Models for super-luminous supernovae Jason Dexter (with - - PowerPoint PPT Presentation

Models ¡for ¡super-­‑luminous ¡ supernovae ¡

Jason ¡Dexter ¡(with ¡Dan ¡Kasen) ¡ UC ¡Berkeley ¡

OpAcal ¡transients ¡then ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 2 ¡

10 100 Light Curve Duration (days) 1041 1042 1043 1044 1045 Peak Luminosity (ergs s-1)

core collapse supernovae

after

• M. Kasliwal, D. Kasen

OpAcal ¡transients ¡now ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 3 ¡

10 100 Light Curve Duration (days) 1041 1042 1043 1044 1045 Peak Luminosity (ergs s-1)

core collapse supernovae

after

• M. Kasliwal, D. Kasen

2002bj ptf10bhp 2008ha 2008es 2007bi 2005ap scp06f6 2006gy PS1-10jh PS1-11af

Supernova ¡light ¡curves ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 4 ¡

> 1044 ergs / s

Gal-Yam et al.

Powering ¡supernova ¡light ¡curves ¡

• Thermal ¡
• RadioacAve ¡(56Ni) ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 5 ¡

Branch & Tammann (1992) Kasen & Woosley (2009)

Lp = E0 tp R0 vtp

Lp = ✏nucMnuce−(tp/tnuc) tp

Efficiency

Circumstellar ¡InteracAon ¡

• InteracAon ¡of ¡ejecta ¡with ¡

material ¡at ¡large ¡radius ¡ resets ¡internal ¡energy ¡

• Large ¡if ¡Rsh ¡>> ¡R0 ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 6 ¡

Woosley+07

Lp = E0 tp Rsh vtp

Efficiency

Magnetar ¡Spindown ¡Power ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 7 ¡

Kasen & Bildsten (2010)

Lp ∼ Erot tp tm tp

' 5 ⇥ 1043 ✓ B 1014G ◆−2 ✓ tp 100d ◆−2 ergs s−1

Erot ⌘ 1 2InsΩ2 ' 1050 ✓ P 10ms ◆−2 ergs

tm ⌘ Erot Lmag ' 1 ✓ B 1014G ◆−2 ✓ P 10ms ◆2 yr

AccreAon ¡Energy ¡

¡

• Need: ¡disk, ¡MY, ¡
• uZlow ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 8 ¡

Alexander Tchekhovskoy

Lp = ✏ ˙ M (tp) c2

∼ ✏Mfbc2 tp

Fallback ¡in ¡a ¡supernova ¡explosion ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 9 ¡

Fallback ¡accreAon ¡rate ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 10 ¡

Wong+2013

AccreAon ¡powered ¡supernovae ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 11 ¡

10 100 Time to Peak (days) 1041 1042 1043 1044 1045 Peak Luminosity (ergs s-1)

R < 10 Rsun 10 Rsun < R < 30 Rsun 30 Rsun < R < 300 Rsun R > 300 Rsun E < 1051 ergs E > 1051 ergs

20 40 60 80 100 Days since explosion 1041 1042 1043 1044 Luminosity (ergs s-1) SN 2008es SN 1998bw SN 2008D SN 2010X

• AccreAon ¡disk ¡wind ¡collides ¡with ¡ejecta, ¡

deposits ¡energy ¡

Dexter ¡& ¡Kasen ¡(2013) ¡

Open ¡Issues ¡

• Fallback ¡rate ¡
• As ¡in ¡magnetar ¡model: ¡

– Energy ¡deposiAon ¡in ¡ ejecta ¡

• As ¡in ¡collapsar ¡GRBs: ¡

– Disk ¡formaAon ¡ – OuZlow ¡properAes ¡ – InteracAon ¡of ¡outgoing, ¡ infalling ¡material ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 12 ¡

1 10 100 Time (days) 1 10 Outflow Opening Angle (degrees)

Outflow escapes ejecta Outflow unbinds fallback Outflow trapped in fallback

Evidence ¡of ¡central ¡engines? ¡

• Magnetar ¡model ¡explains ¡many ¡Type ¡I ¡SL ¡SN ¡

light ¡curves, ¡high ¡velociAes, ¡but ¡not ¡unique ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 13 ¡

Inserra+2013 ¡ Chatzapoulos+2012 ¡

Signatures ¡of ¡central ¡engines ¡

• Central ¡engine ¡should ¡“shine ¡through” ¡
• Sources ¡of ¡thermalizaAon: ¡

– Free-­‑free ¡(IR), ¡lines ¡(opAcal), ¡photoabsorpAon ¡ (UV/soi ¡X-­‑ray), ¡Compton ¡scakering ¡(high ¡energy) ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 14 ¡

Kotera+2013

Hard ¡X-­‑rays, ¡gamma ¡rays ¡

• For ¡low ¡field ¡

strengths, ¡can ¡ be ¡significant ¡ high ¡energy ¡ emission ¡at ¡ late ¡Ames ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 15 ¡

Kotera+2013

Soi ¡X-­‑ray ¡flash? ¡

• Pulsar ¡could ¡completely ¡ionize ¡ejecta ¡near ¡

peak, ¡allowing ¡X-­‑rays ¡to ¡escape ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 16 ¡

Metzger+2014

OpAcal/UV ¡colors ¡

• Excess ¡UV ¡from ¡early ¡ionizaAon ¡of ¡He, ¡O ¡
• Sharp ¡drops ¡in ¡opAcal ¡from ¡loss ¡of ¡

thermalizaAon ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 17 ¡

Inserra+2013 ¡ Dexter ¡& ¡Kasen, ¡in ¡prep. ¡

100 200 300 400 time (days) 1 2 3 4 luminosity (1044 ergs / s)

Summary ¡

• New ¡classes ¡of ¡supernovae ¡

– (some) ¡superluminous ¡require ¡new ¡energy ¡source ¡

• Models: ¡circumstellar ¡interacAon, ¡neutron ¡

star ¡or ¡black ¡hole ¡central ¡engines ¡

• ObservaAonal ¡signatures ¡of ¡central ¡engine ¡

(esp. ¡magnetar) ¡

• Possible ¡informaAon ¡about ¡final ¡stage ¡of ¡

stellar ¡evoluAon ¡and/or ¡compact ¡object ¡ birth ¡

GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 18 ¡