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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1 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

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 ですが、 相補的に も重要(どのような天体が重力波放出源か？)。 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 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。 E 1051ergs Hypernovae
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 Faint Supernovae エネルギー。 非球対称の程度。
爆発後のファールバックによるブラックホール形成？

6 Hypernovae and Gamma-Ray Butsts
幅の広い吸収線 SN 1998bw フラックス(規格化) 2.5 2 1.5 1 0.5 l [A] (Rest) SN 1994I 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 2002年まで SNe Ic SN GRB 2003年以降 SNe Ic SN GRB
1992ar 1997dq 1997ef 971115? 1998bw 980425 1998ey 1999as 2002ap 2003年以降 SNe Ic SN GRB 2003L 2003bg 2003dh 030329 2003jd 2003lw 031203 GRB 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 爆発の非球対称性は重力波放出と表裏一体。
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
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 MBol 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)。

13 (Probrem2) Nebular Spectra
1998bw (216 day) [OI] 6300A FWHM O [FeII] 5200A Fe 観測 膨張運動 （ｒ＝ｖｔ） 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)

14 Models BP=16 8 4 2 1  56Ni (Fe) Ca O V E51 >8 >6 >4
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 BP=1 V=1.15 V=1.15 (E51>8) (E51>8) =0 deg

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

22 Interpretation? ちなみに… Shellからの放射 波長 ＝ [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 SN 1987A SN 1997D By a factor of ~40.
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 E↓⇔ MBH↑⇔ M(56Ni)↓⇔ Luminosity↓
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

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 ~ 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, ~ s). Possibly transition from NS to BH by the fall back (0.01 – 0.1M/s). Probably many hidden events.

31 モデル：Podsiadlowski et al. 2000
BH/NS+MS連星と超新星爆発 観測 BH+MS GRO J : Israelian et al. 1999 BH (~5M) + F IV/III (~2M) Fe, Zn SN O, Mg 他の例 V4641 Sgr (BH+B III; Orosz et al. 2001) A (BH+K V; Gonzalez Hernandez et al. 2004) BH + Hypernovaで　　説明可能。 モデル：Podsiadlowski et al. 2000

32 NS+MS NS + “normal” supernovaで 説明可能。 球対称、E=1051ergs
Centaurus X-4: Gonzalez Hernandez et al. 2005 NS ( M) + K3-K7 (~0.5M) NS + “normal” supernovaで 説明可能。 非球対称 球対称