2014/09/08

2020年代の光赤外線天文学「恒星物理・超新星・晩期型星」
サイエンス• 「恒星物理・超新星・晩期型星」検討班
発表者： 野沢 貴也（NAOJ）
松永 典之（東大・本郷）
班長： 田中 雅臣（NAOJ）

メンバー (15名)
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青木 和光 (銀河系・局所銀河：星（星団）班 班長)
板 由房
植田 稔也
大仲 圭一
左近 樹 (銀河系・局所銀河：星間物質班 班長)
須田 拓馬
2014年3月以降に田中 雅臣 (班長)加わったメンバー
冨永 望
野沢 貴也 (銀河系・局所銀河：星間物質班 兼任)
橋本 修 (編集委員)
松永 典之 (銀河系・局所銀河：星（星団）班 兼任)
森谷 友由希守屋 尭
諸隈 智貴 (クエーサー AGN班 兼任)
山口 正輝

活動の報告• 2014/3/18: 第１回 face-to-faceミーティング– 8名参加
– 各分野の「未解決問題」の同定• 2014/3/21: 光赤天連総会• 2014/4: プロジェクトのサマリースライド• 2014/6/16-18: 第２回 face-to-faceミーティング（検討会）– 12名参加 (+周辺分野より5名) # うち海外から3名– 実際のサイエンスケースの提案、恒星分野を貫く問題の議論• 2014/9/8-10: 光赤天連シンポジウム（今日）恒星の各進化段階はどう繋がっていて宇宙に何をもたらすのか「恒星物理」の三本柱
質量放出の理解（*ダスト形成を含む）

元素の起源の理解（*ダストの起源を含む）

連星進化の理解具体的な観測提案（一部）
AGB星の高空間分解分光
RSGの直接撮像
超新星親星のモニタリング

質量放出の理解

元素の起源の理解

連星進化の理解

金属欠乏星を見つける
NS mergerを見つける
超新星ダストの観測

X線連星、Be星ガス円盤TZO? (Thorne-Zyktow obj.)
Ia型超新星の起源

1-1. Summary of observed dust mass in CCSNe

missing-dust
problemIndebetouw+2014

Far-IR to sub-mm observations revealed that ~0.1 Msunof dust grains can be produced in the ejecta of SNe

1-2. Dust mass and size ejected from SNe IINozawa+2003, 2007

‐ 形成されるダストの組成・サイズは？
（形成されたダストがリバースショックによってどれだけ破壊されるかに重要）

SNe II

超新星で形成されるダストのサイズは比較的大きい (>0.1 μm) だろう1-3. Dust formation in Type IIn SN 2010jl➜ ejectaで形成されるダストの話ではない

Power-law size
distribution
・ α : ~3.5・ maximum radius :~3-4 µm (>0.5 μm)

Gall+2014, Nature1-4. Dust properties in Type IIn SN 2010jl

SN 2010jlで形成されるダストのサイズは小さい (< 0.1 μm)
Maeda, TN et al. (2013)

1-5. Caveats on Gall et al. (2014) paper
Gall+2014, Nature
Dust formed incool dense shell

Dust formed in
the ejecta
Pre-existing
circumstellar dust

II型超新星でこの時期にダスト量がどうなっているか知りたい

超新星ejectaで形成されるダストとcool dense shellで形成されるダストを一緒くたにして、ダスト質量の進化を議論すべきではない2-1. Why stellar mass-loss is important?
• 質量放出はなぜ重要か？

‐星の進化（特に後期段階）を決める、元素合成にも影響‐ダストの主要な形成場所‐星間空間中での（特に重元素）ガスとダストの循環• 長年の問題 ➜ 質量放出の駆動機構がわかっていない‐pulsation? ➜ pulsationがない星もmass lossしている‐line-driven? ➜ LBVsやWR starsでは重要でありそう‐回転、磁場、表面対流、連星相互作用、、、‐dust-driven? ➜ C-rich星（carbon dust）ではうまく説明できる➜ O-rich星（silicate dust）ではうまく作用しない➜ 鶏卵問題（質量放出が先かダスト形成が先か？）

