Probing the evolution of massive stars and the origin of cosmic dust with Type II supernovae = II형 초신성을 이용한 무거운 별의 진화와 우주 먼지의 기원 탐구

국문 초록 (Abstract)

핵붕괴초신성(CCSN)은 고질량 항성($M_{\rm ZAMS}>8$\msun)들이 진화의 최종 단계에서 철 중심핵의 붕괴를 겪으며 폭발하는 현상이다. 초신성은 폭발 후 주변에 막대한 양의 운동량과 에너지를 전달하여 별 생성률을 조절하고, 항성 내 핵융합을 통해 만들어진 중원소를 성간 공간으로 퍼뜨리며, 여러 종류의 분자와 먼지 입자의 기원이 되는 등 우주의 동역학적 진화와 화학적 진화에 큰 영향을 준다. 그중에서도 핵붕괴초신성에 의한 먼지 형성 과정에 관한 연구는 우주 초기에 존재한 성간 먼지의 양태를 이해하는 데 있어 필수적이다. 이는 우주 초기 은하에 존재하는 성간 먼지의 양이 현재 우주의 주도적 먼지 생성원인 점근거성가지(asymptotic giant branch; AGB) 항성에서 만들어질 수 있는 양보다 많고, 따라서 초기 우주에서는 핵붕괴초신성이 성간 먼지 형성에 상당한 기여를 했을 것으로 생각되기 때문이다. 우리는 초신성을 분광 관측하여 그 분출물(ejecta)에서 형성된 일산화탄소(carbon monoxide; CO)와 같은 주요 분자의 방출선 및 성간 먼지에 의한 연속방출선을 확인하고, 그 성질을 분석하여 먼지 형성 모델과 비교하는 등의 과정을 통해 초신성에서의 성간 먼지 형성을 더 잘 이해할 수 있다.

핵붕괴초신성은 폭발 이후의 영향이 막대할뿐 아니라 폭발 이전의 고질량 항성 진화를 이해하는 데도 매우 유용하다. 핵붕괴초신성의 광도곡선(light curve; LC)과 스펙트럼은 그 모체성(progenitor)이 질량, 반경, 화학 조성, 밀도 구조 등 어떤 물리적 특성을 갖고 폭발하느냐에 따라 그 모습이 각양각색이기 때문이다. 폭발 직전 모체성의 조건은 그 진화 과정에 따라 크게 달라진다. 동반성이 없는 항성은 진화 과정에서 주로 항성풍(stellar wind)을 통해 물질을 방출하고 그 정도는 모체성의 질량과 금속 함량(metallicity)에 따라 달라지지만, 쌍성계에 속한 항성의 경우 동반성과의 질량비나 공전 주기 등에 따라서도 다양한 형태의 질량 손실(mass-loss)을 겪을 수 있다. 예를 들어, 스펙트럼에서 강한 수소선을 보이는 IIP/IIL형 초신성의 경우 진화 과정에서 큰 질량 손실을 겪지 않아 큰 질량의 수소 외피(H-rich envelope)를 갖고 폭발하지만, 스펙트럼에서 약한 수소선을 보이거나 아예 수소선을 보이지 않는 IIb/Ib/Ic형 초신성의 경우 진화 과정에서 큰 질량 손실을 겪은 것으로 추정된다. 여기에 더해 초신성 폭발 직전 모종의 사유로 짧게는 수십 일, 길게는 수십 년간 모종의 사유로 막대한 양의 물질을 방출하며 두터운 별주위물질(circumstellar medium; CSM)에 둘러싸인 채로 폭발하는 사례도 관측할 수 있다. 이 초신성 폭발 직전의 물질 방출에 관한 연구를 통해 우리는 고질량 항성의 말기 단계 진화 과정에서 벌어지는 현상에 관해 더 잘 이해할 수 있다.

