Transcript 超新星/極超新星の非球対称性

Hypernovae and Black Hole Formation
前田啓一
東京大学大学院総合文化研究科
広域システム科学系宇宙地球部会
公募研究 (14-15年度): A03
• 責任者：野本憲一 (東大・理)
– ブラックホール形成を示す極超新星(Hypernovae)
の起源と連星系の進化
• ブラックホール形成候補の光学的性質とその解釈。
– Hypernovae, Faint Supernovae
» 親星の性質(質量)、爆発の性質(エネルギー、非対称性)
• 上記天体の起源。
– 頻度、連星系の進化
• 元素合成の特徴。
– 銀河系、連星系の化学進化
目的
• 重力波研究の正統派はもちろん
– 観測：重力波検出
– 理論：重力波の理論計算
ですが、
• 相補的に
– 観測：光学観測
– 理論：(可視域)光度曲線、スペクトル計算
も重要(どのような天体が重力波放出源か？)。
対象天体
E
Maeda & Nomoto 2003
• 重力崩壊型超新星
1051ergs
– 特に親星の質量が
大きい(>20M)
M(56Ni) 
と考えられるもの。 Luminosity (optical)
• Hypernovae
• Faint Supernovae
Mms/M
Contents
• Hypernovae
– エネルギー。
– 非球対称の程度。
• Faint Supernovae
– エネルギー。
– 爆発後のファールバックによるブラックホール形成？
Hypernovae and Gamma-Ray Butsts
幅の広い吸収線
大量の高速物質
フラックス(規格化)
2.5
“極超新星”
SN 1998bw
2
1.5
SN 1994I
1
膨張の運動エネルギー：大
“極超新星”
球対称、初期観測(<50日)
E51 = E/1051erg = 30-50
0.5
0
4000
6000 8000 10000
l [A] (Rest)
MMS ~ 40M
Iwamoto et al., 1998, Nature, 395, 672
＊SN1998bw＝ガンマ線バースト GRB980425
Hypernova Candidates
2002年まで
SNe Ic
SN
GRB
2003年以降
SNe Ic
SN
GRB
1992ar
2003L
1997dq
1997ef
2003bg
2003dh
2003jd
2003lw
1998bw
1998ey
1999as
2002ap
971115?
980425
030329
GRB 980425
031203
Nomoto et al. 2003
＊赤字：可視/近赤外観測・モデル計算について投稿(/準備)したもの。
最近(2003年以降)の進展
• Gamma-Ray Bursts/Hypernovaeの確立。
– SN2003dh/GRB030329, SN2003lw/XRF031203
• Hypernova Explosionの非球対称性の更なる
証拠？
– SN 2003jd
Matheson et al. 2003,
Deng et al. 2005
極超新星の非球対称性
• 爆発の非球対称性は重力波放出と表裏一体。
– 角運動量分布、強度 ⇔ 非球対称の程度
⇔ 重力波の強度、波形。
Shibata & Sekiguchi, 2004
• 一方で、
– 非球対称の程度
⇔ 可視域での性質(光度曲線、スペクトル)。
超新星爆発の非球対称性
• 軸対称かつ非球対称な構造をもつもの。
– SN1987A, Cas A
– W49B (重力崩壊型?)
W49B
SN1987A
SN1987A
Cas A
他に、可視域偏光。
Nebular Spectra & Light Curves
• (球対称)極超新星モデルと問題点
(SN1998bw)
• ジェット状超新星/極超新星はどう見えるか？
– ２D Calculation
• 比較対象
– Hypernovae
• SN 1998bw
– 光度曲線、スペクトル。
• SN 2003jd
– 最近の観測 (IAU Circ. 8410; 9月 Subaru, 10月 Keck)
(Probrem1) Light Curves
MBol
1998bw
1997ef
2002ap
Day
• 初期観測を再現する球対称モデル:
後期光度曲線と矛盾 (Maeda et al., 2003, ApJ, 593, 931)。
(Probrem2) Nebular Spectra
1998bw (216 day)
[OI] 6300A
O
FWHM
Fe
膨張運動
（ｒ＝ｖｔ）
観測
[FeII]
5200A
球対称モデル
観測者
• 球対称モデル:[OI]6300A,[FeII]5200Aの観測と矛盾。
• (視線方向に沿って)低速度の酸素、高速度の鉄の存在
を示唆。
(Mazzali et al., 2001, ApJ, 559, 1047; Maeda et al., 2002, ApJ, 565, 405)
Models
BP=16
8
4
2
1
Similar to

Nagataki, 1997, ApJ, 486, 1026
Maeda et al., 2002, ApJ, 593, 931,
56Ni
(Fe)
Maeda & Nomoto, 2003, ApJ, 598,
1163
Ca
O
E51= E/1051erg
~1 for a normal SN
E51 V
>8
>6
>4
>2
BP
Method
• -rays & optical photons traced
by 2D Monte Carlo.
Early Phase (τ>1)
Optical

