国内連携における超新星爆発の観測状況報告2013
山中雅之(京都大学 花山天文台 PD)

OAO/光赤外UM@倉敷美術館 2013 Aug 1 - 3

我々は何をしているか近傍銀河(<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早期(爆発後数日程度から100日程度まで)における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2012/2013シーズンにおいて「ある程度まとまった」
現在進行中を含む観測研究テーマ① 光赤外線大学間連携によるスーパーチャンドラ候補(?)SN
2012dnの可視近赤外線観測 (PI: M. Yamanaka)② 光赤外線大学間連携による特異なIa型超新星SN 2012Zの可視近外線観測 (PI : M. Yamanaka)③ 中間光度Ia型超新星の超早期観測による爆発日推定(PI : M. Yamanaka, M. Kawabata)④ GRB-SNと関連があるIb型超新星 SN 2012au(PI : K. Takaki; ポスター P15) : 論文化済⑤ 極めて明るいIIn型超新星 SN 2010jl の可視と近赤外による後期観測 (PI : I. Ueno; ポスターP16)⑥ 暗いIIP型超新星SN2013amの可視近赤外線観測(PI : K. Mori; ポスターP17)⑦ 暗いIIP型超新星SN 2009jsの可視光及び中間赤外線観測(PI: P. Gandhi) : 論文化済共同研究者@超新星観測•
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川端弘治(広島大宇宙科学センター准教授)＊
高木勝俊(広島大M2)＊
広島大/大阪教育大/東京大/国上野一誠(広島大M2)＊
立天文台がメイン
森健彰(甲南大B4 -> 広島大M1)＊
川端美穂(大教大B4)＊
増本一成(大教大M1)＊
Gandhi Poshak (ISAS->ダーラム大)田中雅臣(国立天文台助教)＊
前田啓一(東京大/IPMU特任助教)＊
奥嶋貴子(元広島大M2 -> 就職)＊
現場観測者
小野里佳子(大教大B4 -> 阪大芝井研M1)＊
新井彰(兵庫県立大PD)＊:超新星専門伊藤亮介(広島大D3->PD)
秋田谷洋(広島大宇宙科学センター特任助教)
松本桂(大教大准教授)
その他各観測所の方々など多数

若い！

青:中小口径望遠鏡

観測から得られる超新星の物理Light CurveSpectrum
初期 (~a few weeks)

初期 (~a few weeks)

56Ni (6.07d)

後期( > 100-200d )thick

P Cyg profile
吸収線

初期 (~a few weeks) 外層

thin

輝線

輝線

56Co(~77d)

後期 ( > 100-200d )後期 ( > 100-200d )Si, S, Ca etc.
(for SNe Ia)

光球衰退

56Ni → 56Co → 56FeγγLight Curve (放射起源)～ 56Ni or 56Co 崩壊～ 56Ni 質量 (親星質量への制限)
Spectra → Line velocity
自由膨張のため v ∝ r→ 速度構造は膨張大気構造を示唆→ 爆発モデルへの制限

どの望遠鏡・装置を使っているか
1.5m Kanata telescope@HAO, HU
観測者:
森谷、伊藤、高木、上野、森、浦野、河口、秋田谷

51cm/Andor社製
Camera@OKU
観測者：
川端、増本、その他院生

HOWPolKawabata et al.
2008, SPIE,
7014, 151
BVRI, low-res.
Sp (R~400)

HONIR
Sakimoto, Akitaya
et al. 2012, SPIE,
8446, 73
JHKs

(敬称略)

Nayuta/MALLS R~1200@NHAO 観測協力者: 新井

その他、各大学公共天文台観測協力者

光赤外線大学間連携関連望遠鏡群
☆

※

※

☆

☆

OAO/MITSuMEOAO/WFC

埼玉大 55cm ☆

※大教大51cm※※ 非連携機関☆ 協力機関京都大40cm
美星天文台 1.0m

“明るい”超新星はどの程度出現しているか“Bright supernovae“ http://www.rochesterastronomy.org/snimages/

“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)
Δ~4-6mag

Additional Source ?
Dust? (All-type)

Rising-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 (明日講演予定)

①光赤外線大学間連携によるスーパーチャンドラ候補(?)SN 2012dnの可視近赤外線観測 (PI: M. Yamanaka)Super-Chandrasekhar SN Ia
09dc ★
06gz

