Implications of the UV/optical Plateau of AT2018cow

技術要約：AT2018cowのUV/可視光プラトーに関する示唆

問題提起
典型的な高輝度高速青色光学的トランジェント（LFBOT）であるAT2018cowは、爆発後少なくとも5年間にわたって緩やかに減衰するUV/可視光プラトーを示す。このフェーズにおける分光エネルギー分布（SED）は、黒体放射に近く、カラー温度 $T_{BB} \gtrsim 2 \times 10^4$ K、放射半径 $R_{BB} \sim 40 R_\odot$ である。これまでの解釈では、この放射はコンパクト天体の周囲にある幾何学的に薄い降着円盤に起因するとされてきた。しかし、粘性駆動型の薄い円盤モデルでは、円盤の圧力とレイリー・ジーンズ条件に関する自己整合性の制約を満たすために、異常に大質量なブラックホール（$M \gtrsim 200 M_\odot$）を必要とする。この質量要件は、標準的な降着駆動シナリオにおいて降着天体質量を $M \lesssim 100 M_\odot$ に制限するXMM-NewtonによるX線制約と矛盾する。この緊張関係により、中心エンジンの性質とプラトーの起源は未解決のまま残されている。

手法
著者らは、UV/可視光放射が降着円盤の内側領域から放出される超エディントン風の光球に由来し、それと幾何学的に薄い外側円盤による照射および再処理が組み合わさったものであるという、新しい物理モデルを提案している。

• 風モデル（Wind Model）: 全球的な降着率がエディントン限界を超える場合（$\dot{M}_d > \dot{M}_{Edd}$）、内側円盤（$r < r_{sph}$）は幾何学的に厚くなり、光学的に厚い風を放出する。風の光球は、降着天質量 $M$ に弱く依存するカラー温度 $T_w$ を持つ黒体放射のようなスペクトルを放射する。
• 照射モデル（Irradiation Model）: 外側円盤（$r > r_{sph}$）は幾何学的に薄い状態を維持し、粘性散逸と風の光球からの照射の両方によって加熱される。
• 自由−フリー放射（Free-Free Emission）: モデルには、近赤外線から中間赤外線（NIR-MIR）のスペクトル（$\lambda \sim 1\text{--}10$ $\mu$m）を支配する、電離した風の自由−フリー放射が含まれる。
• フィッティング手順: 著者らは、$t \simeq 1453$ 日における4バンドのハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光に対して、この複合モデルを適合させている。降着天の半径（$r_d$）、降着率（$\dot{M}_d$）、およびカラー補正係数（$f_{col}$）のパラメータ空間を探索しながら、モンテカルロ法を用いて広範なコンパクト天体質量（$M \in \{1.4, 5, 10, 30, 100, 300, 1000\} M_\odot$）に対してフィッティングを行っている。
• 制約条件: モデルは、観測されたUV/可視光光度、レイリー・ジーンズ条件、円盤圧力の自己整合性、およびXMM-NewtonによるソフトX線上限値によって制約されている。

主な結果

1. UV/可視光における質量の縮退: 風＋照射モデルは、降着天質量が中性子星（$1.4 M_\odot$）から約 $100 M_\odot$ の範囲において、観測されたUV/可視光プラトーを正常に再現する。この質量の縮退は、風の光球のカラー温度が $M$ にほとんど依存しないこと、およびカラー補正係数 $f_{col}$ が残りの変動を吸収することに起因する。その結果、HSTの測光のみでは、中性子星と恒星質量ブラックホールを区別することはできない。
2. NIR-MIRによる識別: UV/可視光データは縮退している一方で、予測されるNIR-MIR帯域の自由−フリー放射は、許容される質量範囲全体で桁違いに異なる。低質量降着天体（$M \lesssim 5 M_\odot$）は、高質量モデルと比較して著しく明るいNIRフラックス（$\nu L_{\nu, ff} \propto \dot{M}_d^2 M^{-2/ ਮੁ}$）を予測する。著者らはJWSTのフィルターを用いた具体的な等級予測を示しており、非検出であれば低質量降着天体を強く否定することになる。
3. X線制約: 本モデルは、降着天質量 $M \gtrsim 100 M_\odot$ を否定する。これらの質量では、風の光球が十分に高温（$T_w \sim 5\text{--}10 \times 10^5$ K）となり、準等方的な放射を仮定した場合、XMM-Newtonの上限を超えるソフトX線放射を生じさせるためである。
4. マイクロTDEとの整合性: 推定された円盤パラメータ（$r_d \sim 60\text{--}90 R_\odot$ および $\dot{M}_d$）は、マイクロ潮汐破壊イベント（micro-TDE）を介して形成された円盤の進化と概ね一致している。このシナリオでは、主系列星またはその核がコンパクト天体によって破壊され、最初は厚い超エディントン円盤を形成し、約1年以内に薄いサブエディントン状態へと遷移し、約10年の粘性時間スケールで進化する。
5. スペクトル線シグネチャー: 論文では、再結合線の光度（Heに富む風の場合はHeII 1640、Hに富む風の場合はH$\alpha$）を推定している。これらの線光度は降着天質量の増加とともに急速に減少するため、降着天質量と円盤組成の両方を制約するための潜在的な分光的手法となる。

意義と主張
本論文は、風＋照射モデルが、純粋な薄い円盤モデルによって要求される高い質量と、X線観測によって課される低い質量制限との間の緊張関係を解消することを主張している。高質量のブラックホール（$M \gtrsim 200 M_\odot$）を必要とする要件を緩和することで、本モデルは降着天の質量範囲を $1.4 M_\odot$ まで下げ、中性子星や恒星質量ブラックンを中央エンジンとして許容することを可能にしている。

著者らは、AT2018cowは、コンパクト天体が伴星との力学的な相互作用（潮汐破壊または合体）を起こし、長寿命の降着円盤を生成する、降着駆動型のトランジェントとして最も自然に理解されると結論付けている。初期の超エディントン相は、エネルギッシュな風によってLFBOTのピークを駆動し、その後の照射された薄い円盤が10年間にわたるプラトーを維持する。論文は、中心的な未解決問題である「コンパクト天体の正体」は、UV/可視光の測光のみでは答えられないが、NIR-MIRの自由−フリー放射のJWSTによる観測、および再結合線の分光学的制約を通じて決定的に検証できると断言している。