明るいショックブレイクアウトが見られた
IIb型超新星SN 2013dfの測光分光観測
2014/08/12 岡山UM
広島大学 川端美穂

IIb型超新星とはIb型…スペクトルで水素の吸収線が見られない
IIb型…
見られる

IIb型超新星のスペクトルHe I
HαI型、IIb型超新星の光度曲線が似ている⇒爆発前の星の表面に水素の層があるかどうか
H
He

超新星
no H

H

I型

FeＶ

IIP型
●SN 1993J●SN 2008ax●SN 2011dhII型
He

He

Ib型

IIb型

H
He
Fe
Ｄｃ

IIb型

5500

6000
Wavelength(Å)

Ib型

6500

Shock breakout
超新星爆発によって星内部で発生した衝撃波が、星の表面を通過する時に、急激にX線や紫外線で明るく輝く⇒ショックブレイクアウト
次第に星全体が膨張し、温度が低下⇒光度が急激に下がる
ショッククーリング

この後は、超新星爆発によって生成された
56𝑁𝑖 が崩壊し、その間に放出される
γ 線と陽電子によって加熱、明るく輝く

L数秒～数日t

IIb型超新星におけるショック成分と親星の多様性

Absolute magnitude

光度曲線では、ショッククーリングを示す天体と示さない天体がいる
先行研究ではショックブレイクアウトが親星の半径に依存することが指摘されている(Rabinak & Waxman 2011)⇒観測例が稀で、関連性は自明ではない
IIb型では爆発前に3例、親星が受かっている●SN 1993J●SN 2008ax●SN 2011dh93J連星系を成す赤色巨星
08ax 単独の大質量星もしくは連星を成す星
11dh 連星系を成す黄色巨星⇒多様性の起源は??

Days from V-band maximumSN 2013df in NGC 4414 非常に初期の近傍IIb型SNmagnitude⇒2013年6月7.8日に発見
発見後、非常に速いtime scaleでの増減光が確認された93Jで初期に見られたような変化 。ショッククーリング？
⇒2013年6月11日よりfollow-up観測開始(梅雨のため観測がやや遅れる)
13.61414.4
14.8
100
Days from Discovery
93J
11dh13df

かなた望遠鏡＋HOWPolBVRI撮像 31夜
分光
13夜

大阪教育大学51cm反射望遠鏡
BVRI撮像 21夜

PSF測光、color termの補正済
後期観測にすばる望遠鏡で分光観測が1夜
先行研究として親星検出の報告 (Van Dyk+ 2014)
1999年に取得されたHSTの画像に親星が受かっていた⇒545±65𝑅☉ (Mv=-6.89±0.10等)

初期光度曲線

Kanata(●)、51cm telescope(○)

Vバンドでの絶対等級の比較-15day～-11dayまで急減光を示した
第二極大はVバンドで~14.29等@6/26.6 UTショッククーリングと見られる成分は明るい

93J ●
08D ●
08ax ●
11dh ●
13df ●

初期スペクトル
Fe II He I

Hα⊕⊕Ca II IR

初期から中期まで、水素とヘリウムの両方が見られる⇒93Jとの類似性-15d-14d-11d-9d-4d0d3d

一方で08ax、11dhでは初期においては水素が卓越⇒種族の多様性？

12d13d15d20d23d
46d

HeⅠ5876は12dで狭くなる⇒速度の変化
46dにおいてHeⅠ6678が弱いながらも見られる

He I He I

5000

8000
6000
7000
Rest Wavelength(Å)

9000

スペクトルの比較
line velocity (HeI 5876)
93J ●08ax ●
11dh ●
13df ●

93J (1d) ●08ax (-1d) ●11dh (-1d) ●13df (0d) ●

6000

8000

Rest Wavelength(Å)
HeⅠ5876の速度変化は、93Jと非常に類似しているにも関わらず、吸収線FWHMは大きい。
⇒爆発エネルギーは同程度であるが、外層構造の違いを反映していると解釈されるかもしれないショッククーリングからの親星半径の制限
ショッククーリングからの減光による光度や温度変化から、親星半径を制限することができる(Rabinak & Waxman 2011)
SN 1993J(Lewis et al. 1994)とSN 2013dfの温度変化は理論モデルと一致せず。
他の超新星(IIP型)ではよく合っている(Valenti et al. 2014)

Valenti et al. 2014

ショッククーリングからの親星半径の制限
パラメータの不定性をキャンセルするため、SN 1993JとスケールしてSN 2013dfの親星半径の推定
疑似総輻射光度曲線
𝑅13𝑑𝑓

𝑡13𝑑𝑓

93𝐽

𝑡93𝐽

𝐿13𝑑𝑓 = 𝐿93𝐽 𝑅

BVRIバンドの波長域を全放射の60%が透過と仮定−0.16= 530 ～ 1200 𝑅☉

L [erg/s]

絶対光度のsystematics、爆発日の不定性込み
ショッククーリングから求めた半径の中央値(860𝑅☉ )は爆発前の画像(1999年)から求められた半径(545 𝑅☉ )よりやや大きい●SN 1993J●SN 2013df

親星の外層の密度構造の違い？
もしくは爆発前に短期間で質量放出？

Days from explosion day

後期スペクトル
初期とは異なり、輝線が卓越⇒外層が希薄になり、コアからの輝線が見えている
13dfでは[OⅠ]6300,6363が弱く、[CaⅡ]7291,7324が強い[OⅠ]6300,6363[CaⅡ]7291,7324
CaⅡ IRNa I
OⅠ 7774

Mg I]4571

親星質量の見積もり
酸素は親星の不燃物質。酸素の質量がコアの質量に依存一方で、カルシウムは比較的、コア質量の依存性は小さい。
[Ca II]
強度比から親星の質量を推定することができる(Fransson & Chevalier 1989)[O I]⇒SN 2013dfでは179dでは~0.48
SN 2005cz(10~12𝑀☉ ; Kawabata et al. 2010)と同程度
SN 2013dfの親星質量は10~12𝑀☉ か⇒この質量で単独星であるとすると、水素外層を剥ぎ取ることはできない
SN 2013dfは連星系を成していて、その相互作用によって外層が剥ぎ取られたのではないか

13df

Valenti et al. 2013

まとめ・Ⅱb型超新星SN 2013dfの測光分光観測を行った。
爆発初期にはとても明るいショッククーリングを示す
・ SN 2013df (とSN 1993J)とショッククーリングが見えているフェーズでの温度変化は、理論的なショッククーリングの研究と一致せず。
ショッククーリングの光度より、SN 2013dfの親星の半径の推定を行った。
⇒SN 2013dfの親星の半径は530～1200 𝑅☉
SN 2013dfの直接的な親星の同定より、545±65 𝑅☉ (Van Dyk et al. 2014)
中央値は一致しているが、13dfの親星半径はやや大きめ
親星の外層の密度構造の違い？
爆発直前に急激な質量放出？
⇒より詳細なショッククーリングの研究が必要
・後期スペクトルでは酸素輝線が弱く、カルシウム輝線が強い
SN 2013dfの親星の質量は10~12𝑀☉⇒単独星では水素外層を剥ぎ取るには軽い。
連星系を成しており、その相互作用によって外層を剥ぎ取られたものか