SN 1998bw
望遠鏡座の超新星/ガンマ線バースト

SN 1998bw
ESO 184-G82銀河で発生した
イベントの種類超新星
タイプIc
日付1998年4月26日
星座望遠鏡
赤経19時間35分3.17秒[1]
赤緯−52° 50′ 46.1″ [1]
銀河座標344.99°, −27.72° [2]
赤方偏移0.0085 
ホストESO 184-G82
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SN 1998bwは、1998年4月26日にESO 184-G82渦巻銀河で検出された、まれなIc型[3] ガンマ線バースト 超新星であり、一部の天文学者は、この銀河が崩壊型（極超新星）の一例である可能性があると考えています。[4]この極超新星は、1998年4月25日に検出されたGRB 980425と関連付けられています。これは、ガンマ線バーストが超新星と関連付けられた初めてのケースです。[5]極超新星は約1億4000万光年離れており、ガンマ線バースト源としては非常に近いです。[6]

超新星爆発が発生した銀河の領域には、500万年から800万歳の星が存在し、塵は比較的少ない。近くの領域には、300万年未満の ウォルフ・ライエ星が複数存在するが、超新星爆発の起源となる星がその領域から逃走した星である可能性は低い。このことから、もしその起源となる星が寿命の終わりに単独の星として爆発したとすれば、その星は元々質量2500万から400万キロワットの星であったことが示唆される。 [7]

観察

Clocchiatti et al. (2011) [8]が発表したデータからプロットしたSN 1998bwの4つの測光バンドにおける光度曲線

1998年4月25日、ベッポサックス衛星によってガンマ線バーストが検出され、GRB 980425という識別番号が割り当てられた。このイベントは30秒間継続し[9]、バーストフラックスに関しては平均的であった[10] 。ESO新技術望遠鏡の画像を確認したところ、 GRB 980425のエラーボックス内に急速に増光する点源が検出された。この点は、正面を向いた渦巻銀河ESO 184-G82にあり、中心核からオフセットした渦巻腕に位置していた。この候補超新星イベントには水素のスペクトル線が見られなかったため、通常の核崩壊型II型超新星とは考えられなかった。また、ケイ素のスペクトル線が欠けていたため、典型的なIa型超新星ではないことが示された[11]。

SN 1998bwのスペクトルは、完全な明るさから数週間後、ヘリウムの明確な兆候を示さなかった。これは、この現象がIc型超新星に分類されることを示唆するものであったが、このタイプの他の超新星と比較していくつかの特異性を示した。カルシウム線から測定された膨張速度は、11,700 km/s、そしてシリコン線からは9,100 km/sに達する。 [12]記録された最大膨張速度は3 × 10 4  km/s。[13]超新星からのエネルギー放出は偏光を示し、非対称性を伴うコア崩壊シナリオを裏付けた。[14]

超新星の電波測定により、このバンドでは異常に明るいことが示された。データは、相対論的な速度で移動する衝撃波を示唆しているが、ほとんどの超新星放出物は非相対論的である。[15]これは、超新星からの相対論的な衝撃波の初めての証拠であった。[16]電波からX線バンドまでの超新星の光度曲線も、高度に相対論的な爆発波を示している。データは、SN 1998bwとGRB 980425の物理的な関連と一致しており、[17] [18]極超新星または崩壊星イベントのアイデアをサポートした。このシナリオでは、大質量星の崩壊によりブラックホールが形成される。 [17] [19]球対称モデルでは、このエネルギーレベルのイベントを再現できなかったが、相対論的なジェットからガンマ線バーストを発生させた高度に非対称な爆発を示している。[20]この場合、前駆恒星の質量の一部だけが放出され、残りは崩壊してブラックホールを形成した。[3]

超新星は爆発後約100日で星雲段階に移行した。[21]膨張速度は、同様の段階にある他の重力崩壊型超新星と比較して非常に高いままであった。[13]星雲段階中に観測された異常なスペクトルは、相対論的ジェットの方向近くから観測された強く非球面的な爆発のモデルと一致した。[22] [23]超新星からの電波放射は、相対論的衝撃波と、強い恒星風によって以前に噴出された塊状の星周物質との相互作用によって最もよく説明できる。[24] 2004年のチャンドラX線観測衛星による観測では、このシナリオを裏付けるX線放射が発見された。[25]また、このことは超新星とガンマ線バーストが同じイベントであるという考えを裏付けた。[26]

環境

ハッブル宇宙望遠鏡による観測により、この超新星爆発の主銀河はSBc型に分類される亜光度銀河であることが示唆されました。これは、ESO 184-G82が緩く巻かれた渦巻き腕を持つ棒渦巻き銀河であることを示しています。この銀河では活発な星形成が進行しており、超新星爆発はHII領域を含む活発な星形成領域で発生しました。この環境はII型超新星に非常に典型的です。超新星残光は放射性崩壊モデルから予想されるよりも約1等級明るく、周囲の恒星団からの寄与を示唆しています。[27]

主銀河は形態的に乱れているように見え、これは近傍銀河との相互作用を示唆している。これは、増幅された星形成過程を説明できる可能性がある。 [27] ESO 184-G82の視野内には6つの銀河が存在するが、いずれも赤方偏移が0.0087 ± 0.0006と一致する。したがって、この銀河は孤立した矮小銀河であると考えられ、星形成については別の説明が必要である。[28] 2020年のアタカマ大型ミリ波干渉計による研究では、この銀河には高密度の中性水素のリングがあり、その中にガスの塊が含まれていることが発見された。これらの塊の一つがSN 1998bwの主銀河であった。リングの存在は、過去に伴銀河との衝突があったことを示唆している。[29]

参考文献

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さらに読む

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