본 학위논문은 핵붕괴초신성 중 스펙트럼에서 수소선이 나타나는 II형 초신성을 주제로 하여, 수치 계산으로 만든 광도곡선 모델과 II형 초신성의 광도곡선을 비교해 그 모체성의 초신성 폭발 직전 상태와 질량 손실을 추정하는 연구, 그리고 일산화탄소 분자와 먼지에서 나오는 방출선을 분석해 그 형성 과정을 밝히는 연구들을 소개하고 있다. 전자의 경우 초기 가시광 광도곡선과 IIb형 초신성 모체성의 수소 외피 구조 또는 IIP형 초신성 모체성 주변의 별주위물질의 특성 간의 상관관계를 연구하였고 , 후자의 경우 SN 2023ixf에 대해 근적외선 (near-infrared; NIR) 분광 관측 및 분석이 진행되었다. 우리는 이론과 관측을 망라한 본 연구를 통하여 II형 초신성을 이용한 항성 진화 연구 및 성간 먼지 형성 연구에 있어 기존 연구들에서 간과된 부분을 지적하고 새로운 시각을 제시하며 후속 연구가 진행될 기반을 마련할 수 있었다. 구체적인 각 연구 주제에 대한 소개와 결과 요약은 다음과 같다:

1. 우리는 가시광 광도곡선에서 두 개의 극대점을 가지는 IIb형 초신성의 광도곡선을 수치 계산으로 모델화하는 데 있어 첫번째 극대점에 끼치는 톰슨 산란(Thomson scattering)과 분출물 내부의 화학적 구조의 영향을 연구하였다. IIb형 초신성은 세기가 약하고 빠르게 사라지는 수소선이 그 특징인 초신성으로, 진화 도중 수소 외피를 거의 다 잃어버리고 소량($M_{\rm H,env}\lesssim0.5$\msun)의 수소 외피만 남은 상태에서 폭발하는 초신성이다. 기존 연구들에서는 IIb형의 광도곡선 중 첫번째 밝기 극대점의 밝기와 시간을 이용해 수소 외피의 크기와 질량을 추정할 수 있다는 것을 밝혔다. 그러나 이 연구에서 우리는 수소 외피의 질량과 크기뿐 아니라 수치 계산 과정에서 톰슨 산란을 고려했는지와 분출물 내부 원소들의 뒤섞인 정도에 따라 모델의 첫번째 밝기 극대점의 밝기, 시간, 극대점 전후 광도곡선의 모양까지 영향을 받을 수 있다는 것을 보였다. 먼저 우리는 기존 연구에서 많이 사용된 수치 계산 코드인 \stella와 \snec을 각각 사용하여 같은 모체성 모델을 폭발시켰고 두 계산 결과에서 첫번째 밝기 극대점의 가시광 영역 밝기가 최대 3배까지 차이 나는 것을 확인했다. 이 차이는 \snec 코드에서 사용된 흑체복사의 가정이 수소 외피가 이온화되어 톰슨 산란이 중요한 물리적 환경에서 실제 복사 전달을 제대로 근사하지 못하는 데서 기인한다. 또한, 우리는 이 연구에 활용한 광도곡선 모델에서 관측된 IIb형 초신성과 다르게 첫번째 밝기 극대점 이후 며칠간 밝기 감소가 정체되는 ``semi-plateau'' 현상을 주목하고 이 현상이 수소 외피와 헬륨 층 사이에 레일리테일러 불안정(Rayleigh-Taylor instability; RTI)으로 인한 상당한 정도의 뒤섞임을 가정했을 때 해소되는 것을 알아냈다. 동시에 우리는 방사성 동위원소인 니켈-56이 수소 외피까지 섞여나올 경우 관측과 같은 두 개의 극대점이 보이지 않으며, 따라서 관측을 재현하기 위해선 수소와 헬륨이 뒤섞이더라도 니켈-56은 영향을 받지 않아야 할 필요를 확인했다.

