[論文レビュー] The core-degenerate scenario for type Ia supernovae

Noam Soker|arXiv (Cornell University)|Sep 21, 2011

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 4被引用数 9

ひとこと要約

本稿では、白色矮星が質量の大きな漸近巨星分支星（AGB星）の高温核と合体することで、急速に回転する超チャンドラセカール質量の残骸を形成し、磁気双極子放射による回転減速の後にのみ爆発するという、コア-非縮重（CD）状況を、Ia型超新星の妥当な形成経路として提案する。主な貢献は、磁気的回転減速によって、より高いIa型超新星の明るさと星形成銀河の相関関係を説明できることであり、その理由は1.4–1.48 M⊙の狭い質量範囲に起因する。

ABSTRACT

In the core-degenerate (CD) scenario for the formation of Type Ia supernovae (SNe) the Chandrasekhar or super-Chandrasekhar mass white dwarf (WD) is formed at the termination of the common envelope phase or during the planetary nebula phase, from a merger of a WD companion with the hot core of a massive asymptotic giant branch (AGB) star. The WD is destructed and accreted onto the more massive core. In the CD scenario the rapidly rotating WD is formed shortly after the stellar formation episode, and the delay from stellar formation to explosion is basically determined by the spin-down time of the rapidly rotating merger remnant. The spin-down is due to the magneto-dipole radiation torque. Several properties of the CD scenario make it attractive compared with the double-degenerate (DD) scenario. (1) Off-center ignition of carbon during the merger process is not likely to occur. (2) No large envelope is formed. Hence avoiding too much mass loss that might bring the merger remnant below the critical mass. (3) This model explains the finding that more luminous SNe Ia occur preferentially in star forming galaxies.

研究の動機と目的

• 二重非縮重（DD）および単一非縮重（SD）状況におけるIa型超新星の未解決問題、例えば中心から離れた炭素点火や過剰な質量損失を解決すること。
• 白色矮星が漸近巨星分支（AGB）星の核と合体するという、独立した代替手段としてのコア-非縮重（CD）状況を提唱すること。
• 回転減速メカニズムによって、より高いIa型超新星の明るさと星形成銀河の相関関係を説明することにより、質量の高い白色矮星を安定化させること。
• CD状況が巨大なエンvelopeの形成や顕著な質量損失を回避し、爆発に必要な臨界質量を保持することを示すこと。

提案手法

• 共通エンvelope期または惑星状星雲期に、白色矮星と質量の大きなAGB星の高温核の合体をモデル化する。
• 急速に回転する合体残骸の回転減速を、磁気双極子放射トルクを用いてモデル化し、角運動量損失によって回転が低下するまで爆発を遅らせる。
• 核と白色矮星のポテンシャル井戸の深さ比を用いて、合体時のエネルギー放出と質量損失を評価し、核の大きな半径が重力的束縛エネルギーを低減することを示す。
• 二重星形成から爆発までの遅延時間を、DD状況における重力波駆動型近接に依存するのではなく、主に回転減速時間スケールによって決定されることを示す。
• DD状況と比較し、中心から離れた点火や質量損失が爆発を防ぐ条件を分析する。
• 剛体的に回転する白色矮星の臨界質量（1.48 M⊙）を用いて、前身星の質量範囲を制限し、観測されたIa型超新星の明るさと関連付ける。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 コア-非縮重状況は、重力波駆動型近接に依存せず、星形成からIa型超新星爆発までの遅延を説明できるか？
• RQ2 なぜより明るいIa型超新星は星形成銀河に偏って発生するのか？これは前身星の質量と回転減速ダイナミクスによって説明可能か？
• RQ3 CD状況は、DD状況で見られる中心から離れた炭素点火や過剰な質量損失の問題を回避するか？
• RQ4 磁気的回転減速メカニズムは、即時の爆発を防ぐために、超チャンドラセカール質量の白色矮星を安定化させる役割を果たすか？
• RQ5 高温のAGB星の核の半径およびポテンシャル井戸の深さは、白色矮星との合体時のエネルギー放出と質量損失にどのように影響するか？

主な発見

• CD状況では、AGB星の高温で密度が低い核が浅いポテンシャル井戸を形成するため、降着時のピーク温度が低下し、中心から離れた炭素点火を回避する。
• 合体時のエネルギー放出は、核と白色矮星のポテンシャル井戸の深さがほぼ同等であるため、巨大構造の形成に不十分であり、質量損失が最小限に抑えられ、臨界質量が保持される。
• 合体残骸の回転減速時間は、磁気双極子放射トルクによって駆動され、爆発までの遅延を決定づける。典型的な時間スケールは10^10年まで及ぶ。
• 剛体的に回転する白色矮星の臨界質量は1.48 M⊙であり、これが前身星の質量範囲（1.4–1.48 M⊙）が狭く、観測されたIa型超新星の明るさと相関することを説明する。
• CD状況は、より明るいIa型超新星が星形成銀河に偏って存在する理由を自然に説明する：若年銀河では、より質量が大きく、急速に回転する白色矮星が存在し、十分な回転減速が行われた後でのみ爆発する。
• モデルは、合体残骸が惑星状星雲内での質量の大きな中心星として進化し、巨大なエンvelopeの形成を回避するため、臨界質量未満の質量損失が防がれることを予測する。