2016/03/16

TAOで紐解くダスト形成過程
野沢 貴也（Takaya Nozawa）
国立天文台 理論研究部(National Astronomical Observatory of Japan)

Targets in this talk:1. Core-collapse supernovae in MW/LMC/SMC
2. Type IIn supernovae in nearby galaxies
3. Galactic luminous blue variables (candidates)

0-1. Introduction: origin and evolution of dust
○ 星の進化と宇宙の物質循環

講演
Z113a
Z119b
Z120bを参照

credit: 植田稔也氏＠University of Denver

0-2. Formation and processing of dust in SNe
野沢 貴也 2014, 天文月報

~1-3 yrs~1000 yrs

Destruction efficiency of dust grains by sputtering in thereverse shocks depends on their initial size
The size of newly formed dust is determined by physicalcondition (gas density and temperature) of SN ejecta

0-3. Summary of observed dust mass in CCSNe

missing cold dust?

young SNRs

Matsuura+2011

Type II-P SNeBalow+2010

Gomez+2012

swept-up IS dust?

Far-IR to sub-mm observations are essential for revealing
the mass of dust grains produced in the ejecta of SNe

0-3. Summary of observed dust mass in CCSNe

missing cold dust?

young SNRs

Type II-P SNe

swept-up IS dust?

There are increasing pieces of evidence that massive
dust in excess of 0.1 Msun is formed in the ejecta of SNe

0-4. Evolution of dust mass in SN 1987A
Dwek & Arendt 2015

Bevan & Barlow 2016

OI 6300

可視減光からのダスト質量➜ ダスト量は時間とともに増加‐ ~10-3 Msun @ 600 days

‐ ~0.1 Msun @ 4000 days

時間とともにダスト形成が効率的に起こるのは不自然➜ clumpyな構造をしていれば、0.4 Msunのダストが600日後に形成されていても赤外線SEDを説明できる

0-5. Achievement and issues on SN dust
〇 これまでの研究でわかったこと（重力崩壊型）超新星は、放出ガス中で大量（0.1 Msun以上）のダストを形成することができる〇 超新星ダスト研究における現在の二つの課題
1) 観測された大量のダストはいつ形成されたのか？
➜ 中間赤外線と遠赤外線でのダスト量の違いを説明したい

2) 形成されるダストのサイズはどれくらいか？
➜ 超新星による最終的なダスト放出量を明らかにしたい1. Observations of dust formationin nearby core-collapse SNe1-1. Detectability of dust emission from SNe
Type II-P SN 2004et (d=5.6 Mpc)
Md ~ 10-4 Msun, Td ~ 650K @ 464 day
MIMIZUKU imaging
4 hours, 5σsilicate

carbonKotak+09

TAO/MIMIZUKUでは、系外銀河の超新星内で形成されたダストからの熱放射を捉えることはかなり難しそう1-2. Mass and temperature of dust grains○ Thermal radiation from dust grains

LIR = Ndust 4πa2 ∫ Qemis(a,λ) πBλ(Tdust) dλ= 4 Mdust ∫ κemis(λ) πBλ(Tdust) dλwhere κemis(λ) = 4 Q(a, λ) / 3 ρdust aTanaka, TN, et al. (2012)

1-3. Detectability of dust in SNe in LMC/SMC
MW or LMC/SMCでぜひ超新星を！
LMC/SMC(d=50 kpc)での超新星でのダスト熱放射のSED- dust species: silicate- LIR = 1036 erg/s (up to ~10 yr)
MIMIZUKUによるhigh cadenceの観測が決定的！！

MIMIZUKU imaging
4 hours, 5σ

1-4. Observations of SN dust with TAO○ TAO/MIMIZUKUによる超新星ダスト観測‐ 系外銀河のII型超新星で形成されたダスト熱放射は検出できそうにない‐ MWまたはLMC/SMCで超新星が起こることを期待➜ TAOによるhigh cadenceの赤外線観測は、ダスト形成時期（ダスト量の時間進化）について革新的な成果をもたらすことができる## 超新星残骸ダストの観測は？
- 南天に若い（< ~300 yr）超新星残骸が存在しない- LMC/SMCの超新星残骸を観測するには感度が足りない??

??

2. Dust formation in cool denseshells of Type IIn supernovae

2-1. Type IIn supernovae
IIn型超新星の可視スペクトル○ IIn型超新星‐ 水素のnarrow emission lineを示す‐ 厚い星周ガスと超新星イジェクタとの衝突（相互作用）により光輝く➜ 通常の超新星よりも10倍以上明るい
Smith+11
Zhang+2012

普通のII型超新星© Swinburne Univ. of Tech.