2. 우리는 폭발 직후 그 분출물과 별주위물질과 충돌하는 IIP형 초신성의 광도곡선을 통해 별주위물질의 질량과 크기 등을 추정하는 데도 톰슨 산란의 영향에 따라 그 추정치가 큰 차이를 보일 수 있다는 것을 보였다. 초신성이 일어나기 이전 짧은 시간동안 모체성에서 떨어져나와 형성된 별주위물질은 초신성 분출물과 충돌할 때 분출물의 운동에너지를 열에너지로 바꾸고 이로 인해 별주위물질이 없을 때보다 있을 때 초신성은 더 밝아진다. 기존 연구들에서는 이 밝아지는 정도와 극대 밝기점의 도달 시간, 광도곡선의 모양 등을 이용해 별주위물질의 특성과 초신성 직전 단계의 질량 손실 등을 연구해왔다. 그러나 우리는 이 경우 역시 톰슨 산란을 수치 계산에서 어떻게 처리했느냐에 따라 가시광 광도곡선의 특성이 달라지는 것을 확인했다. 구체적으로, 우리는 II형 초신성 SN 2013ab를 \snec 과 \stella 코드를 이용해 그 모체성 주변의 별주위물질의 질량과 크기를 추정했고 그 차이가 큰 것을 확인했다. \snec을 이용했을 때는 별주위물질이 900 태양반경(solar radius; $R_\odot$)까지 분포하였고 이는 10 km~s$^{-1}$의 항성풍 속도를 가정했을 때 초신성 폭발에서 8개월 이내, 즉 산소 중심 핵융합 단계에 시작된 방출로 생긴 것으로 추정되는 반면, \stella를 사용했을 때는 별주위물질이 적게는 2900 태양반경에서 최대 14400 태양반경까지 분포하고, 강한 질량 손실은 초신성 폭발에서 5-30년 전, 즉 탄소 껍질 핵융합 단계에서 네온 중심 핵융합 단계 중에 시작됐을 것으로 추정된다. 이는 초신성 광도곡선의 정확한 시뮬레이션이 고질량 항성의 말기 단계 진화에 의한 다량의 질량 방출을 이해하는 데 중요하다는 것을 의미한다.

3. 우리는 II형 초신성 분출물에서의 일산화탄소와 성간 먼지 형성 과정 연구를 위한 SN 2023ixf을 근적외선 파장대에서 분광 관측하고 그 관측자료를 분석하였다. 핵붕괴초신성의 분출물에서 만들어지는 성간 먼지는 초신성 폭발 후 몇백 일 이내에 추정되는 양($M_{d,{\rm SN}}\sim10^{-6}-10^{-4}$\msun)과 초신성 잔해 단계에서 추정되는 양 ($M_{d,{\rm SNR}}\sim0.01-1$\msun) 사이에 큰 차이가 있다. 초신성 폭발 후 성간 먼지가 생성될 수 있도록 분출물을 식히는 역할을 하는 일산화탄소 등의 냉각제 분자들이 함께 관측된다면 성간 먼지의 형성 과정을 더 자세하게 밝힐 수 있다. 먼지의 열복사와 일산화탄소의 분자선은 근적외선에서 함께 관측할 수 있는데, 우리는 II형 초신성인 SN 2023ixf를 폭발 직후인 9일부터 성운 단계(nebular phase)인 307일에 이르기까지 근적외선 파장대에서 분광 관측하였다. SN 2023ixf의 스펙트럼은 폭발 후 199일부터 307일까지 먼지 열복사의 영향으로 흑체복사에서 벗어나며, 또한 2.25-2.55 $\mu$m에선 일산화탄소의 방출선이 관측된다. 이 스펙트럼들은 국소열역학적평향(local thermodynamic equilibrium; LTE)을 가정한 일산화탄소 분자선 모델, 그리고 먼지의 열복사 모델과 비교되었다. 모델과의 비교를 통해 우리는 새롭게 생성된 먼지의 온도와 질량, 여기에 더해 일산화탄소의 온도와 질량이 기존 연구들에서 분석된 다른 II형 초신성, 예를 들어 SN 1987A에서 추정된 값과 비슷하다는 결론을 내렸지만, 오직 일산화탄소 분자들의 온도는 다른 초신성들에 비해 빠르다는 차이를 확인했다. 우리는 또한 폭발 후 9일부터 71일까지의 초기 근적외선 스펙트럼에서 초신성 분출물과 별주위물질간의 충돌로 인해 만들어지는 좁은 (FWHM$\sim100-1000$~km~s$^{-1}$) 방출선들을 관측했다.

다국어 초록 (Multilingual Abstract)

Core-collapse supernovae (CCSNe) are caused by the collapse of the Fe cores of massive stars ($M_{\rm ZAMS}>8$\msun) at the end of their evolutionary paths. Their contribution to the dynamical and chemical evolution of the universe includes regulating star formation activities in the galaxies by injecting huge energy and momentum into the nearby region, interspersing chemically-enriched matter into the universe, and forming molecules and dust grains in their ejecta. Especially, they are suggested to be the main dust producers in the early universe, because the dust masses estimated for high-z galaxies are larger than what asymptotic giant branch (AGB) stars could have produced within the age of the contemporary universe. We can spectroscopically observe emission lines from important molecules, e.g., carbon monoxide (CO), as well as emission from freshly-formed dust grains, of which the analysis and comparison to theoretical dust models can broaden our understanding of dust formation processes in SNe.

