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

• 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 (Hypernova

e) 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

公募研究 (14-15 年度 ): A03

• 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？ ) 。

目的

• 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

対象天体

1051ergs

M(56Ni) Luminosity (optical)

E

Mms/M

Maeda & Nomoto 2003

• 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？

Contents

幅の広い吸収線

SN 1998bw

4000 6000 8000 10000

フラックス ( 規格化 )

2.5

2

1.5

1

0.5

0

[A] (Rest)

SN 1994I

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

大量の高速物質　“ ”極超新星

“ ”極超新星膨張の運動エネルギー：大　

球対称、初期観測 (<50 日 )

　　 E51 = E/1051erg = 30-50

　　 MMS ~ 40M

Hypernovae and Gamma-Ray Butsts

＊ SN1998bw ＝ガンマ線バースト GRB980425

GRB 980425

Hypernova Candidates

2002 年までSNe Ic

SN GRB1992ar

1997dq

1997ef 971115?

1998bw 980425

1998ey

1999as

2002ap

2003 年以降SNe Ic

SN GRB2003L

2003bg

2003dh 030329

2003jd

2003lw 031203

＊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。

Nomoto et al. 2003

• 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

最近 (2003 年以降 ) の進展

Matheson et al. 2003, Deng et al. 2005

• 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 ) 。

極超新星の非球対称性

Shibata & Sekiguchi, 2004

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 ?)

SN1987A

Cas A

SN1987A

W49B

他に、可視域偏光。

• ( 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？– ２ D 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)

Nebular Spectra & Light Curves

• 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) 。

1998bw

1997ef

2002ap

MBol

Day

(Probrem1) Light Curves

• 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)

膨張運動（ｒ＝ｖｔ）

Fe

O

球対称モデル

[FeII] 5200A

[OI] 6300A

観測

FWHM

観測者

1998bw (216 day)

(Probrem2) Nebular Spectra

Models

56Ni (Fe)

Ca

O

BP=16 8 4 2 1

BP

V

>8>6>4>2

E51

E51= E/1051erg

~1 for a normal SN

Similar to

Nagataki, 1997, ApJ, 486, 1026

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

Maeda & Nomoto, 2003, ApJ, 598, 1163

-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.

Method

Early Phase (τ>1)

56Ni→Fe

56Ni

Optical

Late Phase (τ<1)

56Ni

Optical

Ionization =RecombinationHeating = Cooling

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

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

Maeda et al. 2005

Fe and O lines

BP=16

V=1.15

(E51>8)

=0 deg

BP=1

V=1.15

(E51>8)

Fe

O Fe

O

Aspherical Model for SN 1998bw

E51>8, Mej~8, MNi~0.4,MCO ~5 (MMS~ 30 – 35) [ in M ]

+215d

+337d

+390d

エネルギー

非対称

Light Curve

球対称 small E (V=0.7, E51>2)

球対称 large E (V=1.15, E51>8)

BP 8 (V=1.15, E51>8)

56Ni

Large E （ low ）

Small E （ high ）

Dependence on Orientation

56Ni

polar

equator

Smaller Diffusion time

Larger Diffusion time

By a factor of 2

Matheson et al. 2003, IAU Circ 8234

SN 2003jd: Hypernova?

2003jd (Sep 12, 2004)

1998bw (+337 d)

MgI] 4570 [OI] 6300+6363

Nebular Spectrum

Kawabata et al. 2004, IAU Circ 8410

Taken by Subaru

[OI] 6300A

Interpretation?

ちなみに…

Shell からの放射 波長＝

Mazzali et l. 2005

Aspherical Model for SN 2003jd

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

1998bw

• 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…

Implications: Hypernovae

Benetti et al. 2000

Faint Supernovae

SN 1997D

SN 1987A

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)

• 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

Fallback & BH Formation?

• 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

56Ni: 中心部で合成

50M

Initial MNS or (MBH)

Fallback

Final MBH

Final E

• 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?

Implications: Faint Supernovae

• 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.

Summary

• 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。

Abundance in Nova Sco

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

He C O Ne Mg Si S Ca Ti Fe

[X/H

]

E51=30

GRO J1655-40: Israelian et al. 1999

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

Fe, Zn

O, Mg

モデル： Podsiadlowski et al. 2000

BH/NS+MS 連星と超新星爆発

BH+MS 観測

NS+MS

Centaurus X-4: Gonzalez Hernandez et al. 2005

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

球対称

非球対称• NS + “normal”

supernova で 説明可能。

球対称、 E=1051ergs