40
ハハハハハハハハハハハハハハ ハハハハハハハハハハハハハハ Hypernovae and Black Holes Hypernovae and Black Holes 野野野(Nomoto, Ken’ichi) 野野野(Maeda, Keiichi) 野野野野野野野野野野野野野野野野野野 University of Tokyo, School of S cience, Department of Astronomy

ハイパーノバとブラックホール Hypernovae and Black Holes 野本憲一 (Nomoto, Ken’ichi) 前田啓一 (Maeda, Keiichi) 東京大学大学院理学系研究科天文学専攻

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Page 1: ハイパーノバとブラックホール Hypernovae and Black Holes 野本憲一 (Nomoto, Ken’ichi) 前田啓一 (Maeda, Keiichi) 東京大学大学院理学系研究科天文学専攻

ハイパーノバとブラックホーハイパーノバとブラックホールル

Hypernovae and Black HolesHypernovae and Black Holes

野本憲一 (Nomoto, Ken’ichi)

前田啓一 (Maeda, Keiichi)

東京大学大学院理学系研究科天文学専攻University of Tokyo, School of Science, De

partment of Astronomy

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SN 1998bw

=

SN 1987A

E ~ 30×1051ergs E ~ 1×1051ergs

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SNe Ic SNe IInSN GRB SN GRB

1998bw 980425 1997cy 970514

1997ef 971115 1999E 980910

1999as 1988Z

2002ap 1999eb 991002

1997dq

1998ey

1992ar

Hypernova CandidatesEkinetic > (5-10)×1051ergs

SN 1998bw

GRB 980425

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• Observations: Spectra, Light Curves– Progenitors, Energetic, M(56Ni)

• The properties of Hypernova Explosions– Features unexpected by spherical models– Black Hole Formation

• Jet-Driven Explosion Model– Explains the above features?– Predictions

• Evolution of the central black hole. • Nucleosynthetic features (e.g., 56Ni)• Gravitational wave (?) - Optical Display - Abundances

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Possible Gravitational Wave from Hypernovae?

• MBH ~4M

• Low Viscosity Case M (R<300km)– 0.0033 M

• High Viscosity Case – 2.21 M– j~1017 cm2s-1

• Self-Gravity• Large EROT/|EGRAV|

Macfadyen et al. 1998

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Bar Mode Instability?

R ~100km at Bounce

M~1M

J Conserve

j~1016cm2s-1

R ~100kmMDISK~2M

J Conserve

j~1017cm2s-1

h~4×10-20 (1Mpc/D) (j/1017cm2s-1) (M/M) (f/1000Hz)

f~1000 (j/1017cm2s-1) (100km/R)2 e.g., Fryer et al.2002

SN at 10Mpc (1SN/year); f~100 Hz, h~4×10-

23

HN at 100Mpc (1HN/year); f~1000 Hz, h~8×10-22

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Ia

Ic

Ib

94I

97ef

98bw

HeCaO

SiII

Hyper  -novae

Spectra of Supernovae & Hypernovae

Hypernovae :   broad features     blended lines   “ Large mass at hi

gh velocities”

Ic: no H,

no strong He,

no strong Si

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Light Curves of Supernovae & Hypernovae

Light Curve Broadness

SN1998bw >> SN1994I

Ejected Mass

SN1998bw >> SN1994I

Progenitor’s Mass

SN1998bw >> SN1994I

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Parameters [Mej, E, M(56Ni)]

Si

C+O

He

H-rich

MC+O

FeCollapse

56Ni

56Co

56

Fe

Mms/M MC+O/M

~ 40 13.8

~ 35 11.0

~ 22 5.0

Light Curve Spectra

~ [dyn • diffusion]1/2

~ • RV R c

Mej1/2

½Mej¾E -¼

E Mej3

E Mej

CO Star Models for SNeIc   

56 Ni

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Spectral Fitting: SN1997ef

Model

Normal SN

Small Mej

Too Narrow Features

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Spectral Fitting: SN1997ef

Model

Hypernova

Large Mej

Broad Features

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Progenitors’ Mass – E – M(56Ni)

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Most Stars (>25M) explode as Hypernovae?

• The Contribution of Hypernovae is Large.– Hypernovae are Not so Rare Events.

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Distribution of HNe

Distance – Absolute Magnitude of SNe Ib/c

10 100 Mpc

• 1 HN per 1 year in R<100Mpc.

• 1 SN per 1 year in R<10Mpc.

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Hypernova Rate

• Large Fraction of Massive O (or He) Star with M>20M Explodes as Hypernovae. Depending on Binary Evolution?

Local SN Rate (SN/100yr/1010L) h=H0/100

Ia Ib/c II All

0.36±.11h2 0.14±.07h2 0.71±.34h2 1.21±.36h2Corrected1)

Observed2) 111 18 54 183

1)Cappellaro et al. 99, 2)Richardson et al. 01

HNIb/c

SNIb/c= 3(+1+2)/18

~ 0.15 – 0.3

N(20M-50M)

N(8M-20M)~ 0.3 (Salpeter IMF)

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Properties of Hypernova Explosions

(1) Deviation from spherical explosion models(2) Black hole formation

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1) Asphericity in Core-collapse SNe (in general)

HST Image of SN1987A

Wang et al. 2002

Optical Spectropolarimetry of

SNe 1993J, 1996cb, Wang et al. 1999

SN1987A: Asymmetrical, but not spherical, ejecta

Optical Polarization in core-collapse SNe > 0.5 %(in SNe Ia < 0.2 - 0.3%)

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1998bw

1997ef

2002ap

1998bw

1997ef

2002ap

High Density

Spherical Hydro Model

Low Density

(Vacuum)

2) Light Curves of Hypernovae

Maeda et al. 2003, ApJ, submitted

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ObserverExpansion

Fe

O

Spherical

FeII] 5200A

[OI] 6300A

Observation

FWHM

3) Late time spectra of SN1998bw

Line Width Inversion between Fe and O

Broader Fe lines than O lines in the observations.