CCSNe can also be used to study the evolutionary history of massive stars. They show a great diversity in their light curves (LCs) and spectra, which are greatly influenced by the progenitor properties, e.g., mass, radius, chemical composition, and density structure. Pre-SN properties of the progenitors depend on their evolutionary histories. A single star without a companion loses its mass by a stellar wind, of which the mass-loss rate is dictated dominantly by the ZAMS mass and metallicity of the progenitor, whereas a massive star in a binary system may experience mass-loss due to close binary interactions, depending on the mass ratio between the progenitor and the companion, the binary period, etc. For example, progenitors of SNe IIP/IIL with strong H lines in the spectra retain most of their H-rich envelopes until the SN explosion, while SNe IIb/Ib/Ic with weak or absent H lines are thought to have H-rich envelopes of their progenitors heavily stripped during their evolution. In addition to this, some of CCSNe show signs of interactions between SN ejecta and dense circumstellar medium (CSM) that has been ejected from the progenitors, between tens of days and decades before the explosion. The study of pre-SN enhanced mass-loss allows us to understand the terminal stage evolution of massive stars better.

This thesis used H-rich SNe II as the subject of study, which includes investigating pre-SN states of SNe II progenitors and their mass-loss history by comparing numerically modelled optical LCs to the observations, as well as aiming to understand dust formation in SNe II ejecta by analyzing CO and dust emission features in SNe II spectra. In the case of the former, we studied early-time light curves and their relations to the pre-SN structure of H-rich envelopes of SN IIb progenitors and the CSM properties around SN IIP progenitors, and in the case of the latter, we took spectra of SN 2023ixf in near-infrared (NIR) wavelengths and analyzed them. Through studies encompassing both theoretical and observational aspects, we could point out previously overlooked factors and provide new insights on the studies of massive star evolution using SNe II and dust formation in SNe II, laying the groundwork for future studies. In the following paragraphs, brief summaries of each research topic and results are presented:

1. We investigate the effects of Thomson scattering and the chemical mixing in the ejecta on the numerical modelling of the optical first peak of double peaked SNe IIb LCs. SNe IIb are characterized by weak and quickly disappearing H lines, of which the progenitors are thought to have only a small amount of H-rich envelope ($M_{\rm H,env}\lesssim0.5$\msun) left after heavy mass-loss during their evolution. Previous studies used the rise-time and peak brightness of the optical first peak to infer the mass and radius of the H-rich envelope of SNe IIb progenitors. However, we show that not only mass and radius but also Thomson scattering and chemical mixing within the ejecta influence the properties of the optical first peak, e.g., the peak brightness, the rise-time, morphology of LCs around the first peak. First, we model SNe IIb LCs by exploding the same progenitor models with two numerical codes, \snec and \stella, both widely used in the previous studies. We find the peak brightness of the optical first peaks of the two models shows a factor of 3 difference. This difference stems from the black-body approximation adopted in the \snec code, which is not suitable for highly-ionized H-rich SN ejecta, where Thomson scattering is a major source of opacity. In addition, we notice a feature called ``semi-plateau'' that lasts for a few days in our optical LC models, during which the luminosity decline is significantly slowed. We find that this feature disappears when an extensive chemical mixing between the H-rich and He-rich layers in the SN ejecta is considered. However, at the same time, we find that, with an extensive mixing of the radioactive isotope \nifs, the LC models fail to reproduce the double peaked optical LCs.

2. We show that the optical LCs of SNe IIP interacting with dense CSM are also heavily affected by Thomson scattering. Shortly before the SN explosion, SNe II progenitors may undergo an enhanced mass-loss, forming dense CSM near the progenitors, which later interacts with SN ejecta to convert the kinetic energy to thermal energy, thus creating an excess of luminosity during the early days. Previous studies used the early optical excess to infer the mass and radius of CSM. However, we show that the estimated CSM properties may significantly depend on the treatment of Thomson scattering opacity. Specifically, we compare the best-fit CSM parameters for type II SN 2013ab obtained with \snec and \stella codes, and find a significant discrepancy. We find that, while the \snec code estimated a CSM radius of 900 $R_\odot$, which corresponds to the enhanced mass-loss beginning 8 months before the explosion, the \stella code estimate CSM radii of $2900-14400$ $R_\odot$, which correspond to $5-30$ years before the explosion. This means that an accurate simulation of SN LCs is important for a proper understanding of mass-loss enhancement history during the late stages of evolution in massive stars.