03fgIIHβIc
FeII

HαCaII
SiII

SII

SiII09ｄｃ
CII

Ia

OI CaIIOI CaII

SiII

スーパーチャンドラセカール超新星の特徴
1.極めて明るい (Mv<-19.8 mag)
2.極めて緩やかな減光 (Δm15(B)<1.0)
3.強い炭素の吸収線
これまで5例
4.遅い線速度(例外: 06gz)

山中D論 (2010)

親星が無回転の白色矮星のChandrasekhar限界質量では説明不可

SN 2012dn in ESO 462-G016
Position
R.A. 20:23:36.26
Decl. -28:16:43.4

高度 < 30度
C6 12.3
C2 12.6 C3 15.0★
C1 12.2
http://www.bao.go.jp/soft/elplot/index.html✔ 7/8(梅雨) 発見✔ 最も近いsuper-Chandrasekhar SN(=distance ~ 30 Mpc)
✔ 早期にidentify (a week before max)

C4 13.4 C5 13.1

10’ x 10’

史上最も多くの情報を提供しうるsuper-Chandraeskhar SN
徹底した可視近赤外線観測によりその描像を明らかにする。

光赤外線大学間連携関連望遠鏡群
☆

※

※☆

☆

OAO/MITSuMEOAO/WFC

埼玉大 55cm ☆

※大教大51cm※※ 非連携機関☆ 協力機関京都大40cm
美星天文台 1.0m

SN 2012dn 観測望遠鏡及び装置一覧
Observatory

Telescope

Instrument

Mode

Filter/Res.

Night(s)Obs StReduc ST

Nayoro1.6m Pirka

MSI

Imaging

UBVRI

45

End

PSF 済

Nayoro1.6m Pirka

MSI

imagingspec

150

--

End--

Akeno

0.5m

CCD (MITSuME)

Imagingg’RI--

End--サザーランド

1.4m IRSF

SiriusImaging/impol

JHKs

47(76)

End済

Koyama1.3m Araki

Adler

imaging

gizBVIc

26

End済

OKU

0.5m MITSuME

Andor/ST10imaging

BVRcIc

12/14

End

Ongoing

Nishiharima

2.0m Nayuta

NIC

imaging

JHKs

22

End

Ongoing

OAO

1.88m 74

KOOLS

Spectroscopy

300

2End

PSF 済

OAO

0.5m MITSuME

CCD (MITSuME)

Imaging

g’RI

34

End

PSF 済

Hiroshima

1.5m Kanata

HOWPolImaging

BVRI(z’+Y)

51

End

PSF 済

Hiroshima

1.5m Kanata

HOWPolSpectroscopy

40030End済

Kagoshima

1.0m

NIC(?)

ImagingJHKs

11End

PSF 済

Ishigaki-jima

1.0m MITSuME

CCD (MITSuME)

Imaging

g’RI

28End

PSF 済

過去に例を見ない程密な可視近赤外線の測光観測を実現

典型的な(templateとよべる)Ia型超新星のUBVRIYJHKsバンド光度曲線
IJHKsバンドで第二極大KRISCIUNAS et al. 2007

典型的な(templateとよべる)Ia型超新星のUBVRIYJHKsバンド光度曲線
IJHKsバンドで第二極大Elias-Rosa et al. 2008

KRISCIUNAS et al. 2007

光度曲線(SN 2009dcと比較)

多色で密な観測
JHKsバンドの密な観測は初めて
可視光度曲線 -> 09dcよりやや速い
近赤外線光度曲線-> 極大日の遅れ
50 days in H to B, 80 days in Ks to B

SED
SN 2012dnスペクトルFeIISIISiIICII ☒ ☒☒

CaII

遅い線速度
炭素の吸収線->super-Ch-like絶対等級 対 減光速度
09dc ●06gz

03fg
同じdecline rateを持つSuper-Chandrasekhar SN
より有意に暗い光度★12dn

何を意味するのか?

描像: 大量のejecta、少量の56Ni mass
1.2-1.8M

Fe, Si,S,Ca,etc(燃焼物質)

0.6M
56Ni

CO

炭素(不燃焼物質)

normal近赤外線波長域へのエネルギーの再注入？
(Kasen et al. 2006)⇒ 放射性崩壊Ni 少⇒ 安定なFeのみ豊富??

New type explosion??

56Ni

56Ni

CO

従来までの
super-Chandrasekhar
0.2-0.3M 単に密度が低いというSN 2012dn

事で説明できる？

今後の展望現在、SN 2012dnは極大後240日後を経過中
SN 2009dc
予期せぬ低光度@380day-> ダスト??
近赤外線波長域への再放射?

