連星系・変光星研究会2020 (Zoom), 2021/01/29

理論と観測からみた超新星（爆発直後の観測を軸とした最近の進展）

前田啓一
京都大学・宇宙物理学教室

星の進化と超新星爆発
超新星爆発

H-burning WS, 2009.2.19-20「恒星物理学」
後期・火曜日・10:30＠理6-304（今期はzoom）

超新星爆発

Type II

II型
赤色巨星
IIb/Ib/Ic型
ヘリウム星、酸素星Type Ia

H-richH-rich超新星タイプ分類
HFe

Fe
CaFe

Si

S Si

Ca

O

HeFe

Type Ib

Na SiO

Type Ic@ 最大光度時（~ 爆発後数週間）:– 非常に濃い膨張ガス（表面の元素）.

HeHe
He

C+O
C+O
Si
SiFeFe大質量星（> 10M）起源の超新星爆発
鉄コアの重力崩壊

衝撃波発生

ニュートリノによる加熱

中性子星の形成

爆発

白色矮星起源の核暴走型超新星爆発• チャンドラセカール限界
質量に近いと、核反応に対して不安定。
• 核反応の暴走→Ia型超新星。

チャンドラセカール限界質量白色矮星の核暴走（標準理論）のシミュレーション。Maeda+ 2010, Nature + ApJ

超新星・突発天体現象の研究
観測「探査」による発見：
広く・浅く「追観測」による詳細
データ取得：
深く・狭く

理論・観測の複合領域

理論「恒星・天体進化」理論
爆発に至る進化「爆発の物理」理論
爆発機構「爆発後の進化」計算
流体・非平衡物理「輻射」計算疑似観測時間軸天文学の発展

短時間間隔
探査
既知の天体を爆発直後から。
「理論の検証」
未知の短時間変動
天体

多数の観測
Cooke+ 2015

新たな探査計画⇒柔軟な追観測計画

新種の天体。
特異な天体。
「様々な進化経路」

新世代の探査計画（主に1m級望遠鏡）
探査観測：夜空を定期的に撮像して、新天体を探す。

稼働中の探査計画（＋アマチュアの方々の貢献）

Tomo-e超新星探査計画

せいめい望遠鏡による観測
東大木曽観測所Tomo-eカメラなどによる探査~16 mag~18-19 mag発見当日に即時分光（ToO）して、その後も高頻度で観測する。
年間40-50晩相当（ToOが半分）

光赤外線天文学大学間連携

爆発直後の超新星観測で目指すサイエンス例• 爆発から時間がたてばたつほど、もともとの星の情報は薄れる・消失する。
• 爆発の瞬間（ショックブレークアウト）。
• 爆発した星の性質。
• 恒星末期の（原因未知の）活動性。
• 超新星爆発機構。

超新星爆発と最初の光（ショックブレークアウト）
ショックブレークアウトの輻射流体計算例
Suzuki, Maeda, Shigeyama 2016

爆発流体計算例 Suzuki & Maeda 2017,2019可視域での初検出
アマチュア天文家のVíctor
Busoさん（＠アルゼンチン）が観測中に「偶然」超新星が現れる。

Bersten, Folatelli, …, Maeda et al.
2017, Nature大質量星終末期進化の未解決問題
Arnett+Meakin 11MS⇒RSG
Advanced burning(⇒Binary(⇒ unknown Massinteraction?)loss process?)

H⇒HeC106

104O

Si

100 1 年 1 日

既存の標準進化理論では記述できない？
22M
© A. Heger

爆発直後の観測⇒爆発直前の活動性爆発直後に発見したその日に分光観測

超新星
放出物質

> 数日発見したその日に爆発直後に爆発直前の一年程度で放出した物質
発見一日以内に分光観測（爆発から一日～数日）。
爆発直前の活動性を探る新手法。
爆発後数時間で分光観測。
未踏の領域。

爆発直後の分光“<数日”

超新星初期の高エネルギー放射により電離された星周物質？
親星からの距離~光速度＊1日
低速＋高階電離輝線（星周物質）（<~1015cm）。
爆発の数十年前に放出？
高速吸収線（超新星）→大質量星終末期進化の新情報。
Yaron+ 17
iPTF13dqy= SN2013fs

10-3 M/yr

10-7 M/yr1015cm
親星からの距離大質量星終末期進化の理論への示唆• 終末期活動性の起源？

外層
Ouchi & KM, 2019

コア
核反応エネルギー生成率
重力波による伝搬Fuller 17

可視光度標準モデル

Fuller 17
Arnett+Meakin 11

コアからのエネルギー解放終末期の活動性は一般的なのか？
Khazov+ 16

Forster, Moriya+ 18, Nat. Ast.

即時分光の結果：
II型の20%程度？

矛盾？

即時測光の結果：
II型の> 90%？

サンプルの増大（せいめいなどに期待）。
理論的解釈？（理論モデル構築＋多波長観測による独立検証）

多波長理論と観測
電波放射計算Matsuoka, Maeda, et al. 2019

シンクロトロン
逆コンプトンなど非熱放射

ALMA（チリ）による観測

ALMAでの爆発直後の超新星の観測（たぶんALMAで初）
Maeda+, in prep.