2-2. Dust formation in cool dense shells
Dust formation in the ejecta

Dust formation in dense shell

普通のII型超新星

IIn型超新星○ Cool dense shellsでのダスト形成‐ 形成されたダストの温度が高い ➜ ダスト熱放射は近赤外線で見える‐ ダスト形成時期が比較的早い（~100 dayくらいから）傾向にある‐ このダスト形成過程については、理論的にほとんどわかっていない2-3. Dust formation in Type IIn SN 2010jl○ Type IIn SN 2010jlのすばる/IRCS観測‐ 近赤外線超過が見られる（爆発の約570日後）➜ 10-3 Msunの炭素質ダストの形成‐ 400日くらいから（ダストによる）可視光の減光
UGC 5189A @ ~50 Mpc

carbonT = 1300 K

Maeda, TN, et al. (2013)

2-4. Size of dust formed in Type IIn SN 2010jl
水素輝線のblueshift

可視－近赤外線の減光曲線
ダストのサイズは小さい: a < 0.1 µm

Maeda, TN,et al. (2013)

ダストのサイズは大きい
a~3-4 µm

Gall+2014

2-5. Observations of Type IIn SNe with TAO○ TAO/SWIMSによるIIn型超新星のダスト観測‐ 近傍の系外銀河であれば、明るいIIn型超新星で形成されたダストからの熱放射を近赤外線で検出することができる‐ 理論的によくわかっていないcool dense shellsでのダスト形成過程の理解に重要な示唆
CSN 2010jl‐ 水素輝線の減光から形成されたダスト半径を見積もることが可能

星周ガス密度（親星の質量放出率）に強い制限を与えることができる

Λon = τsat/τcoll ∝ τcool ngas
Nozawa & Kozasa (2013)

3. Infrared mapping observationsof luminous blue variables

3-1. LBVs: Luminous Blue Variables○ LBVs （高光度青色変光星）‐ log10(L / Lsun) = 5.5--6.5‐ log10(Teff / K) = 3.8--4.6➜ Mstar = 40--150 Msun

イータ・カリーナ星

17 LBVs in our Galaxy (2016年3月現在）〇 IIn型超新星SN 2005glはLBVから爆発した?

Gal-Yam & Leonard 2007, 2009
Wikipediaより➜ 恒星進化理論に重大な問題提起

3-2. Dusty envelopes around LBVs
Eta Carina
TIMMI 17 µm
Morris+1999

HR CarSpitzer 8 µm
Umana+2009

G24.73
MSX 7-25 µm
Clark+2003

MWC 930
WISE 22 µm
Cerrigone+2014

AG CarWray15-751
Herschel 70 µm
Herschel 70 µm
Vamvatira-Nakou+2015 Vamvatira-Nakou+2013

Wray16-137
Spitzer 24 µm
Gvaramadze+2014

WS1WISE 22 µm
Gvaramadze+2012

AFGL2298
VISIR 17.65 µm
Buemi+2010

MN44
Spitzer 24 µm
Gvaramadze+2015

LBVsの70%は、厚い星周ダストに覆われている➜ 大規模な質量放出ガス中におけるダスト形成

3-3. Dust formation in mass-loss winds of LBVs
○ LBVsにおけるダスト形成の二つの障害① 速いwind velocity (~100-300 km/s) ➜ 低い質量放出ガス密度

ρgas = Mdot / ( 4 π r2 vwind)cf. vwind = 10-30 km/s for AGB stars② 中心星の高い有効温度 ➜ UV輻射によるダストの蒸発が効率的

LBVsでのダスト形成過程の研究は極めてchallenging！
○ どうやってダストは形成したのか？
‐ dense clumps中でのダストの形成？？
➜ 高いガス密度、UV輻射の遮蔽

Wray15-751
Vamvatira-Nakou+2013

星周ダストの空間分布を知りたい！
➜ TAOによる高空間分解の近・中間赤外線マッピング観測

3-4. Example of IR mapping of dusty nebulae
LBV AFGL 2298
observation

Cas A SNR
simulation

Rho+2008- MgSiO3- Fe, FeS, Si- Mg-silicate- FeO, SiO2

Ueta+2001- glassy carbon- FeO, Al2O3

3-5. Why are LBVs?
○ LBVsは南天に多い！
‐ 17天体中、16天体は南半球からのみ観測可能➜ TAOで観測する絶好のターゲット！！

P Cygni

AKARI遠赤外線全天画像、Credit: JAXA/ISAS

Eta Carina

3-6. Significance of studying LBVs
○ LBVsに関連した重要なサイエンス‐ 極限的な環境下でのダスト形成過程➜ 宇宙でのダスト凝縮を探る最適な実験場‐ （突発的）質量放出メカニズム➜ 質量放出率、放出ガスの対称性‐ IIn型超新星との関連性➜ LBVsはIIn型超新星の親星か？

‐ 大質量星連星系の理解➜ LBVsの多くは連星系ダスト形成理論
TAOによるLBVs観測 ➜ 恒星進化理論 への重要な知見

Summary： Dust formation science with TAO(1) MW/LMC/SMCで起こった超新星のhigh cadence観測➜ イジェクタでのダスト形成史の解明➜ 超新星ダスト形成の大問題の一つを完全解決(2) 近傍の銀河で起こったIIn型超新星の近赤外線観測➜ cool dense shellでのダスト形成メカニズム➜ ダストサイズの見積もり ➜ 星周ガス密度に制限(3) Galactic LBVs (candidates)の赤外線マッピング観測➜ LBVsの多くは南天に存在 ➜ TAOの独占市場➜ 過酷な環境下でのダスト形成過程➜ 質量放出、恒星進化理論、連星系進化への洞察