3. We obtain NIR spectra of type II SN 2023ixf and analyze CO and dust formation in the SNe II ejecta. The amount of dust estimated for CCSNe at a few hundred days after the explosion ($M_{d,{\rm SN}}\sim10^{-6}-10^{-4}$\msun) is much smaller than the amount of dust estimated for young supernova remnants ($M_{d,{\rm SNR}}\sim0.01-1$\msun). Observing and analyzing spectral features of coolant molecules, such as CO, which make the SN ejecta cool down to a temperature at which dust grains can be formed, can broaden our understanding of the exact dust formation process in SNe II. CO and dust emission can be simultaneously observed in the NIR wavelengths, which motivated us to perform NIR spectroscopy of SN 2023ixf from 9 to 307 days after the explosion. The late-time ($t\sim200-300$ d) NIR spectra of SN 2023ixf show continua flattened due to the dust emission along with the CO first overtone emission at $2.25-2.55$ $\mu$m. These spectral features are compared to models of dust and CO emission that assumed local thermodynamic equilibrium. We estimate the CO temperature, CO velocity, CO mass, dust temperature, and dust mass using spectral models. Our best-fit parameters are comparable to those estimated in previous studies for other SNe II, e.g., SN 1987A, with the exception of CO velocities being much faster than the others. We also find narrow (FWHM$\sim100-1000$~km~s$^{-1}$) emission lines in the early-time ($t=9-71$ d) spectra of SN 2023ixf, which originate from interaction between the SN ejecta and dense CSM near the progenitor.

목차 (Table of Contents)

• Abstract, i
• List of Figures, vii
• List of Tables, x
• List of Acronyms, xi
• 1 Introduction, 1
• 1.1 Evolution histories of massive stars, 3
• 1.2 Type II supernovae and the chemical evolution of the universe, 8
• 1.3 Observation of SNe II, 12
• 1.3.1 Light curves of SNe II, 12
• 1.3.2 Spectra of SNe II, 16
• 1.4 The purpose and outline of the thesis, 16
• 2 The effects of Thomson scattering and chemical mixing on early-time light curves of double peaked type IIb supernovae, 19
• 2.1 Introduction, 19
• 2.2 Modelling, 22
• 2.2.1 Pre-SN progenitor models, 22
• 2.2.2 Numerical methods, 24
• 2.3 The effects of Thomson scattering, 28
• 2.3.1 Setup, 28
• 2.3.2 Results, 28
• 2.4 The effects of chemical mixing, 37
• 2.4.1 Setup, 41
• 2.4.2 Results, 47
• 2.5 Comparison to observations, 53
• 2.6 Conclusion, 60
• 3 Numerical modelling of early optical light curves of type II supernova interacting with circumstellar medium, 62
• 3.1 Introduction, 62
• 3.2 Numerical methods and previous numerical modelling efforts, 65
• 3.2.1 SNEC and STELLA codes, 65
• 3.2.2 Previous numerical studies SNe IIP with early CSM interaction, 70
• 3.2.3 Model construction, 73
• 3.3 Results, 75
• 3.3.1 Dependency of light curves on CSM parameters, 75
• 3.3.2 Comparison of our model with best-fit model for SN 2013ab in the literature, 77
• 3.4 Discussion and summary, 80
• 3.5 Appendix – Shock-cooling bumps of STELLA models, 84
• 4 Near-infrared spectroscopy and detection of carbon monoxide in the Type II supernova
• SN 2023ixf, 101
• 4.1 Introduction, 101
• 4.2 Observations, 105
• 4.2.1 Near-infrared spectroscopy, 105
• 4.2.2 Optical spectroscopy, 106
• 4.3 Results and discussion, 106
• 4.3.1 Near-infrared spectra of SN 2023ixf, 106
• 4.3.2 Line profiles and CSM properties, 108
• 4.3.3 Optical high-velocity absorption features, 113
• 4.3.4 Fitting CO features of SN 2023ixf, 114
• 4.3.5 CO emission of SN 2023ixf and other type II SNe, 117
• 4.3.6 Dust emission from SN 2023ixf, 120
• 4.4 Summary, 121
• 5 Concluding Remarks 128
• 5.1 Summary, 128
• 5.2 Future Work, 131
• Bibliography, 134