Sub-luminous type Ia supernovae from the mergers of equal-mass white dwarfs with M~0.9 M_sun R. Pakmor, M. Kromer, F. K. Roepke, S. A. Sim, A. J. Ruiter, W. Hillebrandt (MPA Garching), 2010, Nature, 463, 61 発表 : 山中 (雑誌会/100510) Sub-class of Type Ia Supernovae Light curve Spectra Taubenberger et al. 2008 Branch et al. 2009 暗い(～-17mag)、本質的に赤い(B-V~-1)、早い減光を示す。(⊿m15(B)>1.5) Prototype : SN 1991bg SiII 6355 膨張速度が遅い (~<8000km/s at a week after max) FeIIよりむしろTiIIが豊富 OIもnormalに比べ深い。 “Sub-luminous” Type Ia SN Altavilla et al. 2004 van den Bergh et al. 2005 Benetti et al. 2005 光度幅関係から外れているように見える。すべて膨張速度が遅い。 Old stellar population ( age > 1 Gyr ) ⇒ Normal SN Iaとは異なるprogenitor? Abstract 多くのmodel : sub-luminous class (91bg-like) 以外の Type Ia SＮeの観測的特徴は説明する。 Merger : これまでのシミュレーションでは失敗本論文： mergerでsub-luminous classの再現に成功 (ただし、単一共通外層期とWD mass~0.9M が必要) LC幅が広すぎるが、スペクトル、color、低速膨張は説明可 Mass比が１よりわずかに小さい範囲でsub-luminous event の再現ができる。 Observational Characteristics Normal SN Ia : 0.4 ~0.9M のNiを合成する。現在の爆発モデルはこれを再現できる。一方でSub-luminous eventはNi mass ~ 0.1M Normal : layered structure Si,S Sub-luminous : Fe, Siが中心まで延びている。 Fe,Ni,S,Si Fe,Ni 流体力学のみで強いmixingを説明する爆発モデルは困難 Conditions Siの不完全燃焼：iron, silicon のmixtureを作る。 ⇒より狭い温度領域における低密度COで起こる。膨張大気における浅いdensity profileを得る。 ⇒ ( 遅い膨張速度の再現に必要 ?) さらに、物質の爆発前膨張を防ぐために、 burning frontの超音速伝搬が必要 (外層に鉄を分布させるためにdetonationが必要?) 初期パラメータ設定先行研究：二つのWDの質量十分に大きな差 ⇒ほぼ同じような質量のWDs 中心密度 1.4x107 g/cm3, M~0.89M, T~5x105K Orbital period ~ 28sec 潮汐力がWDを変形させる状態 “完全な対称性”は自然界では予期されないので、故意にわずかな非対称性を導入 > 少し小さいmass Smoothed particle hydrodynamics code (SPH) (Springel 2005)を使ってシミュレーション First step 砕けたWDが残ったWDと激しく合体、物質は圧迫、加熱 (a⇒b) Second step 最も温度の高い領域でdetonationをトリガーする。⇒ 自由膨張で束縛領域を飛び出す。エネルギーを放出(c) 得られた運動E ~ 1.3 x10 51 erg Normal SN Iaとcomparble ⇒ このモデルではWDが1.3倍なのでより遅い速度となる。(consitent) Third step 384の同位体での核反応ネットワークで、爆発により詳細な元素合成を再現低密度であるため、Siの不完全燃焼 0.1 M Ni, 1.1M IME(Si,S,Ca,Mg…), 0.5M O, 0.1 M unburnt C Forth step モンテカルロ輻射輸送コード(Kromer & Sim 2009)でスペクトル、光度曲線を再現 Fine-tuningなしに、絶対光度~-17 mag, Colorの再現に成功。 J,H,Kにおいては第2極大の再現に成功 ⇒ 91bg-likeの特徴ただし、光度曲線の幅が少し広い。 (⊿m(15) 1.4~1.7) Ejecta中の電離状態の近似が光度曲線に影響を与える。スペクトル遅い膨張速度豊富なCO、 Iron group (TiII) 非常によく再現されている。 Parameterの許容範囲 WDs mass > 0.9M : より多くのNi massを作る。 << 0.9M : SN Iaが起きない。 Mass ratio : 1に近いほうがよい。主星(最初に潰れる星)：0.87, 0.85, 0.83Mでは再現可 Population synthesis 最近のPopulation Synthesis Study (Ruiter et al. 2009)と StarTrack code(Belczynski et ak. 2002, 2009)の計算結果を比較 total SNe Ia の2－11%がこのmodelのSNe Ia として再現される。観測 91bg-like event : 16% (Li et al. 2001) Signle V.S. Double (Merger)