広島大学	  宇宙科学センター	  	  日本学術振興会特別研究員	  (PD)	  山中	  雅之	  第11回高宇連研究会「多波長で探る高エネルギー現象」 2011	  Aug	  9-­‐11	  1	  SN	  2009dcを可視近赤外で観測	  ３例目のsuper-­‐Chandrasekhar
超新星	  
過去2例より良い精度の観測で	  その正体について制限を与えた。	  

2	  1.
2.
3.
4.
5.

Ia型超新星について	  望遠鏡と可視観測	  早期観測結果(Yamanaka	  et	  al.	  2009)	  後期観測結果(Yamanaka	  et	  al.	  in	  prep)	  Conclusion	  3	  λ0	   λ	  56Ni
56Fe	  8.8	  days	γ	

スペクトル	56Co	

56Ni	

外層	observer	  Diﬀusion	  time	  :	  M,	  Eに依存	56Co	  	  	  	  	  111	  days	γ,	  e+	内部のエジェクタとガンマ線が噴出物質と相互作用⇒熱化、可視域に放射ピークが来る黒体放射	P	  Cygni	  proﬁle	  明
相る
対強さ度	

内層	30day	λ	   λ0	  波長	膨張大気の速度	極大からの日数	

光度曲線	
4	  吸収線	
○

かなた望遠鏡で取得したスペクトル	  Hydrogen	   ×	  II	

○ Helium	  ×	  weak	  IISi	  strong	  Ib	  	  	  	  	  	  Ic 	  重力崩壊型超新星	

Ia	  水素	  酸素	   カルシウム	  Si	  Ia	カルシウム	  酸素	  低質量連星系を成す白色矮星の熱核暴走反応爆発	  5	  伴星からの降着で	  白色矮星の質量は増加	

主系列or	  巨星	Chandrasekhar限界質量	  ~1.4M	  (回転なしの白色矮星)	
M:	  太陽質量	

白色矮星 (C,Oで形成)	  progenitor候補天体:	  U	  Sco,	  RS	  Ophなど回帰新星?	  

未解決問題	

この限界に近づくと白色矮星中心で炭素に点火、熱核暴走反応を引き起こす。	  
⇒Ia型超新星爆発	  6	  明るさと⊿m15(B)の相関関係	

⊿m15(B)	

-­‐19.1+/-­‐0.4	
明るい	

見かけの等級	

光度変化	

極大	15日後	極大からの日数	⊿m15(B)	  :	  減光率	  極大等級と15日後の等級の差	  Altavilla et al. 2004	

ゆっくり減光	

光度変化のみで距離の推定が可能	
⇒宇宙論的な距離の決定	
明るさと極めて良い相関	⇒ダークエネルギーの存在を示唆。	
7	  Si,S,Ca	白色矮星	
C,O	Fe,Ni	
Ropke+ 2007	

外層が臨界密度	  (計算ではパラメータ)	

Kasen+ 2009, Nature	

爆燃波 :亜音速で燃焼伝播	 遅延爆轟波 :衝撃波により超音速の燃焼波	

✓暗い光度を予言	  ✓全体的にmixing	  ✓ 熱源の56Niを大量生成 	  ✓ 層状構造をつくる	
8	  SN	  2006gz	  	 Hicken	  et	  al.	  2007	

M:	  太陽質量	

絶対光度明るい :	  56Ni	  1.2	  M	  遅い減光、スペクトルに炭素	

総噴出質量>	  1.4M	  炭素(燃え残り)の成分	

9	  4月9.31日(ＵＴ)、距離 89.3Mpc 	

近傍銀河UGC 10064にて発見。	
16.5等 (CBET 1762)	
4月16日分光観測 : 	

Ia型特有のスペクトルを示した。	

CIIの吸収	⇒極めて明るい SN 2006gzに	よく似ている (CBET 1768)。	

Super-Chandrasekhar SNe	なら3例目の発見!?	