恒星進化の多様性：謎のカルシウム過剰超新星

Kawabata, KM+ 10, Nature

最初の発見
2005cz (Kawabata+ 10) & 2005E (Perets+ 10)
スペクトルは重い星の爆発に非常に似ている。
が、酸素放射が弱く、カルシウム放射が強い。
すぐに暗くなる（観測が難しい）。

白色矮星の爆発現象？

Kasliwal+ 12

大部分は、大質量星（そもそも星）のいないように見える僻地で起こる。
白色矮星の爆発？（新星とIa型超新星の中間？）
しかし、銀河の腕など、激しい（大質量）星形成が起こっているところで発生するものが、一部いる。

Milisavljevic+17

重い星？白色矮星？⇒爆発直後の観測が鍵
重い星

白色矮星
爆発

爆発直後（数日）# 重い星の場合、さらに爆発前に出した「星周物質」で囲まれている。
絶対等級（明るさ）

爆発後数週間Bersten, …, maeda+ 2012
日数

せいめい・かなたで観測したカルシウム過剰超新星

SN 2019ehk (Nakaoka, Maeda+ 2020):
2019年4月29日発見。
2日後からかなた＋せいめいで観測開始。
発見から2か月後にジェミニ望遠鏡、半年後にはすばるで観測（すでに暗い⇒8m望遠鏡）。
酸素

カルシウム

重い星が多い場所（銀河の腕）で発生した、カルシウム過剰超新星。

初期に明るい⇒重い星の爆発では？

SN 2019ehk「通常の」カルシウム過剰超新星
初期に明るい放射を示したほかの二例も、SN 2019ehkと同様に、重い星のいる環境で爆発している。
理論的な解析から、誕生時10M⇒爆発時2Mか3M程度の大質量星（の中でも最も軽い星）の爆発と思われる。

連星中性子星の母天体？
重力波（2017/8/17）
超新星

中性子星

超新星

<約3M

連星中性子星>約3M

孤立中性子星x2

おそらく、複数の種族が存在

Ia型超新星の未解決問題
爆発の仕方？
爆発に至る進化？

中心での炭素核反応暴走

普通の星
Maeda+ 10

白色矮星「若い」種族？
Fink+ 10白色矮星

表面でのヘリウム核反応暴走白色矮星「古い」種族？

Roepke+ 12

表面での炭素核反応暴走

伴星はいるか？

Liu+ 2013
Yamanaka+ 2014

V

理論：青色超過
Kasen 2010(cf. Kutsuna &Shigeyama)

SN 2011fe
Jiang+ 18
Nugent+ 2011

“普通の”Ia型超新星では、初期超過は（ほとんど）見つからない。
91T/99aa-like

MUSSES1604D
SN 2012ht“特異な”Ia型超新星で、初期超過発見。報告例増加中
しかし、伴星の効果ではないものがほとんど？

ティコの超新星残骸
1572年に爆発した超新星の現在(ティコ・ブラーエによる観測)。
「非常に普通」のIa型超新星（すばるによるエコー分光：Krause+ 08）

衝撃波の減速の発見；Tanaka+ 2021

高密度の分子雲との衝突。
濃い分子雲内（星形成領域）で誕生・爆発したと考えられる。

「若い」種族。
（伴星はいるはず…？）

伴星はいるか？

Liu+ 2013
Yamanaka+ 2014

V

理論：青色超過
Kasen 2010(cf. Kutsuna &Shigeyama)

SN 2011fe
Jiang+ 18
Nugent+ 2011

“普通の”Ia型超新星では、初期超過は（ほとんど）見つからない。
91T/99aa-like

MUSSES1604D
SN 2012ht“特異な”Ia型超新星で、初期超過発見。報告例増加中
しかし、伴星の効果ではないものがほとんど？

表面ヘリウム爆発のよるIa型超新星？
すばる望遠鏡（ハワイ）

8mすばる望遠鏡による爆発直後の超新星探査
輻射輸送計算による理解→表面核暴走で引き起こされるタイプの存在。
Jiang, Doi, Maeda, Nature, 2017
Maeda+, 2018

広視野カメラHSC

Ia型超新星：表面組成？
• 例えば、標準的な二つのモデル（ともに中心炭素着火モデル）。
爆燃モデル（Nomoto+ 84）

爆燃＋爆轟モデル（Iwamoto+ 99）

酸素炭素

中心

表面ケイ素

中心最も外側の組成で判別できる。

表面超新星の時間進化
爆発後数日

>一週間

最外層の物質・元素の情報
時間経過（高速膨張⇒密度減少）# 外側ほど高速で広がる。

内側の物質・元素の情報

元素の切り分け＝分光
爆発直後の分光観測せいめいによる爆発直後からの分光観測例• Ia型超新星 SN 2019ein (Kawabata, Maeda et al. 2020)。
• 2019年5月1日発見。

• 同日にせいめい＋かなた望遠鏡で観測開始。
ケイ素

ケイ素を放射する層の速度
高速
（外側）

低速
（内側）

時間

コンピュータシミュレーションとの比較
ケイ素

炭素がいるはずの波長（色）最外層部は主にケイ素。
炭素は（ほぼ）存在しない。
爆発モデルへの強い制限。

爆発直後の超新星：特異な天体の例
ガンマ線バースト：謎の天体。可視だと変な超新星に見える。

ガンマ線バースト
（光速）

コクーン?
（光速の30%）

極超新星（光速の10%）光速ジェットで爆発？

超高速成分（~0.3c）の発見
Izzo, de U. Postigo, Maeda+, 2019, Nature

観測 v. 輻射理論

まとめ
• 近年の観測の発展により、恒星進化・爆発機構の理論の様々な検証が可能になっている。
– 特に鍵となるのは、爆発直後の観測。

• 大質量星終末期進化。
– 謎の活動性。一般的？解釈が正しい？新しい進化理論？

• 多様な恒星進化経路。
– 連星中性子星の形成過程など。

• Ia型超新星の親星、爆発機構。
– 親星問題は未解決。多様な爆発機構？

• 特異な爆発現象の正体に迫る。