Hypernovae and Black Hole Formation
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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。

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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

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Presentation Transcript


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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


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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


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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?)。


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対象天体

Maeda & Nomoto 2003

E

  • 重力崩壊型超新星

    • 特に親星の質量が大きい(>20M)  と考えられるもの。

      • Hypernovae

      • Faint Supernovae

1051ergs

M(56Ni)  Luminosity (optical)

Mms/M


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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?


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フラックス(規格化)

2.5

SN 1998bw

2

1.5

SN 1994I

1

0.5

0

4000 6000 8000 10000

l [A] (Rest)

Hypernovae and Gamma-Ray Butsts

幅の広い吸収線

大量の高速物質

“極超新星”

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

MMS ~ 40M

Iwamoto et al., 1998, Nature, 395, 672

*SN1998bw=ガンマ線バースト GRB980425


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Hypernova Candidates

GRB 980425

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。


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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


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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。

  • 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)。

Shibata & Sekiguchi, 2004


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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。


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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)


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(Probrem1) Light Curves

1998bw

  • 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)。

MBol

1997ef

2002ap

Day


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(Probrem2) Nebular Spectra

1998bw (216 day)

[OI] 6300A

FWHM

  • 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)

O

[FeII] 5200A

Fe

観測

球対称モデル

膨張運動

(r=vt)

観測者


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Models

BP=16 8 4 2 1

Similar to

Nagataki, 1997, ApJ, 486, 1026

Maeda et al., 2002, ApJ, 593, 931,

Maeda & Nomoto, 2003, ApJ, 598, 1163

56Ni (Fe)

Ca

O

V

E51

>8

>6

>4

E51= E/1051erg

~1 for a normal SN

>2

BP


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Method

Early Phase (τ>1)

  • -rays & optical photons traced by 2D Monte Carlo.

    • Optical photons: gray approximation.

      • Integrated in energy

        →Early phase spectra N/A.

    • Local balance in late pahses

      • Ionization = Recombination

      • -ray Heating = Cooling

        →Late phase spectra available.

Optical

56Ni

1D: Cappellaro, 1997, A&A, 328, 203

56Ni→Fe

Late Phase (τ<1)

Optical

1D: Ruiz-Lapuente & Lucy, 1992, ApJ, 400, 127

56Ni

Ionization =Recombination

Heating = Cooling

Maeda et al. 2005


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Fe and O lines

BP=16

V=1.15

(E51>8)

=0 deg

BP=1

V=1.15

(E51>8)

Fe

O

Fe

O


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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 ]


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Light Curve

球対称 large E (V=1.15, E51>8)

BP 8 (V=1.15, E51>8)

Large E (low )

球対称 small E (V=0.7, E51>2)

Small E (high )

56Ni


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Dependence on Orientation

Smaller Diffusion time

polar

By a factor of 2

56Ni

equator

Larger Diffusion time


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SN 2003jd: Hypernova?

Matheson et al. 2003, IAU Circ 8234


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Nebular Spectrum

[OI] 6300+6363

MgI] 4570

2003jd (Sep 12, 2004)

Taken by Subaru

Kawabata et al. 2004, IAU Circ 8410

1998bw (+337 d)


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ちなみに…

Shellからの放射

波長

Interpretation?

[OI] 6300A

Mazzali et l. 2005


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Aspherical Model for SN 2003jd

1998bw

E51>2, Mej~5, MNi~0.2?,MCO ~2.5 (MMS~ 25) [ in M ]


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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…


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Faint Supernovae

Benetti et al. 2000

SN 1987A

SN 1997D

By a factor of ~40.

97D: M(56Ni) ~ 0.002M

87A: ~ 0.07M


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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)


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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


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56Ni:中心部で合成

Final MBH

50M

  • 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

Fallback

Initial MNS or (MBH)

Final E


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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?


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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.


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BH/NS+MS連星と超新星爆発

観測

BH+MS

  • 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。

GRO J1655-40: Israelian et al. 1999

BH (~5M) + F IV/III (~2M)

Fe, Zn

SN

O, Mg

モデル:Podsiadlowski et al. 2000


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NS+MS

球対称、E=1051ergs

  • NS + “normal” supernovaで 説明可能。

Centaurus X-4: Gonzalez Hernandez et al. 2005

NS (0.5 - 2M) + K3-K7 (~0.5M)

非球対称

球対称


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