OAOUM 8/11,12 in MITAKA

極めて明るいIa型超新星 2009dcの可視近赤外観
測

山中雅之1,2、川端弘治2、衣笠健三3、田中雅臣4、今田明5、前田啓一6、野本憲一6、新井彰1、千代延真吾1、深沢泰司1、橋本修3、本田敏志3、池尻祐輝1、伊藤亮介1、鎌田有紀子7、河合誠之8、小松智之1、黒田大介5、宮本久嗣1、宮崎聡7、永江修1、中屋秀彦7、大杉節2、面高俊宏9、坂井伸行9、笹田真人1、鈴木麻里子10、田口光5、高橋英則5、田中裕行1、植村誠2、山下卓也2、柳澤顕史5、吉田道利5
1 広島大学 理学研究科 2 広島大学 宇宙科学センタ‐ 3県立ぐんま天文台 4東京大学 理学系研究科 5国立天文台 岡山天体物理観測所
6 東京大学 数物宇宙連携機構 7国立天文台 8東京工業大学 9鹿児島大学 理工学研究科 10 トヨタテクニカルディベロップメント

ABSTRACT
Ia型超新星は、その観測的一様性から宇宙論的な距離指標に用いられる重要な天体である。その親星と考えられる白色矮星がチャンドラセカール限界質量近くに到達するときの爆発であるため、観測的に一様であると考えられている。しかしながら、近年いくつかのIa型超新星でチャンドラセカール限界質量を越えたと考えられるものが確認されている。今回、報告するSN 2009dcもそのようなチャンドラセカール限界質量を越えたＩａ型超新星である。母銀河の赤化を考慮した場合(E(B‐V)=0.15,Rv=2.1)の極大絶対等級はMv=‐20.19+/‐0.19と極めて明るい。また、近赤外光度においてもSN 2009dcは、最も明るいIa型超新星であることが確かめられた。絶対的な明るさの指標となるΔm15(B)=0.65+/‐0.03とこれまで観測されているIa型超新星の中でも最も小さい値を示しており、SN 2009dcが最も明るいIa型超新星の一つであることに一致する。スペクトルにおいても、極大6日後までCII6580による吸収が明確に見えており、白色矮星起源の炭素の層が非常に豊富であったことが示唆される。
以上のことから我々は、SN 2009dcが限界を超えた超チャンドラセカール質量のIa型超新星爆発であると結論付けた。

1.Introduc9on

2.Observa9on

降着円盤+ 多くのIa型超新星は観測
白色矮星 的性質がよく似ていることから、宇宙における距離指標として用いられる。それにもかかわらず、その親星と爆発メカニズムは決着がついていない。これらの決着には早期観測による多様性の研究が求典型的なIa型超新星の親星められる。
(想像図)

3.1. Light Curve

主系列星or赤色巨星?

SN 2009dcはS0銀河UGC
10064にて4月9日(UT)に発見された(CBET 1762)。その後 炭素の見られるスペクトルが得られ、極めて明るいSN 2006gzに似ていることが確認された(CBET 1768)。これらの報告を受け、我々は4月17日から多くの国内の望遠鏡を用いた大規模な可視近赤外観測を開始した。
SN 2009dc in S0 typeさらに4月30日にはすばる望遠
galaxy UGC 10064
鏡でのToO観測を行った
Composited by R. Itoh(Tanaka et al. 2009)。

3.2. Host Ex9nc9on
一般に、超新星の光度を決定するためには我々の銀河に加えて母銀河による赤化の補正を加えなければならない。SN2009dcの場合、色変化が特異であるため色を使った典型的な補正はできない。今回はNaID線の等価幅から求める。
SN 2009dcはすばる望遠鏡およびFOCASによって極大から5日後にスペクトルが得られている。NaID線によって見積もられたE(B-V)=0.15であった。さらに、我々はIa型超新星の赤化におけるダスト吸収係数がRv=3.1より低いことがよく知られてていることからRv=3.1と2.1の場合を考慮した。SN 2009dcの赤化量および絶対等級は以下の通りである。