Low velocity O-rich Matter: SNe1998bw, 1997ef

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56Fe

16O

Spherical

Aspherical

15 deg

FeII] 5200A

[OI] 6300A

Maeda et al. 2002

Observation

Interpretation as an Aspherical explosion

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• Enhancement of O,Mg,Si,S,Ti by a factor of 6-10.

Israelian et al. 1999

Abundances in Nova Sco

-0.5

0

0.5

1

1.5

N O Mg Si S Ti Fe

[X/H

]

SN matter

BH

[X/H]=log10(X/H)-log10(X/H)

4) BH Formation

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Hypernova model for the formation of the BH in Nova Sco

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

BH mass in the model

4.8M at the explosion

5.4M now (Post SN)

SN

BH

MMS=40M, MHe=16M, E51=30

MBH at the explosion ~ 5M

Black hole formation with a Hypernova explosion.Podsiadlowski et al. 2002

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The properties of hypernova explosions

• High velocity material (Fe)• Low velocity & high density material (O)

– Contrary to conventional spherical models.

• forms a black hole, but explodes with large E51 (= E/1051ergs > 10).– Black hole formation does not always leads to

a failed supernova.

Do jet-induced explosions satisfy these conditions?

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16MHe (MMS=40), 8M

He (MMS=25), (Nomoto&Hashimoto 1988)

MRem0 1.0 – 3.0M

Ejet = Mc2 , 0.01

Model: Jet-induced Explosion

Newtonian  Gravity

Radiation+ Pairs15o

Postprocessing

222 isotopes (Tielemann et al.)K. Maeda, in preparation

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Hydrodynamics

Collimated jets (Z) + Bow shock (All direction)

M Lateral expansion

Radial Velocity/cLog (Density[g cm-3])

R/1010cm

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Hydrodynamics (Center)

Accretion from the side

Continue to accrete, MBH

Radial VelocityDensity

R/1010cm

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0.7 s

1.5 s

E51=11, MBH(final)=5.9M, M(56Ni)=0.11MOutflow

Inflow

R/1010cm

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Density Distribution

Jet (z) (E51=11)

Jet (R)

Sph (E51=10)

Sph (E51=1)

High density core at the central region

High velocity material along z

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Growth of a central remnant

Time (sec)

MBH

20 400

4

8 Inefficient Jet

efficient Jet

MREM can be ~ 5 – 10M, starting from 1.5 – 3M.

Still a strong explosion follows (E51>10).

A hypernova with a stellar mass black hole (X-ray Novasco; Large Si,S with black hole formation).

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Final Remnants’ masses and Kinetic Energies

• A more massive star makes a more energetic explosion         (As seen in ‘Hypernova Branch’).

11

6.9

1.9

5.9

E51=E/1051ergs MBH(M)

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Peak Temperature & Density

• High T + Low Material are preferentially ejected.

R

Z

R

Z

Ejected

Accreted

T/109K

0

4

8

Log(Density[g cm-3])864

Spherical

Ejected Accreted

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High Velocity FeLow Velocity O

6

4

2

02 4 6

Vz (/109cm s-1)

0.5

0.1

0.01

E51(=E/1051ergs)=10, MREM=6M, M(56Ni)=0.1M

16O56Ni(56Fe)

Fe, O Distribution

Vr

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Relation in MREM and M(56Ni)

(M)

(M)

L Op

tica

l

Efficient

e.g., rotation

inefficient

40M

20M

GW: GW:

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Fe

MnO

Zn

Velocity Inversion of isotopes

V(Fe) > V(O), V(Zn) > V(Mn)

Spherical; Zn Fe Mn O

T , Inner (smaller V)

Ejection of heavier isotopes with higher V

Prediction

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Jet (Z) Jet (R)

Spherical Jet (all direction)

O Fe and heavier

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Spherical, 1052ergs, 0.1M Ni

Jet-Driven, 1052ergs, 0.1M Ni

O, MgMn

Co, Zn

Abundances in the whole ejecta

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Possible Contribution to the early Galactic Chemical Evolution

Jet model: [Zn/Fe] ,[Mn/Fe]

Agrees with the abundances in old stars.

Past

[X/Y] = log(X/Y) – log(X/Y)

More Massive Star

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-1

-0.

5

0

-1

-0.

5

0

[S/Si]

-0.6

-

0.4

-0

.2

0

-0.6

-

0.4

-0

.2

0

[Si/O]

40M25M

MBH/M

0 1 2 30 5 10

56Ni

S Si O

Accretion

Sph

Jet

Accretion

[S/Si],[Si/O]

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0 5 10 0 1 2 3

MBH/M-0.2

0

0

.2

0

.4

-0.2

0

0

.2

0

.4

-1.4

-

1.2

-1

-0

.8

-1.4

-

1.2

-1

-0

.8

40M25M

[Mg/O]

[C/O]

O,Mg C

Accretion

Sph

Jet

Accretion

[Mg/O] ,[C/O]

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Summary• The studies on hypernovae indicate;

– Velocity inversion of Fe and O – Dense core– Black hole formation

• Jet-induced explosions satisfy the above condition!– Blow up heavy isotopes (e.g., Fe, Zn) to the surface.– A black hole grows, with an energetic explosion.

• Possible site of gravitational wave emission?• Depending on angular momentum, HNe may be able to be detect

ed more easily than normal SNe.

– MBH efficiency of the jets (e.g., rotation?)

– MBH ( inefficient Jets) LOpt

– MBH Abundances (e.g., MBH [S/Si], [O/C] )