過去2例に比べて近い距離の銀河で発生	  
⇒S/Nの良いデータを得られることが期待	

10	  初期	  (爆発後〜100日)	  1.5m	  かなた望遠鏡	  +	  HOWPol	  	  (柔軟性機動力・高：時間的に密)	  +1.5ぐんま天文台、OAO	  1.88m反射望遠鏡、	  OAO	  0.5m-­‐MITSuME望遠鏡、鹿児島大学1m望遠鏡	  後期	  	  (爆発後1年後)	  1.5m	  かなた望遠鏡	

8.2m	  すばる望遠鏡	  +	  FOCAS	  (公募観測、一夜限り、集光力大)	  大規模かつ多角的な観測によりSN	  2009dcの観測を行う。	
8.2m	  すばる望遠鏡	 11	  相対測光の強み	
比較星の等級差	

★

★

天空上の狭い領域を同時に撮像	  ⇒気候条件をキャンセルできる。	  
⇒非常に精度が良い	

15’	  x	  15’	
★	
★	

絶対測定	
比較星の等級の決定	
全く方向の違う領域を撮る	  ⇒天候に左右される	  ⇒月一程度の晴天を狙う	  12	  相対値は精度良し	

★

★

ラインの強度比、プロファイル	
ただし、スリット分光では一露出につき一天体の分光	  望遠鏡の追尾によっては	  天体がスリットから逃げることも	  2”	

★	

絶対測定	
比較星(標準星)は毎晩撮る	
強度比補正には有効	  絶対値補正は厳しい。	
13	  本当に極めて明るいIa型超新星爆発はsuper-­‐
Chandrasekhar	  超新星と言えるのか？	

測光	C	56Ni	  massを求める。	  

基本モデル :	  Mej	分光	 炭素の吸収線が	  見られた期間への制限	

Ni,Fe	Si,S,Ca	Super-­‐Chandrasekhar	  SNe	  の特徴を明らかにし、	  その爆発する描像を再現する。	
14	  15	  06gz	

03fg	

● 09dc× 06gz‐ 05cfIc

Rc
VB⊿m15(B)	  :	  極大等級と極大後15日後の等級差 	非常に遅い減光を示す。	  
超新星	
⊿m15(B)	
SN	  2009dc	 0.65+/-­‐0.03	
SN	  2006gz	 0.69+/-­‐0.05	  sN	  2005cf	
1.05	  	09dc(0.65)	

減光率は明るさの指標	
⇒SN 2009dcは本質的に極めて明るいことが期待	
16	  星間物質による吸収量を補正	  ⇒ 真の明るさを見積もる	  06gz	

03fg	

我々の銀河

母銀河
09dc(0.65)	

06gz : Mv=-19.90+/-0.21	

吸収 	 極大等級	
銀河の吸収を無視しても	無し	 -19.90+/-0.05	 SN 2009dcは史上最も明るいIa型超新星の一つである。	
有り	 -20.32+/-0.19	17	  ● 09dc(吸収あり)	
09dc(吸収なし)	
― 06gz	-- 05cf	Yamanaka et al. 2009	

仮定：可視光域が総輻射の60%.
(c.f.Stritzinger et al. 2006)	
爆発後から極大光度への到達時間：23日 (Silverman et al. 2010)	

光度の起源は 56Ni	  decayにともなうガンマ線のdeposition	  	M:	  太陽質量	
吸収を無視 : 1.3 +/- 0.3 Mの56Niを生成
吸収を仮定 : 2.0+/- 0.5 Mの56Ni c.f. 典型的なSN 2005cf : 0.8 M
(白色矮星のChandrasekhar限界質量：1.4M)

史上最も多くの56Niを作ったIa型超新星18	  光度変化を再現	
標準モデル	  ;	  Arnett	  (1982)	
09dc	
03du	 06gz	
Decay	  time	  	  56Ni	  8.8	  day	  	  	  56Co	  113.5	  day	

観測に合うように Mej	  と EKの組み合わせを探査する。ただし Mej	  >	  MNi	SN	  2003duでテスト (Mni	  =0.7M、Mej=1.4M、EK=1.3E51	  erg	  )	SN	  2009dc (Mni	  =2.0M、Mej=2.4M、EK=1.9E51	  erg	  )	初期の光度は56Ni	  decayで説明可能	  19	  SN	  2009dc	
Typical	  SN	  Ia	

