3.8m望遠鏡で迫る超新星爆発の未解決問題II+α
山中雅之 (京都大学花山天文台)

OAO/光赤外UM@倉敷美術館 2013 Aug 1 - 3

超新星爆発の(観測的)未解決問題
Ia型超新星

重力崩壊型- 親星 (Single v.s. Double)- 爆発モデル (速度、炭素)- 多様性の起源は?
(Super-Ch、Iax-like、IIa)- 距離指標としてのさらなる高精度化 (<-NIR phot)-SE SNeの親星 (単独 or 連星)- Ib/cの親星未発見- IIb、IILがprobeとなる？
-全てのGRB-SNがIb/c ?
-超新星の爆発構造は?
-外層と内層で異なる?
-爆発しない質量のType IIは?

正体不明天体暗過ぎる超新星爆発の起源は?
さらなる未発見爆発天体の発見?
(重力波対応候補天体)

これらは全て機動力が高く、柔軟な運用が可能な中口径望遠鏡でアプローチすべき未解決問題

3.8m望遠鏡で何ができるか？

我々が何をしたいか近傍銀河(<30-100Mpc)に出現する明るい、あるいは（かつ）特異な超新星爆発の1年後数時間早期(爆発後数日程度から100日程度まで)におけるOpt phot, sp, sppol, NIR phot, sp
可視近赤外線測光分光フォローアップ観測

キーワード :多様性、親星、爆発モデル、環境

3.8m望遠鏡で(物理的に)できそうな観測• より深い測光分光 (限界等級22等くらい欲しい)• 可視低分散分光(R~300で十分、限界等級19magくらい欲しい)• 低分散近赤外線分光(R~200で十分、限界等級~16-17mag??)

3.8m望遠鏡への要望• 可視測光分光装置(->面分光装置 by 太田さん松林さん)• 偏光分光• 近赤外線分光• 突発時間変動天体 -> 装置の安定度

“明るい”超新星で何がわかるか---- ：未だ依然として未解明な点が多く残っている。

等級

極大等級<12mag-> より暗い(早いor後期)時期->多くの新規性の発見
150-300日

Shock breakout ?
(IIb/Ib/Ic)

Nebular phase(=inner structure)
Additional Source ?
Dust? (All-type)Δ~4-6magRising-time ?
~2,3週間(Ib/Ic, Ia)
Day
18等より暗い時期の可視分光/近外線測光 -> 3.8mに期待 (この講演)

“明るい”超新星で何がわかるか---- ：未だ依然として未解明な点が多く残っている。

等級

可視測光分光+近赤外線分光、偏光分光

Shock breakout ?
(IIb/Ib/Ic)
可視測光分光Δ~4-6magRising-time ?

極大等級<12mag-> より暗い(早いor後期)時期->多くの新規性の発見
150-300日

Nebular phase(=inner structure)
Additional Source ?
Dust? (All-type)

可視測光分光+近赤外線測光~2,3週間(Ib/Ic, Ia)
Day
18等より暗い時期の可視分光/近外線測光 -> 3.8mに期待 (この講演)

例えば… 新種超新星の正体解明
本質的に暗く(速い)突発天体への対応(like 重力波天体)-> 爆発直後超新星発見を狙うKISS、アマチュアとの連携-> m~16-20程度のpeak magを持つ天体の多色測光分光観測-> 3.8mによる即応測光(分光)-> Subaru/FOCASによるToOで分光 ???
密な測光分光 + 近赤外線測光の時間発展でのアプローチ
KISS + 3.8m + (Subaru/FOCAS??)

年間発見数とStrategyyear2010
2011
2012

全個数
5688881033

V<13mag
375

Peak<16mag
5071
79

V<13 mag-> 可視測光分光+近赤外線測光分光 + 偏光分光
V<16 mag (特異な天体)-> 可視測光分光+近赤外線測光

LSST 時代(2020-)の突発現象☆SN 2009dc (SC)(Yamanaka+)★SN 2012Z (Iax)

SN 2005cs(Kawabata+)

LSST white paperより

3.8m
望遠鏡時代(2015-)の突発現象
LSST時代(2020-)の突発現象

t < 10day(速い)3.8m + KISS

既に発見されている☆SN 2009dc (SC)
天体のさらなる理解(Yamanaka+)
3.8m 多モード★SN 2012Z (Iax)