56Ni

– Optical photons: gray approximation.
• Integrated in energy
→Early phase spectra N/A.
1D: Cappellaro, 1997, A&A, 328, 203
56Ni→Fe
Late Phase (τ<1)
Optical
– Local balance in late pahses
• Ionization = Recombination
• -ray Heating = Cooling
→Late phase spectra available.
1D: Ruiz-Lapuente & Lucy, 1992, ApJ, 400, 127
56Ni

Ionization =Recombination
Heating = Cooling
Maeda et al. 2005
Fe and O lines
BP=16
BP=1
V=1.15
V=1.15
(E51>8)
(E51>8)
=0 deg
Fe
O
O
Fe
Aspherical Model for SN 1998bw
エネルギー
+215d
+337d
+390d
非対称
E51>8, Mej~8, MNi~0.4,MCO ~5 (MMS~ 30 – 35)
[ in M ]
Light Curve
球対称 large E (V=1.15, E51>8)
BP 8 (V=1.15, E51>8)
球対称 small E (V=0.7, E51>2)
56Ni
Large E （low ）
Small E （high ）
Dependence on Orientation
Smaller Diffusion time
polar
By a factor of 2
56Ni
equator
Larger Diffusion time
SN 2003jd: Hypernova?
Matheson et al. 2003, IAU Circ 8234
Nebular Spectrum
MgI] 4570
[OI] 6300+6363
2003jd
(Sep 12, 2004)
Taken by Subaru
Kawabata et al. 2004, IAU Circ 8410
1998bw (+337 d)
Interpretation?
ちなみに…
Shellからの放射
＝
[OI] 6300A
Mazzali et l. 2005
波長
Aspherical Model for SN 2003jd
1998bw
E51>2, Mej~5, MNi~0.2?,MCO ~2.5 (MMS~ 25)
[ in M ]
Implications: Hypernovae
• Rate: podsiadlowski et al. 2004
– 重力崩壊型 ~ 1.2×10-2 yr-1
– Hypernovae ~ (2 – 5)×10-5 yr-1
<< Mms >40M ~ 6 ×10-4 yr-1
• Very special condition (e.g., binarity) required.
• Dynamics:
– Significantly aspherical.
• Probably highly rotating BH/NS formation.
– Favorable site for GW emissions?
Potentially strong GW targets, but rare…
Faint Supernovae
Benetti et al. 2000
SN 1987A
SN 1997D
By a factor of ~40.
97D: M(56Ni) ~ 0.002M
87A:
~ 0.07M
Very narrow lines
V < 1000 km s-1.
EK=1-4×1050ergs.
V~1000km s-1
2002gd, 1999br
Faint
M(56Ni)~2×10-3M
(Turatto, Mazzali, Young, Nomoto 2002)
Fallback & BH Formation?
• 衝撃波が鉄コアを抜けた際に
– If. 衝撃波の運動エネルギー ～ 外層部の重力エネルギー
– Then. 物質の中心天体へのfall back
56Ni:中心部で合成
Final MBH
50M
Fallback
Initial MNS or (MBH)
Final E
• E↓⇔ MBH↑⇔ M(56Ni)↓⇔ Luminosity↓
– （定性的には）観測とconsistent。
– 元素合成：[(C,Mg,O)/Fe]↑
⇔ (一部の) Halo stars
– Umeda & Nomoto 2003
– Iwamoto, et al. 2005
Implications: Faint Supernovae
• Rate:
– “Faint” = 潜在的に観測にかかっていないものが多数い
る可能性。
– 元素合成 = 化学進化の観点からも観測されているよりも
多数の可能性。
• Dynamics:
– Fallback of ~10M in the period of ~100 -1000 s.
• Either BH → Fallback or NS → Fallback → BH
– Have not been considered in GW studies.
Possibly Interesting GW targets?
Summary
• Hypernovae = Energetic “Aspherical” Explosions.
– Nebular Spectra & Light Curve both explained.
– Large “asymmetry” = Potentially strong GW emitter?
– But much rarer than usual supernovae…
• Faint Supernovae = BH formation by fallback.
– Luminosity ↔ Energy relation.
– Long time evolution of the BH mass (~10M, ~100 - 1000s).
• Possibly transition from NS to BH by the fall back (0.01 – 0.1M/s).
– Probably many hidden events.
BH/NS+MS連星と超新星爆発
観測
BH+MS
GRO J1655-40: Israelian et al. 1999
BH (~5M) + F IV/III (~2M)
Fe, Zn
SN
O, Mg
Abundance in Nova Sco
1
E51=30
[X/H]
0.8
0.6
0.4
0.2
0
He C
O Ne Mg Si S Ca Ti Fe
モデル：Podsiadlowski et al. 2000
• 他の例
– V4641 Sgr (BH+B III;
Orosz et al. 2001)
– A0620-00 (BH+K V;
Gonzalez Hernandez
et al. 2004)
• BH + Hypernovaで
説明可能。
NS+MS
Centaurus X-4: Gonzalez Hernandez
et al. 2005
球対称、
E=1051ergs
NS (0.5 - 2M) + K3-K7 (~0.5M)
非球対称
球対称
• NS + “normal”
supernovaで
説明可能。