[论文解读] Hypernovae and their Gamma-Ray Bursts Connection

K. Nomoto, Masaomi Tanaka+3 more|ArXiv.org|Jul 15, 2007

Gamma-ray bursts and supernovae被引用 28

一句话总结

本文通过分析GRB-SN事件（如GRB980425/SN1998bw、GRB030329/SN2003dh和GRB031203/SN2003lw），建立了长时标伽马射线暴（GRBs）与超新星——即极为高能的超新星——之间的联系，这些事件涉及质量约为40$M_\odot$的大质量前身星坍缩成黑洞。此外，本文提出质量较低的前身星（约20$M_\odot$）形成磁星驱动的中子星，可产生X射线闪光（XRFs），例如SN2006aj/XRF060218，将超新星与早期银河系化学演化及贫金属恒星联系起来。

ABSTRACT

The connection between long Gamma Ray Bursts (GRBs) and Supernovae (SNe), have been established through the well observed cases of GRB980425/SN 1998bw, GRB030329/SN 2003dh and GRB031203/SN 2003lw. These events can be explained as the prompt collapse to a black hole (BH) of the core of a massive star (M ~ 40 Msun) that had lost its outer hydrogen and helium envelopes. All these SNe exhibited strong oxygen lines, and their energies were much larger than those of typical SNe, thus these SNe are called Hypernovae (HNe). The case of SN 2006aj/GRB060218 appears different: the GRB was weak and soft (an X-Ray Flash, XRF); the SN is dimmer and has very weak oxygen lines. The explosion energy of SN 2006aj was smaller, as was the ejected mass. In our model, the progenitor star had a smaller mass than other GRB/SNe (M ~ 20 Msun), suggesting that a neutron star (NS) rather than a black hole was formed. If the nascent neutron star was strongly magnetized (a so-called magnetar) and rapidly spinning, it may launch a weak GRB or an XRF. The final fate of 20-30 Msun stars show interesting variety, as seen in the very peculiar Type Ib/c SN 2005bf. This mass range corresponds to the NS to BH transition. We also compare the nucleosynthesis feature of HNe with the metal-poor stars and suggest the Hypernova-First Star connection.

研究动机与目标

• 通过特定GRB-SN事件的观测与理论分析，建立长时标伽马射线暴（GRBs）与超新星（HNe）之间的物理联系。
• 研究导致经典GRBs和X射线闪光（XRFs）的前身星质量范围及爆炸机制，特别是中子星与黑洞形成之间的转变。
• 探讨超新星在丰富早期星际介质中的作用，特别是解释在贫金属恒星中观测到的元素丰度模式。
• 将超新星的核合成产物与极端贫金属恒星中的观测丰度进行比较，提出超新星首代恒星关联的假设。

提出的方法

• 分析GRB-SNe（如SN1998bw、SN2003dh、SN2003lw）的光学与X射线光 light curves 及合成光谱，估算爆炸能量（$E$）、抛射质量（$M_{\rm ej}$）及$^{56}$Ni质量。
• 采用非球对称爆炸模型，以解释观测到的偏振与谱线展宽，与球对称模型相比，动能估计值需调整2–3倍。
• 将超新星的核合成产物与贫金属恒星中观测到的丰度比（特别是[Zn/Fe]、[Co/Fe]、[Mn/Fe]和[Cr/Fe]）进行比较。
• 对质量约为20–30$M_\odot$的前身星演化进行建模，评估磁星形成的可能性及其在驱动弱GRBs或XRFs中的作用。
• 利用本地及宇宙学事件样本估算GRB与超新星的事件率，包括对非轴向或低光度事件的修正。

实验结果

研究问题

• RQ1 导致长时标GRBs与超新星之间联系的前身星质量与爆炸机制是什么？
• RQ2 X射线闪光（XRFs），如XRF060218，与经典GRBs在前身星质量与中心引擎方面有何不同？
• RQ3 超新星能否解释极端贫金属恒星中观测到的元素丰度模式，特别是高Zn和Co以及低Mn和Cr？
• RQ4 磁星在驱动来自低质量前身星（约20$M_\odot$）的弱GRBs和XRFs中起什么作用？
• RQ5 GRB与超新星的观测事件率如何比较？这对我们理解GRB形成所需条件的稀有性有何启示？

主要发现

• SN1998bw、SN2003dh和SN2003lw等GRB-SNe为超新星，其爆炸能量$E \sim 3-5 \times 10^{52}$ erg，抛射质量$M_{\rm ej} \sim 10M_\odot$，$^{56}$Ni质量约为0.3–0.5$M_\odot$，表明其前身星质量约为40$M_\odot$，最终坍缩成黑洞。
• XRF 060218/SN 2006aj系统的爆炸能量较低（$E_{51} \sim 2$），抛射质量较小（$M_{\rm ej} \sim 3M_\odot$），且氧线较弱，表明其前身星质量约为20$M_\odot$，形成中子星而非黑洞。
• 质量约为20–30$M_\odot$的前身星范围对应从中子星向黑洞形成转变的过渡区，磁星驱动的爆炸可能解释XRFs的形成。
• 超新星的核合成产物可解释在贫金属恒星中观测到的高Zn和Co以及低Mn和Cr丰度，支持超新星首代恒星关联的假设。
• 本地GRB事件率估计为$110^{+180}_{-20}$ Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$，表明低光度或非轴向GRBs/XRFs可能远比经典GRBs常见，挑战了仅基于宇宙学巡天的先前事件率估算。