極めて明るい IIn	  型超新星 SN	  2010jl の爆発 1	  年後の赤外超過の発見	  ○上野一誠(広島大)、山中雅之(京都大)、川端弘治(広島大)、宮ノ下亮、面高俊宏(鹿児島大)、 奥嶋貴子、	  秋田谷洋、先本清志、伊藤亮介、高木勝俊、浦野剛志、宇井崇紘、佐藤久之、かなた望遠鏡チーム(広島大)、	  笹田真人(京都大)、新井彰(京都産業大学)、守屋尭、野本憲一(東京大)、他大学連携観測グループ	

1.観測天体	SN	  2010jl	  2010/11/3.52(UT)発見されたIIn型超新星	  Host	  garaxy	  	  UGC5189A(距離 48.9Mpc)	  極大絶対等級 -­‐20等 非常に明るい部類	  この1年の観測成果(2012/10/1-­‐2013/8/1)	 (Smith	  et	  al.2011,Stoll	  et	  al.2011,Zhang	  et	  al.2012)	  かなた HOWPol (B)VRI撮像15夜 	  かなた HONIR JHK撮像7夜	  爆発から約1年後に近赤外超過を示した超新星	  すばる FOCAS (B)VRI撮像2夜 可視分光2夜	 →過去に赤外超過を示した超新星はSN	  2006jc(Ibn型超新星)のみ	

IIn型超新星	
II型	

IIn型	
Hα	SN	  2010jl → 赤外超過を示した史上2例目の超新星	

SN	  2010jl	  :超新星が銀河に埋もれている	
後期の超新星が暗いフェイズ	  →銀河の影響を受ける	
かなたで撮られた	  SN	  2010jl	 背景銀河の差し引きを行ってから測光解析を行う	

超新星のみが	  写っている画像	

HOWPolで撮った画像	

超新星爆発以前の	  銀河のSDSSの画像	  超新星＋銀河	銀河	

差し引きを行う前に	  ２つの補正を行った	

・バンド合わせ	  ・PSF合わせ	

超新星	

Ks-­‐2.0	
H-­‐1.5	
J-­‐1.0	
Ic	

Vega magnitude	

差し引き方法	銀河のみが	  写っている画像	

Ks-­‐2.0	
H-­‐1.5	
12	J-­‐1.0	Ic-­‐1.0	
Rc	
16	V	
B+0.5	

BVRcIcの可視領域での減光	  JHKsの近赤外領域での増光	SN	  2006jc	  と似た振る舞い	  ⇒ダスト形成の可能性	  0	200	
400	600	
Days	  from	  the	  discovery	

・IIn型の中でも特に明るい部類	  (極大光度 -­‐20等)	  ・Hα輝線が時間経過とともに	  次第に強くなった(Smith	  et	  	  al.2012)	

14	16	0	100	Days	  from	  the	  discovery	

200	・中間赤外線超過	  ⇒星周ダストによる吸収・再放射	  ⇒濃い星周物質の存在を示唆	  （Andrews	  et	  al.2011）	

SN2010jl light	  curve	  (奥嶋ほか 2011年秋季年会)

赤外超過SED	

一般的に1000K以下でないとSilicate質のダストは出来にくい⇒出来たダストはCarbon質のもの	  JHK超過成分SEDは、温度~1500K,	  総質量10-­‐4‐10-­‐3M☉のダスト熱放射とコンシステント	  ※観測された赤外超過分だけで出した量であるため、lower	  limit	  ※エコー（吸収・再放射）の可能性は否定はできない	

次に・赤外超過直前	  ・赤外超過直後 の4つのフェイズのHα輝線プロファイルを比 	  ・赤外超過後2カ月	  ・赤外超過後8.7ヶ月後	

直前	  直後	  2ヶ月後	  8.7か月後	

赤外超過直後は多くのダストが出来ているのは明らかで	  紫線の負の	  値の反転	 もし、emission領域でダストが出来たならよりbule	  shiYするはず	しかし	  左図をみると、4つのフェイズとも先行研究と同じようにbule	  shiY	  しているが、赤外超過直後以降その変化はほとんどない	
Velocity(km/s)	

