[论文解读] 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 6

一句话总结

本研究构建了双星系统中碰撞星风壳层的半解析模型，以预测其在核心坍缩超新星光 light curves 中前一年的观测特征。研究发现，仅当双红超巨星双星系统的质量比 𝑞≳0.9、星风速率 𝑀≳10⁻⁴ M⊙ yr⁻¹、间距为 50–1500 au 时，其激波亮度才可能超过典型 IIP 型超新星的亮度；由于对双星参数和星风特性的严格要求，预计仅有不到 1% 的大质量恒星会表现出可探测的特征。

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.

研究动机与目标

• 本论文旨在模拟双星系统中作为核心坍缩超新星周介质（CSM）的碰撞星风（CW）壳层的结构及其可观测性。
• 本研究针对 SN 光 light curve 模拟中缺乏真实、物理解释的 CSM 模型，特别是针对非球对称、不稳定的壳层，提出解决方案。
• 目标是利用三维自适应网格细化（AMR）流体动力学模拟，校准 CW 壳层密度与厚度的半解析模型。
• 本研究旨在量化爆炸后第一年内激波亮度与复合闪光信号，评估不同视线方向下的可探测性。
• 本研究估算在考虑双星频率与星风特性的情况下，可能产生可观测 CW 壳层特征的核心坍缩超新星的比例。

提出的方法

• 作者将 Cantó 等人（1996）的半解析模型扩展至包含轨道运动，并推导出 CW 壳层厚度与密度的解析表达式。
• 利用不同星风动量比与辐射冷却效率下的三维 AMR 流体动力学模拟，对这些表达式进行校准。
• 采用改进的薄壳动力学模型计算角度相关的激波相互作用，整合了真实的辐射冷却函数。
• 利用真实的冷却函数计算激波亮度，同时根据电离与复合 timescales 估算复合亮度。
• 模型考虑了光传播时间延迟与壳层几何结构的影响，特别是对闪光电离信号的影响。
• 作者通过结合模型与双星群体统计及质量损失方案，估算具有 CW 特征的 SN 的可观测比例。

实验结果

研究问题

• RQ1 在何种物理条件下，双星系统中的碰撞星风壳层会表现出超过典型 IIP 型超新星光度的激波亮度？
• RQ2 双星间距、质量比与星风质量损失率如何影响首年光 light curves 中 CW 壳层特征的可探测性？
• RQ3 与标准恒定速度星风模型相比，CW 壳层的闪光电离与复合亮度信号的强度与出现时间如何？
• RQ4 恒星附近星风加速如何影响复合信号及其可探测性？
• RQ5 预计在前 300 天内，有多少比例的核心坍缩超新星会表现出可观测的 CW 壳层特征？

主要发现

• 仅当双红超巨星双星系统的质量比 𝑞≳0.9、星风质量损失率 𝑀≳10⁻⁴ M⊙ yr⁻¹、间距为 50–1500 au 时，SN–CW 壳层相互作用的激波亮度才可能超过典型 IIP 型超新星的亮度。
• CW 壳层的复合亮度最多比标准恒定速度星风高出一个数量级，但星风加速导致恒星附近密度更高，从而产生显著更强的信号。
• 最强的闪光电离与激波亮度信号出现在双 RSG 双星中，而伴星的高速星风会减少壳层质量并降低可探测性。
• 光传播时间延迟使复合信号延迟，其中双星间距对信号持续时间与时间延迟的影响最为显著。
• 预计在前 300 天内，仅有 ≪1% 的核心坍缩超新星会表现出可探测的 CW 壳层特征，且由于质量损失率的依赖关系，更现实的估计值至少小一个数量级。
• 恒星附近的星风加速产生的复合信号强于 CW 壳层本身，且时间延迟极小，这使得像 SN 2013fs 这类事件的解释更加复杂。