表の通り、SN 2009dcは母銀河の赤化を無視しても、最も明るいIa型超新星であることが示された。また、近赤外においてもMJ=-19.2等、MH=-19.0等、MKs=-19.19等と規格外に明るいことがわかった。

かなた望遠鏡/HOWPol
B,V,Rc,Icバンド測光

OAO/MITSuME望遠鏡
g’, Rc, Icバンド測光

ぐんま天文台/1.5m望遠鏡
低分散分光 R=330

すばる望遠鏡/FOCAS
低分散分光観測

OAO/1.88望遠鏡/ISLE
J,H,Ks バンド測光

鹿児島1m望遠鏡
J バンド測光3.3. Bolometric Light Curve

Ia型超新星の総輻射光度曲線はニッケルの質量にダイレクトに依存する(Arnett et al. 1982)。我々が得た極大総輻射光度は母銀河の赤化をE(B-V)=0.15, Rv=2.1と仮定したした場
合、典型的なIa型超新星のおよそ2.2倍もの光度(3.3x10^43erg/s)であることがわかった。この結果、SN 2009dcのエジェクタ中のニッケルの質量は1.6+/-0.4太陽質量であることがわかった。これは、Ia型超新星としては極めて大きい。

観測開始以降、SN 2009dcは非常にゆるやかに増光し、ゆるやかに減光していった。絶対的な明るさの指標となるBバンドの極大から15日後の減光量は⊿ｍ15(B)=0.65+/0.03と非常に小さく、SN 2006gzの⊿m15(B)=0.69に比べわずかに小さい。近赤外においては、H,Ksバンドで最初の極大より増光したことが確認された。Ia型超新星においてこのような例は極めて珍しい。

3.4. Spectral Evolu9on

我々はぐんま天文台およびすばる望遠鏡を用いて計8夜の分光観測に成功した。得られたスペクトルはSiII,SII,CaIIなどのIa型超新星のプロファイルが確認された。しかしながら、CII6580による吸収が確認された。通常、Ia型超新星には炭素の吸収はほとんど見られない。極めて明るいSN
2006gzに極大10日前まで炭素は見られたが、SN 2009dc
においては極大6日後まで炭素が確認された。これは、この超新星のエジェクタ全体が非常に豊富な質量を持っていたことを示唆し、外層まで熱核暴走による元素合成が届いていなかったことが考えられる。これはSN 2009dcが超チャンドラセカール限界質量の親星の爆発であったことを強く支持する結果である。

4.Discussion and Conclusion

謝辞と今後について我々は非常に特異なIa型超新星 SN 2009dcの早期可視近赤外観測に成功した。以下に、本研研究において最も重要な観測結果を列挙する。
(1)最も光度変化が”遅い”Ｉａ型超新星の一つであった。(⊿m15(B)=0.65+/‐0.03)(2)最も明るいIa型超新星の一つであった(Mv=‐19.90+/‐0.15等；E(B‐V)=0であったと仮定した場合)(3)スペクトルにおいて強い炭素の吸収が見られた。(4)非常に遅い膨張速度を持っていた。
極大の6日後にもまだ強い炭素の吸収が残っていたことは、非常に大規模な燃え残りの炭素の層を残していたこを意味する。ニッケルの質量もE(B‐V)=0だとしても1.2太陽質量あり、E(B‐V)=0.15, Rv=2.1だと1.6太陽質量であったこが確認された。以上のことから、我々はSN 2009dcは明らかに超チャンドラセカール限界質量の白色矮星の爆発であったと提案する。

本研究は、迅速かつ柔軟な対応をしていただいた多くの天文台、観測所の方たちの協力の元に成立した研究です。まずは、共同研究者の方たちとご協力下さった方たちに山中よりお礼と感謝の気持ちを述べたいと思います。ありがとうございました。
超新星を含めた突発天体の観測では今後も、可視だけでなく近赤外、分光観測と多様な観測が求められていくことは間違いありません。また興味深い天体が出ましたら、是非とも多くの協同観測の機会が得られるように願っております。