[论文解读] The Nickel Mass Distribution of Stripped-Envelope Supernovae: Implications for Additional Power Sources

Niloufar Afsariardchi, M. R. Drout+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 14, 2020

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 166被引用 53

一句话总结

本研究通过建模光变曲线尾部，重新评估了27例贫氢包层超新星（SESNe）中的⁵⁶Ni质量，表明Arnett规则使MNi高估约2倍。利用改进的解析模型（Khatami & Kasen 2019），作者从观测上标定β参数，发现SESNe中约7–50%的峰值光度可能源于额外能量源，如激波冷却或磁星自转降能，从而解决了与模拟结果长期存在的矛盾，并证实SESNe的MNi显著高于II型超新星。

ABSTRACT

We perform a systematic study of the $^{56}$Ni mass ($M_{ m Ni}$) of 27 stripped envelope supernovae (SESNe) by modeling their light-curve tails, highlighting that use of ``Arnett's rule'' overestimates $M_{ m Ni}$ for SESN by a factor of $\sim$2. Recently, \citet{Khatami2019} presented a new model relating the peak time ($t_{ m p}$) and luminosity ($L_{ m p}$) of a radioactive-powered SN to its $M_{ m Ni}$ that addresses several limitations of Arnett-like models, but depends on a dimensionless parameter, $\beta$. Using observed $t_{ m p}$, $L_{ m p}$, and tail-measured $M_{ m Ni}$ values for 27 SESN, we observationally calibrate $\beta$ for the first time. Despite scatter, we demonstrate that the model of \citet{Khatami2019} with empirically-calibrated $\beta$ values provides significantly improved measurements of $M_{ m Ni}$ when only photospheric data is available. However, these observationally-constrained $\beta$ values are systematically lower than those inferred from numerical simulations, primarily because the observed sample has significantly higher (0.2-0.4 dex) $L_{ m p}$ for a given $M_{ m Ni}$. While effects due to composition, mixing, and asymmetry can increase $L_{ m p}$ current models cannot explain the systematically low $\beta$ values. However, the discrepancy can be alleviated if $\sim$7--50\% of $L_{ m p}$ for the observed sample originates from sources other than $^{56}$Ni. Either shock cooling or magnetar spin-down could provide the requisite luminosity. Finally, we find that even with our improved measurements, the $M_{ m Ni}$ values of SESN are still a factor of $\sim$3 larger than those of hydrogen-rich Type II SN, indicating that these supernovae are inherently different in terms of their progenitor initial mass distributions or explosion mechanisms.

研究动机与目标

• 通过改进的光变曲线建模方法重新评估贫氢包层超新星（SESNe）中的⁵⁶Ni质量，以解决Arnett规则导致的系统性高估问题。
• 从观测上标定Khatami & Kasen（2019）解析模型中的β参数，该参数用于描述能量沉积相对于观测光度的延迟效应。
• 探究观测到的β值与数值模拟推断值之间差异的成因，特别是考虑到观测样本在给定⁵⁶Ni质量下具有更高的峰值光度。
• 评估额外能量源（如激波冷却或磁星自转降能）是否能够解释SESNe中观测到的系统性较低β值和更高光度。
• 确定在使用改进的尾部测量方法后，SESNe与富含氢的II型超新星之间⁵⁶Ni质量的差异是否依然显著，并探讨其对前身星质量函数和爆炸机制的启示。

提出的方法

• 采用一维辐射转移方法，结合时间依赖的能量沉积，对27例SESNe的放射性衰变尾部进行建模，以精确推导⁵⁶Ni质量（MNi）。
• 应用Khatami & Kasen（2019）的解析模型，该模型通过无量纲参数β将峰值光度（Lp）、峰值时间（tp）与MNi关联，以描述能量沉积的延迟效应。
• 利用观测得到的tp、Lp及由尾部推导出的MNi值，从观测上标定每颗超新星的β值，获得一组经验约束的β值样本。
• 将观测到的β值与数值模拟（如Dessart et al. 2016；Ertl et al. 2019）预测的β值进行比较，以量化差异程度。
• 利用理论模型和敏感性测试，评估成分、混合与非对称性对β和峰值光度的影响。
• 通过计算所需光度和 timescale，评估激波冷却与磁星自转降能等额外能量源的可行性，以解释观测到的光度过剩。

实验结果

研究问题

• RQ1 Arnett规则是否系统性高估了贫氢包层超新星中的⁵⁶Ni质量，高估程度如何？
• RQ2 当仅有光球层数据时，使用从观测标定的β值的Khatami & Kasen（2019）模型是否能比Arnett规则提供更准确的⁵⁶Ni质量估计？
• RQ3 尽管物理解释输入相似，为何从观测中得到的β值系统性低于数值模拟结果？
• RQ4 激波冷却或磁星自转降能等额外能量源在多大程度上能解释SESNe中观测到的光度过剩和低β值？
• RQ5 在使用改进的基于尾部的测量方法后，SESNe中观测到的⁵⁶Ni质量分布是否仍显著高于富含氢的II型超新星？

主要发现

• 基于光变曲线尾部推导出的⁵⁶Ni质量范围为0.03 M⊙至0.57 M⊙，中位数为0.08 M⊙，其中Ic-BL型SESNe的中位MNi更高，达0.15 M⊙。
• 与基于尾部的测量相比，Arnett规则使⁵⁶Ni质量高估约2倍，该差异大于先前数值模拟中报告的值。
• 从观测标定的β值范围为0.0至1.71，中位数为0.70，标准差为0.34，表明样本中存在显著的离散性。
• 当仅有光球层数据时，使用中位数标定β值的Khatami & Kasen（2019）模型相比Arnett规则，能显著提高⁵⁶Ni质量估计的准确性。
• 观测样本的峰值光度比相同⁵⁶Ni质量下模拟模型的光度高0.3–0.4 dex，这解释了观测中β值系统性较低的原因。
• 若额外能量源贡献了峰值光度的7%至50%，即2.5×10⁴¹至5.5×10⁴² erg s⁻¹，则可解决观测与模拟β值之间的差异，其中激波冷却与磁星自转降能均为可行的候选机制。