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 ¡ 10 45 Peak Luminosity (ergs s -1 ) 10 44 10 43 core collapse supernovae 10 42 10 41 10 100 after Light Curve Duration (days) M. Kasliwal, D. Kasen GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 2 ¡

OpAcal ¡transients ¡now ¡ scp06f6 10 45 2005ap PS1-10jh 2008es 2006gy Peak Luminosity (ergs s -1 ) 10 44 2007bi PS1-11af 10 43 core collapse 2002bj supernovae ptf10bhp 10 42 2008ha 10 41 10 100 after Light Curve Duration (days) M. Kasliwal, D. Kasen GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 3 ¡

Supernova ¡light ¡curves ¡ > 10 44 ergs / s Gal-Yam et al. GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 4 ¡

Powering ¡supernova ¡light ¡curves ¡ • Thermal ¡ Kasen & Woosley Efficiency (2009) L p = E 0 R 0 t p vt p • RadioacAve ¡( 56 Ni) ¡ Branch & Tammann (1992) L p = ✏ nuc M nuc e − ( t p / t nuc ) t p GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 5 ¡

Circumstellar ¡InteracAon ¡ • InteracAon ¡of ¡ejecta ¡with ¡ material ¡at ¡large ¡radius ¡ resets ¡internal ¡energy ¡ Efficiency L p = E 0 R sh Woosley+07 t p vt p • Large ¡if ¡R sh ¡>> ¡R 0 ¡ GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 6 ¡

Magnetar ¡Spindown ¡Power ¡ ◆ − 2 ✓ E rot ⌘ 1 P 2I ns Ω 2 ' 10 50 ergs 10 ms ◆ − 2 ✓ ◆ 2 ✓ t m ⌘ E rot B P yr ' 1 10 14 G L mag 10 ms L p ∼ E rot t m Kasen & t p t p Bildsten (2010) ◆ − 2 ✓ t p ◆ − 2 ✓ B ' 5 ⇥ 10 43 ergs s − 1 10 14 G 100 d GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 7 ¡

AccreAon ¡Energy ¡ ¡ L p = ✏ ˙ M ( t p ) c 2 ∼ ✏ M fb c 2 t p • Need: ¡disk, ¡M Y , ¡ ouZlow ¡ Alexander Tchekhovskoy GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 8 ¡

Fallback ¡in ¡a ¡supernova ¡explosion ¡ GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 9 ¡

Fallback ¡accreAon ¡rate ¡ Wong+2013 GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 10 ¡

AccreAon ¡powered ¡supernovae ¡ • AccreAon ¡disk ¡wind ¡collides ¡with ¡ejecta, ¡ deposits ¡energy ¡ Dexter ¡& ¡Kasen ¡(2013) ¡ SN 2008es SN 1998bw SN 2008D 10 45 SN 2010X 10 44 Luminosity (ergs s -1 ) Peak Luminosity (ergs s -1 ) 10 44 10 43 10 43 10 42 10 42 R < 10 R sun 10 R sun < R < 30 R sun 30 R sun < R < 300 R sun R > 300 R sun E < 10 51 ergs 10 41 10 41 E > 10 51 ergs 0 20 40 60 80 100 10 100 Days since explosion Time to Peak (days) GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 11 ¡

Open ¡Issues ¡ • Fallback ¡rate ¡ Outflow Opening Angle (degrees) • As ¡in ¡magnetar ¡model: ¡ Outflow trapped in fallback – Energy ¡deposiAon ¡in ¡ ejecta ¡ Outflow unbinds fallback 10 • As ¡in ¡collapsar ¡GRBs: ¡ Outflow escapes ejecta – Disk ¡formaAon ¡ – OuZlow ¡properAes ¡ – InteracAon ¡of ¡outgoing, ¡ 1 1 10 100 infalling ¡material ¡ Time (days) GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 12 ¡

Evidence ¡of ¡central ¡engines? ¡ • Magnetar ¡model ¡explains ¡many ¡Type ¡I ¡SL ¡SN ¡ light ¡curves, ¡high ¡velociAes, ¡but ¡not ¡unique ¡ Inserra+2013 ¡ Chatzapoulos+2012 ¡ GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 13 ¡

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) ¡ Kotera+2013 GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 14 ¡

Hard ¡X-­‑rays, ¡gamma ¡rays ¡ • For ¡low ¡field ¡ strengths, ¡can ¡ be ¡significant ¡ high ¡energy ¡ emission ¡at ¡ late ¡Ames ¡ Kotera+2013 GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 15 ¡

Soi ¡X-­‑ray ¡flash? ¡ • Pulsar ¡could ¡completely ¡ionize ¡ejecta ¡near ¡ peak, ¡allowing ¡X-­‑rays ¡to ¡escape ¡ Metzger+2014 GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 16 ¡

OpAcal/UV ¡colors ¡ • Excess ¡UV ¡from ¡early ¡ionizaAon ¡of ¡He, ¡O ¡ • Sharp ¡drops ¡in ¡opAcal ¡from ¡loss ¡of ¡ thermalizaAon ¡ Dexter ¡& ¡Kasen, ¡in ¡prep. ¡ Inserra+2013 ¡ 4 luminosity (10 44 ergs / s) 3 2 1 0 0 100 200 300 400 time (days) GGI ¡Neutron ¡Stars ¡ 17 ¡

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 ¡