2-2. Chicken and egg argument on mass loss
• Dust-driven windについての鶏卵問題
ダストが形成されれば、ダストがうける輻射圧によりガスは加速される（質量放出率は高くなる）
Mauron & Josselin (2011)

x-axis: 60 µm-flux based
dust-to-gas mass ratio=200

ガスが星表面から放出されなければ（質量放出率が高くなければ）ダストは形成されない

2-3. Resolving chicken and egg argument• ダストは星からどれくらいの距離で形成され始めるか？
• ダストに働く輻射圧によって本当にガスは加速されるのか？
• 最終的にどのようにガスとダストは星間空間に放出されるか？
➜ 可視光/赤外線の高分散分光・高空間分解能の観測が必要不可欠
mid-infrared (17.7 µm) image of a red supergiant Antareswith the VLT (VISIR, spatial resolution of ~0.5 arcsec)

Ohnaka 2014

3-1. Variety of core-collapse supernovae
観測された超新星のタイプの割合

重力崩壊型超新星の多様性は、爆発時の外層の有無に起因する➜ 爆発直前の質量放出史に依存する大質量星の（古典的）進化理論では、- Type II-P: MZAMS = 8-25 Msun
- Type IIL/IIb: MZAMS = 25-35 Msun
- Type Ib/Ic SNe : MZAMS > 35 Msun

Smith+2011

35 Msun

25 Msun

守屋尭さんのスライドより

3-2. Red-supergiant problem
爆発前の画像から同定されたII-P型超新星の親星は、その質量の上限が~18Msun（25 Msunより小さい）と見積もられる➜ ~18 Msunより重い星は、水素外層をまとった赤色超巨星として爆発しない

理論は質量放出率を過少評価している？
Smartt (2009)‐従来よりも一桁程度高い質量放出率を適用しても、超新星の多様性（親星質量との関係）を説明することはできなさそう(Chieffi & Limongi 2012)‐厚い外層を持たないType IIL/IIb/Ib/Ic
SNeは、連星の相互作用によって外層を失うのではないか？
Mauron & Josselin 2011

3-3. Progenitor(s) of Type IIb SN 2011dh○ SN 2011dh (Type IIb)
- 爆発時の質量 : ~15±3 Msun
(Bersten+2012)- 親星はYSG（爆発前の画像）(Maund+2011, van Dyl+2011)- モデル計算 ➜ progenitor(s)は16Msun+10Msunの連星系(Benvenuto+2013)- 爆発の1160日後にHST(UV)で観測したところ、SN 2011dhの位置に、B型星と思しき天体を発見 (Folatelli+2014)➜ SN 2011dhは、連星系であったことがほぼ確定

Folatelli+2014

SN 2011dhは、連星系のcompanionが発見されたType IIb SNeの２例目（１例目はSN 1993J）➜ Type IIbが連星系である確率 : 2/2

3-4. Resolving red-supergiant problem• 爆発しそうな大質量星のモニター観測‐系内だけでなく多くの銀河中のRSGs、LBVs、WRsをできるだけ頻繁に（月１？年１？）‐4m(8m)望遠鏡もモニター観測で使用することになるかも• その他の課題（重力崩壊型超新星の多様性について）‐電子捕獲超新星（MZAMS = 8-10 Msun）
暗い？厚いダストをまとっている（super-AGB stars）？
‐Type IIn SNe （全重力崩壊型超新星の10%）爆発の直前に大規模な質量放出‐LBVs, WRからの超新星爆発‐超高輝度超新星（super-luminous SNe）の起源

具体的な観測提案（一部）
AGB星の高空間分解分光
RSGの直接撮像
超新星親星のモニタリング

質量放出の理解missing-dust problem
in Type II supernovae

Dust-driven windsの鶏卵問題

赤色超巨星問題

元素の起源の理解

連星進化の理解metal-poor starを見つける
NS mergerを見つける
超新星ダストの観測

X線連星、Be星ガス円盤
TZO? (Thorne-Zyktow obj.)
Ia型超新星の起源

将来プロジェクトへの要請• 30m級望遠鏡を使った高分散分光観測– R > 10000? （~1 km/sのガスの運動を分解したい）– 空間情報も一緒に– 高分散分光＋偏光 (ダストの運動)• 中小口径望遠鏡を使ったモニター観測（撮像も分光も）– 2020年代には8m望遠鏡も「中口径」(4mも)• 明るい天体（の周辺環境）を見たい– コロナグラフ (WFIRST)、極小口径望遠鏡• 赤外線高分散分光 R ~ 2000 (10”)• 地上で一番長い波長にも期待（TAO ~40 um）