ダスト	

Hα輝線の時間経過による	  プロファイルの比較	  (Smith	  et	  al.2012)	  （日が経つにつれてred	  shiY
成分が削られてる）	

red	  shiY成分	
blue	  shiY成分	

5.議論	

Hα輝線強度の時間変化と他のIIn型との比	  (Zhang	  et	  al.2012)	

a:a:ダストの半径（モデルでは0.01μmと仮定）	  Q:ダストの組成、サイズ、波長に依存する量	  B(λ):B(λ,	  T):温度Tの黒体の放射強度	  ダストはastronomical	  silicate（Drain	  1985）と	  amorphous	  carbon（Rouleau	  &	  Marhn	  1991）を仮定		

・Hα輝線の(みかけの)blue	  shiY	  ⇒emission領域において、観測者から	  遠いred	  shiY成分がダストに吸収され	  弱くなったため	  ⇒比較的早い段階からemission領域にて	  ダストが生成（？）(Smith	  et	  al.2012)	

⇒より多くのダスト形成	  上図の凡例は仮定した温度とダストの質量であり、これを見てやると赤外超過直後から	  2ヶ月後にかけてダストの温度が冷えてゆき、より多くのダストが形成されたことが分かる	

Flux(normalized)	

Vega	  magnitude	

12	

Ksバンドの赤外超過の極大光度	  06jc:M=-­‐18、10jl:M=-­‐21	  1000	

赤外超過成分をより詳しく解析するため	  ・赤外超過直前	  ・赤外超過直後の3つのフェイズを用いて	  ・赤外超過2ヶ月後	  (赤外超過後のSED)-­‐(赤外超過前のSED)とすること	  で赤外超過成分の抽出	
さらに、求めたSEDにミー理論を用い、ダストの熱放射を	  I(λ)	  =	  πa2×Q×B(λ)と表して高温ダストの放射成分を見積もる	  赤外超過直後	  赤外超過2ヶ月後	

3.	  SN	  2010ｊｌ の先行研究	
10	800	SN	  2010jl	  の後期光度曲線	

以降、差し引き後の	  ライトカーブを正しいものとして扱う	

:差し引き前	  :差し引き後	

観測開始から400日後	

20	450日以降、B、Vバンドで	  大きく等級差が生まれる	  ⇒超新星が暗くなった後期	  においては銀河差し引きが必須	  B+0.5	

広島大学かなた望遠鏡および鹿児島大学	  1m望遠鏡をもちいて発見から約900日間観測を	  行ったところ・・・	

24	

超新星のみの画像を作ってから	  後期のデータを再解析	

Rc-­‐0.5	
VIIn型超新星	  →細い(100km/s~)輝線＋幅広い輝線	  が合わさった特殊な	  水素の輝線を示す超新星

4.	  SN	  2010jl	  の後期における	  可視近赤外光度曲線	

2.背景銀河の差し引き	  銀河＋超新星が	  写っている画像	  一般的なII型超新星	  →スペクトルに幅の広い	  P-­‐Cygni型のHα線を示す	

Hα輝線プロファイルの時間変化	

emission領域	

IIn型の中での10jlの位置づけ	emission領域より外側でのダストの形成を示唆	

まとめ	

・IIn型超新星では、珍しい赤外超過の観測に成功	  ・赤外超過成分のSEDを説明するには1500K程度の	  カーボン質ダストが少なくとも10-­‐4~10-­‐3M☉程度必要	  ・極大光度が非常に明るかった(Andrews	  et	  al.	  2011)	  ・ダストはemission領域より外側で形成か？	  
・輝線強度が強く、後期にかけて次第に強まった(左図,Zhang	  et	  al.2008)	  ・ SN	  2006	  jc	  では爆発から2カ月程度で赤外超過が見られたが 	  爆発直前の親星の周辺に密度が濃い星周物質が	  SN	  2010	  jl	  では約1年経ってから、中心からより遠く離れた	  かなり外側まで分布していたこととコンシステント	  外側でのダスト生成	  ⇒通常のIIn型よりも外側まで密度の高い星周物質が存在した	
・ SN	  2010	  jl	  は、通常のIIn型よりも親星がより大規模な質量	  放出を経験したであろう	  ・爆発から1年後に高温ダストを大量に形成	  ⇒中心からかなり離れたところまで密度の高い星周物質が存在	SN	  2010jl	  :典型的なIIn型よりも星周物質に富んだ環境