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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

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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Presentation Transcript

  1. 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

  2. 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

  3. 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？)。

  4. 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

  5. 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？

  6. 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

  7. 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。

  8. 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

  9. 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

  10. 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。

  11. 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)

  12. (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

  13. (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

  14. 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

  15. 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

  16. Fe and O lines BP=16 V=1.15 (E51>8) =0 deg BP=1 V=1.15 (E51>8) Fe O Fe O

  17. 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 ]

  18. 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

  19. Dependence on Orientation Smaller Diffusion time polar By a factor of 2 56Ni equator Larger Diffusion time

  20. SN 2003jd: Hypernova? Matheson et al. 2003, IAU Circ 8234

  21. Nebular Spectrum [OI] 6300+6363 MgI] 4570 2003jd (Sep 12, 2004) Taken by Subaru Kawabata et al. 2004, IAU Circ 8410 1998bw (+337 d)

  22. ちなみに… Shellからの放射 波長 ＝ Interpretation? [OI] 6300A Mazzali et l. 2005

  23. Aspherical Model for SN 2003jd 1998bw E51>2, Mej~5, MNi~0.2?,MCO ~2.5 (MMS~ 25) [ in M ]

  24. 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…

  25. Faint Supernovae Benetti et al. 2000 SN 1987A SN 1997D By a factor of ~40. 97D: M(56Ni) ~ 0.002M 87A: ~ 0.07M

  26. 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)

  27. 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

  28. 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

  29. 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?

  30. 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.

  31. 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

  32. 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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