μ~30-33
SN 2005cs⇒m=16-23(Kawabata+)(暗い) 3.8m

LSST white paperより

まとめ
1. 超新星の観測的研究は測光と分光が肝2. 突発天体なので、装置の安定性が欲しい
3. 装置のconfigurationは単純なのものが望ましい。(分光装置;R~200で十分！)

4. 明るい天体は多モードで爆発機構を明らかに。
5. 暗い（珍しい、特異な）天体は測光分光で6. 他プロジェクトとの共同研究の親和性高い

3.8m望遠鏡での回帰/古典新星の可視近赤外高分散分光観測の提案

Observations properties ofrecurrent/classical nova
Nova ejecta-> 可視-> 紫外-> 超軟X線源（白色矮星表面付近）

Windと伴星(?)との衝突->硬X線(回帰)共生新星系ならば->共通外層との相互作用？
->ガンマ線、高励起輝線

話題① 極端に遅い新星V1280 Scoにおける新星風周りのMultiple shell (NaI D)

Naito et al. 2012, A&A, 543, 86

High-velocity features 11成分の検出(Fe II, Balmer seriesには見られなかった。)
Subaru/HDS (R~55000)による結果(たぶん)R~20000でもいくつかの成分は検出可
Sadakane et al. 2010, PASJ, 62, 1381

話題② Transient Heavy Element Absorption(THEA) Systems
Sc II, Ti II, Fe II, Cr II, Ba IIのNarrow line 検出話題② Transient Heavy Element Absorption(THEA) Systems

Nova ejectaがpre-burst
CSMを掃いていく

高分散分光で新星親星環境を探れそう

What we can know from SNe observations ?
λ0 λ

56Co

γ111 days

56Ni

P Cygni profile
相対強度

luminosity

Diffusion time: depended on M, E
8.8 days

スペクトル56Co

Outerobserver

inner
56Ni

30day

56Fe

γ, e+

Ejecta interact with gamma-ray from 56Ni
decay⇒ Thermarised ejecta, the radiation
peaked in optical wavelength

λ λ0

波長

膨張大気の速度Days since explosion

timescale19超新星の観測的特徴と分類
かなた望遠鏡/TRISPECで取得したスペクトル (R~150)

吸収線○ Hydrogen ×

IIHβHαCaII○ Helium ×weakSistrong

Ic

II

SiII
SII

大質量星の重力崩壊型

Ia

低質量連星系を成す白色矮星の熱核暴走反応爆発

Ia

OI

CaII

SiII
OI

CaII

20

成果(見込み)例2: 超近傍M101に出現したIa型超新星SN 2011fe
MY on the behalf of OISTER, in prep

北天(周極星)R.A. = 14h03m05s.80,
Decl. = +54°16'25".3

現状までの日本での観測体制
1. 大学望遠鏡 + 公共天文台

広島大1.5m かなた望遠鏡

ぐんま天文台1.5m望遠鏡

Resourceの整備をしつつ突発天体の観測-> 装置開発+現場観測マンパワー不足-> 可視測光分光はOK. しかし、近赤外線観測が不足

成果例1：スーパーチャンドラセカール超新星の観測
MY, Kawabata, S. Kinugasa, K. Tanaka, M. et al. 2009, ApJL, 707, 118
可視測光1.5m Kanata/ HOWPol
0.5m MITSuME@OAO

近赤外測光
1.88m/ISLE@OAO
1.0m/Kagoshima

可視分光
1.5m/GLOWS@Gunma
8.2m Subaru/FOCAS現状までの日本での観測体制
2. 光赤外線大学間連携 (OISTER)

Resourceの整備と本格的運用への運び-> 装置開発+現場観測マンパワー不足をサポート-> 時間的に密な可視測光分光+近赤外線観測の実現-> 3.8mにはさらなる多モードでの観測に期待(中分散分光 + 近赤外線分光 + 偏光分光)

LSST 時代(2020-)の突発現象

t < 10day(速い)☆SN 2009dc (SC)(Yamanaka+)★SN 2012Z (Iax)

μ~30-33
SN 2005cs⇒m=16-23(Kawabata+)(暗い)LSST white paperより

あれば嬉しい2000年代の近傍超新星爆発の研究- Ia型- super-Chの発見 (SN 2003cg, Howell et al.)- peculiar Type Iaの発見 (SN 2002cx, Li et al.)
- 水素を付随するIIaの発見 (SN 2002ic, Hamuy et al.)- CC SNe- GRBを付随する/しないbroad Type Icの発見- XRTを付随するIb/cの発見- Super-Luminous Supernovaeの発見 (Quimby et al.)
- 爆発しない質量のCC SNe (赤色巨星問題)- LBVに付随するIIn/Ibnの発見 (Pastorello et al.)
- 多くのtransitional的Type II(IIb, IIL, IIn) SNeの発見

