光赤外線大学間連携を通じた近傍超新星の即応追観測
山中雅之
広島大学 宇宙科学センター

報告内容• 研究体制：人・装置・体制• 研究報告：- 極超新星 SN 2016coiにおけるヘリウムの検出- 近傍IIP型SN 2017eaw(観測継続中)• 提案中：Tomo-e Gozen/3.8m望遠鏡即時観測計
画への”かなた望遠鏡”としての参加

かなたSN team広島大グループ

川端弘治(センター長・教授)

山中(特任助教)

広島大院生(5名)
川端美穂(D2)
中岡竜也(D2)
河原直貴(M2)
長木舞子(M1)
大坪一輝(M1)
年5-10天体程度の近傍超新星をかなた望遠鏡(BVRIJHKs + 可視分光)で追観測

かなた望遠鏡
HOWPolBVRIz’+Yバンド 測光
可視分光(R~400)
可視偏光撮像HONIR
VRI+JHKsバンド 2色同時撮像
可視近赤外線 分光 (R~300)
可視近赤外線偏光撮像
可視近赤外線偏光分光光赤外線大学間連携事業(突発現象に関連して)全体の体制• 2016年度までの事業に引き続き17年度よりも継続• 新体制：各機関にて研究員・助教など公募・審査中• 山中は2017年5月1日より特任助教として広島大に着任

サイエンス・追観測• 重力波・ニュートリノ対応天体を含む突発現象・変動現象の機構・起源などの解明が目的. 柔軟で機動的追観測を実施• 多様な装置で同時的・連続的な多波長・多モード観測が可能• 連携参加組織内研究者に観測提案権利（Co-Iなら外部OK）• 2017年9月現在 柔軟的運用中（※）• それぞれの機関で構成員・装置の可能な範囲で観測を実施• 明るいIIP型超新星 SN 2017eawのフォローアップはこれを基に観測体制を構築

光赤外線大学間連携での超新星観測

ToO依頼
かなた望遠鏡の初期観測
ATEL/TNSの報告内容✔ 20-50Mpc以内 (Mvに依る)✔ 爆発直後強み①天候リスク・装置不安定性の回避-> 重要なフェーズで確実に観測できる②多モード・多波長の装置-> =可視近赤外撮像・可視分光の連続観測の実現

これまでの実績
これまで観測した超新星
青：出版済、緑：投稿中、
水色：現在論文準備中
SN 2010jl
SN 2011by
SN 2011dh (MY+ submitted)
SN 2011fe
SN 2012Z MY+ 2015
SN 2012aw (Nakaoka+ in prep)
SN 2012dn MY+ 2016
SN 2013ge MY+ submitted
SN 2016coi MY+ 2017
SN 2017eaw MY+ in prep

Yamanaka et al. 2016

極超新星

Takaki et al. 2013https://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/200
3/0618rosettaburst.html

極超新星
典型的超新星よりエネルギ一桁大(ただし、全てIc型。Ibは例無し)
稀にガンマ線バーストに付随して発見
大質量星から進化したWR星？-> 親星直接検出例無し！

極超新星の最外層は？
極超新星

He〇He×??

Ib
Ic
HeI

HeI

小?

Ic
質量大?

ガンマ線バーストに付随エネルギーの大きい極超新星(Ic型)のみ

Ib
Galama et al. 1998, Nature

古典的な親星進化：
ヘリウム外層残る？

SN 2016coi

ASASが 17.2Mpcの近傍銀河UGC 11868で発見(ASASSN-16fp; ATEL 9088)
初期の極超新星 (ATEL 9090)-> SN 2002ap以来の近傍銀河での極超新星：OISTERでToO->その後、初期にヘリウムを検出(MY+, ATEL 9124)

ライトカーブ & スペクトル

爆発日推定5月24日（増光時間(Bバンド極大日ー爆発日)～17日）
幅の広い吸収線(SiII 6355, OI 7774, CaII IR triplet)が見られる。
初期にヘリウムの吸収線が見られる。極大到達前にHeI見えなくなる極超新星では非常に稀なヘリウム検出

Ib

極超新星
Yamanaka et al. 2017モデルスペクトル(syn++)でほぼ完璧に再現→ヘリウムの含まれるエジェクタを含む極超新星

解釈16coi1.Ib/c型超新星のさらなる多様性を示唆
2.より早期からの観測でより多くの極超新星でHe見える？

HeTakaki et al. 2013

時間進化
膨張とともに光球の後退->より早期であればより外層が見える

Ⅱ型超新星の初期にCSM兆候
Yaron et al. 2017, Nature

初期輝線
電離したCSM起源
進化最終段階における一時的な大きな質量損失?

中岡講演参照まとめ• 光赤外線大学間連携を通じて近傍超新星の追観測を実施してきた。
• ヘリウムを示す極超新星の発見。Ib/c型超新星の多様性を示唆する• 明るいIIP型超新星の超早期可視近赤外線観測を実現。今後、より詳細を議論する予定Tomo-e Gozen発見天体の追観測提案
発見

分光測光

これまでの我々のbest effort
私たちの観測モデル

西山さん椛島さん
発見
板垣さん
限界等級

KanataKasen 2009

Yamanaka et al. 2014, ApJ, 782, L35

爆発後2.0日以内から1夜毎の測光観測 -> 当時5例目
滑らかな増光 ->ある条件で予言される光度は棄却

強力なアマチュアとの連携

世界における最先端時系列観測の例

K. Zhang et al. 2016

SN 2011fe (40年に一度程度): KAIT (76cm) + LJT (2.4m)

Tomo-e Gozen / 3.8mグループへの提案(要望?)• 特異or稀な天体であれば数日でも早期からの観測がクリティカルな情報を供給しうる• 仮に<1 day の大増光現象でなくとも、30Mpc以内程度で限界等級が数日以内に決まっているようなSN候補の発見はリスト内で数日は目立つようにして欲しい• 3.8mだけでなくかなたＳＮグループにも情報を提供して欲しい理由① 近赤外線など多色での観測：CSM ??
理由② ピーク付近で~13-15magならば追観測は、1-2mで充分。18mag程度までかなたに任せて、その後再び3.8mで観測再開？
(その間、3.8mはTomo-e新天体の即時分光に備えるのが良い？？)3.8m/Tomo-e Gozen WS スライドより

Tomo-e Gozen発見天体の追観測提案

一方で観測では極超新星にHe無い/弱い

Modjaz+ 2016

Pignata+ 2011

統計的解析：可視でよく知られる３つのライン：極超新星にHe見えないある極超新星に非常に弱いHeI？

高エネ宇宙コロキウム 2017. Jun 8

Ⅱ型超新星の親星=赤色超巨星

http://www.astron.pref.gunma.jp/inpa
ku/gallery/cons/cons1/sldd03.html

緩やかな質量損失? 10km/s->進化最終段階と質量損失の関係：不明

Log(Fλ)+C

SN 2016coi : 極超新星

5000

6000
7000
8000
Rest Wavelength (Å)

9000

爆発後12日までHeの吸収？
膨張速度 16,000km/s@極大付近～極超新星2017年度 IRSF勉強会 @名古屋大学 2017 Mar. 1

極超新星に多様性？
大気が膨張=
光球面が後退->より早期に分光：より外層の元素HeI 爆発12日後で消える（まだ極大5日前）

早期だからヘリウム見えた->他の極超新星も?
Yamanaka et al. 2017

数日でも早い時期からの分光観測が重要！