Yamanaka et al. in prep

1年後のSubaru/FOCASでの観測を提案予定

SN 2012dn まとめ• スーパーチャンドラセカール候補天体SN
2012dnの徹底的な可視近外線観測を実施• 低高度で梅雨時期にも関らず、OISTERによる史上稀に見るほどの密な可視近赤外線観測を実現• 緩やかな減光、遅い膨張速度、強い炭素の吸収線を検出  豊富なエジェクタを示唆• しかしながら、絶対光度は暗く、少量のみの56Ni massを生成か• 正体不明の爆発か？

③ 中間光度SN 2012htの増光期観測(PI M. Yamanaka, M. Kawabata)爆発直後からの観測による制限

Nugent et al.
2011, Nature, 480, 344
Pre- explosion Post- explosion

Brightening
Bloom et al. 2012

赤色巨星は除外？

増光極初期における0.2dで-10magでのupper-limit-> <0.02R◎のコンパ
クト天体を示唆-> WDでOK史上4例目の直接的なrising-timeの導出
西山さん椛島さん
発見

板垣さん
限界等級

爆発後2.0d以内から連続的な測光観測 -> 史上4例目
中間光度では初めて

SN 2012htは中間的な分類

SN 2012htは測光分光的に中間光度 SN 2004eoによく似ている
親星直接成分と見られる炭素の吸収線も検出

Ia型の多様性は連続的か?

91bg
91T

Li et al. 2011

91T
NormalIa型の多様性は連続的か?

91bg
91T

91T
Normal

SN 2012ht

Li et al. 2011

12ht まとめ• 爆発日を推定し、2日後から連続的に観測を実施できた天体としては4例目• 中間光度Ia型としては初めてrising-timeを求めた。: 他の典型的なIa型と同程度-> 少なくとも典型的なIa型と同じ種族を起源を示唆している⑦ 暗いIIP型超新星SN 2009jsの可視光及び中間赤外線観測“SN 2009JS AT THE CROSSROADS BETWEENNORMAL AND SUBLUMINOUS TYPE IIP
SUPERNOVAE: OPTICAL
AND MID-INFRARED EVOLUTION “(P. GANDHI, MY, M. TANAKA et al. 2013, ApJ, 767, 166)

赤色巨星問題

Smartt (2009)

IIP型超新星の親星初期質量は17太陽質量程度？

Elias-Rosaet al. 2010

IIL型超新星 SN 2009krの親星：
初期質量20M ◎ 程度の黄色超巨星？

II型超新星には星周ダストが取り巻いている ?
Pre-explosions

Fraser et al. 2012

Post-explosions

M95に出現したSN 2012aw

Kanata images(B, V, Rc-bands)

II型超新星には星周ダストが取り巻いている ?
SED of progenitors

爆発前
E(B-V) ~ 1.0

爆発後E(B-V) ~ 0.1

Light Curves

星周ダストがエジェクタにより破壊されたのか？
Spectrum
Fraser et al. 2012

Kanata 光度曲線 + NTT 1点
Plateau = 111days

プラトー光度は05csより2倍明るい

プラトーフェーズは05csより20日短い

56Ni mass : 0.004-0.011,

典型的なIIP型より小さいKanata 光度曲線 + NTT 1点
Plateau = 111days

プラトー光度は05csより2倍明るい

プラトーフェーズは05csより20日短い

56Ni mass : 0.004-0.011,

典型的なIIP型より小さ
いSED (BVRI+中間赤外)

3.4 days

56.2 days

Single blackbody (~5600K)= エジェクタ光球起源

107.1 days
Excess?

(107日を除いて)明瞭にダストの証拠といえる兆候無し

SED of Optical & MID -IR

107.1 days
中間赤外線超過は3.0x10-5 M◎
amorphus Carbonで説明できそう。
-> 例えば04etより十分小さい。

09js まとめ• IIP型における中間赤外線-可視光での爆発直後からの初めての時間発展観測• 早期SEDは超新星光球成分からの単一黒体放射で説明できそう全体のまとめ• かなた望遠鏡を中心として、超新星爆発を複数天体、発見直後から限界等級まで追観測を実施している• これまで見られなかったような特異なタイプも天体も発見されつつある(=12dn)。
• よく理解されているような天体に対して、時間的・波長的により広い観点での理解も得られるようになった(=09js, 12ht)。