[论文解读] Long-duration superluminous supernovae at late times

Anders Jerkstrand, S. J. Smartt+14 more|arXiv (Cornell University)|Aug 9, 2016

Gamma-ray bursts and supernovae被引用 4

一句话总结

本研究通过光谱建模分析了长持续时间Ic型超亮超新星（SLSNe）LSQ14an和SN 2015bn的晚期电离谱线，以约束抛射物的组分与结构。结果表明，高氧和镁区质量（>10 M⊙）及高电子密度（ne ≳ 10⁸ cm⁻³）指向质量极大的碳氧核心（ZAMS质量 >40 M⊙）的爆炸，支持成对不稳定性或脉动成对不稳定性机制，而非标准核心塌缩模型。

ABSTRACT

Nebular-phase observations and spectral models of Type Ic superluminous supernovae are presented. LSQ14an and SN 2015bn both display late-time spectra similar to galaxy-subtracted spectra of SN 2007bi, and the class shows strong similarity with broad-lined Type Ic SNe such as SN 1998bw. Near-infrared observations of SN 2015bn show a strong Ca II triplet, O I 9263, O I 1.13 um and Mg I 1.50 um, but no distinct He, Si, or S emission. The high Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323 ratio of ~2 indicates a high electron density of n_e >~ 10^8 cm^{-3}. Spectral models of oxygen-zone emission are investigated to put constraints on the emitting region. Models require M(O-zone) >~ 10 Msun to produce enough [O I] 6300,6364 luminosity, irrespective of the powering situation and the density. The high oxygen-zone mass, supported by high estimated magnesium masses, points to explosions of massive CO cores, requiring M_ZAMS >~ 40 Msun. Collisions of pair-instability pulsations do not provide enough mass to account for the emission. [O II] and [O III] lines emerge naturally in many models, which strengthens the identification of broad [O II] 7320,7330, [O III] 4363, and [O III] 4959,5007 in some spectra. A small filling factor f

研究动机与目标

• 通过晚期电离态光谱研究长持续时间Ic型超亮超新星的核合成产额与核心结构。
• 利用观测到的发射线与光谱建模，约束SLSNe中抛射物的质量与密度结构。
• 将成对不稳定性或磁星驱动模型等竞争性爆炸机制，与观测到的电离态谱线强度和比值进行对比。
• 从谱线光度推断氧和镁富集区的填充因子与团块性。
• 通过将观测到的[O I]、[Ca II]和复合线光度与模型预测进行比较，评估不同能量机制的可行性。

提出的方法

• 获取并分析LSQ14an和SN 2015bn的电离态光学与近红外光谱，包括宿主星系减除。
• 利用光致电离平衡推导离子分数与电子密度，特别是通过Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323线比值。
• 应用电离平衡方程（N = α(T)Vne n(1−xn)）建模复合线光度，推断中性分数与体积。
• 利用逃逸光学厚度 τ = nxnσ(3/4π)¹ᐟ³V¹ᐟ³ 建模辐射转移效应，确定电离“逃逸”发生的时间。
• 建模[O I] 6300,6364、[O II] 7320,7330、[O III] 4363,4959,5007、Mg I] 4571和O I 1.13 μm线光度，以约束质量与填充因子。
• 将观测线强度与合成模型对比，推断抛射物质量、团块性（填充因子 f ≲ 0.01）与电子密度（ne ≳ 10⁸ cm⁻³）。

实验结果

研究问题

• RQ1 长持续时间SLSNe中氧富集区的质量是多少？这对前身核心质量有何启示？
• RQ2 观测到的Ca II NIR线比值如何约束抛射物中的电子密度？
• RQ3 O/Mg区的填充因子是多少？这揭示了抛射物的何种团块性特征？
• RQ4 标准核心塌缩或磁星驱动模型能否再现观测到的电离态谱线光度？
• RQ5 [O II]与[O III]谱线的存在对电离结构与前身质量有何启示？

主要发现

• 为产生观测到的[O I] 6300,6364线光度，所需氧区质量 M(O-zone) ≳ 10 M⊙，且与能量机制无关。
• Ca II NIR/[Ca II] 7291,7323线比值约为2，表明电子密度 ne ≳ 10⁸ cm⁻³，指示存在致密且紧凑的抛射物区域。
• 观测到的Mg I] 4571与O I 1.13 μm线光度要求O/Mg区的填充因子 f ≲ 0.01，表明抛射物具有显著的团块性。
• [O II] 7320,7330与[O III] 4363,4959,5007线在模型中自然再现，支持其在观测光谱中的识别。
• 高氧与镁质量结合高电子密度，指向前身星ZAMS质量 MZAMS ≳ 40 M⊙，与标准核心塌缩模型不一致。
• 成对不稳定性脉动碰撞无法产生足够质量以解释观测到的辐射，因此排除该机制作为抛射物主要来源。