiency with a realistic cooling function. We find that the radiated shock power exceeds typical Type IIP supernova luminosity only for double red supergiant binaries with mass ratios $q \gtrsim 0.9$, wind mass-loss rates $\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\, ext{yr}^{-1}$, and separations between about 50 and 1500 AU. The required $\dot{M}$ increases for binaries with smaller $q$ or primaries with faster wind. We estimate that $\ll 1\%$ of all collapsing massive stars satisfy the conditions on binary mass ratio and separation. Recombination luminosities due to colliding wind shells are at most a factor of 10 higher than for an otherwise unperturbed constant-velocity wind, but higher densities associated with wind acceleration close to the star provide much stronger signal.

研究の動機と目的

• 本論文の目的は、コアコラプス超新星の周囲星間物質（CSM）としての二重星系における衝突する風殻（CW殻）の構造と観測可能性をモデル化することである。
• 本研究は、特に非球形的かつ不安定な殻を想定する際に現れる、現実的で物理的根拠のあるCSMモデルの不足に取り組む。
• 目的は、3次元の適応メッシュリファインメント（AMR）流体力学的シミュレーションを用いて、CW殻密度および厚さの半アナリティカルモデルをキャリブレーションすることにある。
• 本研究は、爆発後最初の1年間にわたる衝撃輝度および再結合フラッシュ信号の定量的評価を行い、観測視角による影響を検討する。
• 本研究は、二重星頻度および風特性を考慮して、コアコラプス超新星のうち、観測可能なCW殻特徴を示す星の割合を推定する。

提案手法

• 著者らは、Cantóら（1996）の半アナリティカルモデルを拡張し、公転運動を含め、CW殻の厚さおよび密度に関する解析的式を導出した。
• これらの式は、風運動量比および放射冷却効率の変動を想定した3次元AMR流体力学的シミュレーションを用いてキャリブレーションされた。
• 角方向の衝撃相互作用を計算するために、実際の放射冷却関数を組み込んだ修正された薄殻力学モデルが用いられた。
• 冷却関数を実際のものとして使用して衝撃輝度を計算し、イオン化および再結合時間スケールから再結合輝度を推定した。
• 特にフラッシュイオン化信号に関しては、光の伝播遅延および殻の幾何学的形状に起因する時間遅れをモデルが考慮した。
• 著者らは、モデルと二重星集団統計および質量損失パラメータを組み合わせることで、CW特徴を示す超新星の観測可能割合を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 二重星系における衝突する風殻が、一般的なタイプIIP超新星の輝度を超える衝撃輝度を発生させる物理的条件は何か？
• RQ2 分離距離、質量比、風質量放出率が、最初の1年間の光曲線におけるCW殻特徴の検出可能性にどのように影響を与えるか？
• RQ3 CW殻からのフラッシュイオン化および再結合輝度信号の強度とタイミングは、標準的な定常速度風モデルと比べてどの程度か？
• RQ4 星の近くでの風加速が再結合信号およびその検出可能性にどのように影響を与えるか？
• RQ5 コアコラプス超新星のうち、最初の300日以内に観測可能なCW殻特徴を示す割合はどの程度か？

主な発見

• 衝撃輝度が一般的なタイプIIP超新星の輝度を超えるのは、質量比 𝑞≳0.9、風質量放出率 𝑀≳10⁻⁴ M⊙ yr⁻¹、および分離距離が50–1500 auの二重赤超巨星系に限られる。
• CW殻からの再結合輝度は、標準的な定速度風モデルと比べて最大で10倍まで上回るが、風加速によって星の近くで密度が高くなると、はるかに強い信号が得られる。
• 最も強いフラッシュイオン化および衝撃輝度信号は、二重RSG系で発生するが、同伴星からの高速風は殻の質量を減少させ、検出可能性を弱める。
• 光の伝播遅延の影響により、再結合信号が遅延するが、特に分離距離が信号の持続時間および遅延時間に最も顕著な影響を与える。
• 最初の300日以内に検出可能なCW殻特徴を示すコアコラプス超新星は、全超新星の ≪1% にとどまると予想される。質量損失率依存性を考慮すると、より現実的な推定値は10倍以上小さいとされる。
• 星の近くでの風加速は、CW殻自体よりも強い再結合信号を生じさせ、最小限の遅延で発生するため、SN 2013fsのようなイベントの解釈を複雑にする。