2000年代の近傍超新星爆発の研究- Ia型- super-Chの発見 (SN 2003cg, Howell et al.)- peculiar Type Iaの発見 (SN 2002cx, Li et al.)
キーワードは”多様性”- 水素を付随するIIaの発見(SN 2002ic, Hamuy et al.)
研究の基本：測光と分光でサンプルを集める。
- CCSNe-> 放射源である56Type
Ni mass、- GRBを付随する/しないbroadIcの発見
Light Curve fittingやline velocityからMej、KE- XRTを付随するIb/cの発見- Super-Luminous
Supernovaeの発見 (Quimby et al.)-> 親星や爆発モデルに制限
話は単純、それ故国際競争激しい。
- 爆発しない質量のCC
SNe (赤色巨星問題)
肝は論文化へのスピード- LBVに付随するIIn/Ibnの発見(Pastorello et al.)
- 多くのtransitional的Type II(IIb, IIL, IIn) SNeの発見

What we can know from SNe observations ?
λ0 λOuterobserver

inner56Ni

56Co
8.8 daysγ

スペクトル111 days

P Cygni profile
相対強度56Feγ, e+Ejecta interact with gamma-ray from 56Ni
decay⇒ Thermarised ejecta, the radiation
peaked in optical wavelength

λ λ0

波長

膨張大気の速度timescale29

未解決問題② Ib/Ic/IIb SNeの正体は?

-Ib/cの親星、WR星未だ検出例無し-単独星か連星か?
-> Kinetic Energy とejected massへの相関があるかも(SN 2012au; Takaki et al, ApJL)
即応観測 + 近赤外線分光の時間発展でのアプローチ (OISTER + 3.8m)

(transitional) Type Ia SN 2012ht
爆発日推定 成功: 2012年 Dec. 17.3+/-0.5
史上4例目
13 mag板垣さんによる
限界等級

西山さん椛島さんによる発見

18 magRising time
17.6d

M101のような近傍銀河(<10Mpc)での出現数はかなり少ないが、30-50Mpc程度の距離なら年間10以上は発見される
Yamanaka, M. et al., in prep-> 17-18mag での即応低分散分光がしたい。
-> 3.8mサイズでの観測が最適未解決問題① Iaの親星はSD or DD ?
SN 2011fe in M101 (~6.4Mpc)
ここ20年で最も近いIa型超新星
V~9.8mag @ peak

初期ライトカーブスペクトル

CII CII

HV OI

SiII
Nugent et al. 2011, Nature, 480, 344

分光@17mag
機動力の高い3-4mクラスでの研究

超早期からの測光と分光でのアプローチ (3.8m + KISS)

未解決問題② Ib/Ic/IIb SNeの正体は?

SN 2007gr ;Valenti et al. 2008,
ApJL, 673, 155

即応観測 + 近赤外線分光の時間発展でのアプローチ (OISTER + 3.8m)

未解決問題② Ib/Ic/IIb SNeの正体は?

SN 2007gr ;Valenti et al. 2008,
ApJL, 673, 155

炭素の吸収線が多く検出-> 超新星の親星indicator->時間発展を追うことで、層状構造の議論

即応観測 + 近赤外線分光の時間発展でのアプローチ (OISTER + 3.8m)

未解決問題③ (all-type共通)爆発構造は? (外層/内層の相違)

Leonard,, S. 2006, Nature, 440, 505- IIP- 急減光期に偏光度急上昇 (外層 -> 内層の多様性)- では、Stripped envelope SNeでの偏光度時間発展は？
- まずはType IIL。IIn、IIbあたりの水素外層を持つ

Maeda, K. et al. 2008, Science, 319, 1220

密な測光分光 + 偏光分光の時間発展でのアプローチ( OISTER + 3.8m)

未解決問題④ 新種超新星の正体解明

Poznanski eta l. 2010, Science, 327, 58

密な測光分光 + 近赤外線測光の時間発展でのアプローチ
KISS + 3.8m + (Subaru/FOCAS??)