C	Ni,Fe	

Yamanaka et al. 2009	

超新星	
炭素の吸収線	 炭素が長期間見られた	  ⇒非常に厚い炭素層	  SN	  2009dc	
極大5日後まで	
炭素：白色矮星起源物質	  Si,S,Ca	SN	  2006gz	
極大11日前まで	 ⇒非常に重い白色矮SN	  2003du	  (typical)	
見られない。	 星質量を示唆	 20	  06gz : SiII 12000km/s	
09dc : SiII,CII 8000km/s	
(典型的な SN Ia : 10000km/s)	

Yamanaka et al. 2009	

もう一つの極めて明るい06gzに比べて、明らかに09dcは遅い。	

EK	  =	  (1/2)	  x	  (Mej)	  x	  (Vel)2	  	  =	  (1/2)	  x	  (2.4M)	  x	  (8,000	  x	  105)2	  	  	  	  	  	  	  =	  	  1.5	  x	  1051	  erg	  	  (c.f.	  標準モデルで求めた 1.9	  x	  1051	  erg)	さらに、遅い膨張速度はより大きな束縛Ｅを	  示唆⇒より大きな質量とconsistent	21	  連続光：熱源である光球吸収：外層での吸収物質	

連続光で弱い偏光度(P<0.3%)⇒球対称噴出物質を示唆	
ゆがんだ爆発モデル	  (理論流体モデル)	  0.9Mで-19.9magの	明るいIa型超新星爆発：
再現可能	
Tanaka, Kawabata, Yamanaka et al. 2010	

Hillebrandt et al. 2007	

弱い偏光度は非対称爆発を棄却	
22	  Si,S,Ca,etc(燃焼物質)	

Ni(Fe)	
CO	
normal	炭素(不完全燃焼物質)	

Ni(Fe)	
CO	

Ni(Fe)	
CO	
06gz	

09dc	

極めて明るい光度、ゆるやかな光度曲線：豊富な56Ni(Fe)層を支持	
偏光分光：弱い偏光度：ほぼ球対称のエジェクタ	
極大5日後までの炭素の吸収：豊富なCO層	
⇒元の白色矮星は非常に大きな質量 (c.f. 2.4M in 標準モデル)	
⇒SN 2009dcはSuper-Chandrasekhar SNである。	
23	  (1) 最もゆるやかな光度曲線を示すIa型超新星の一つ	
(⊿m15(B)=0.65+/-0.03)	
(2) 最も明るいIa型超新星の一つ	
⇒ 最も多くの56Ni massを生成したIa型超新星の一つ 	
(>1.3M. もし母銀河の吸収を Av=0.43と仮定： 2.0M) 	
(3) 極大の5日後まで炭素が残っていた。	
(厚い炭素層を示唆する。) 	
(4) もう一つの明るい06gzに比べても十分に遅い。	
(5) 連続光における弱い偏光度：非対称モデルを棄却 	
SN 2009dcは３例目のsuper-Chandrasekhar SNである。さらに、過去の2例より強い状況証拠を列挙することができた。	
24	  25	  膨張大気：一年後 薄くなる、	  ⇒ エジェクタを見通せる。	  
⇒輝線が卓越したスペクトル	  光度曲線	
56Co	  decay	  → 56Ni	  mass	  早期と独立に放射源の議論が可	スペクトル	  輝線⇒爆発中心が見通せる	  ドップラーシフトから物質分布	26	  すべてのバンドで	  典型的なIa型超新星
2003duより	  速い減光を示した。	  
さらに顕著に	  赤くなった。	  
放射波長域が	  近赤外領域に延びた？	
27	  SN	  2003duとほぼ同じ光度となった。予測されるより明らかに暗い。	  

減光の可能性	
後期に減光	  ⇒ dust生成に伴う減光	  (近赤外領域に再放射)	  or 陽電子の完全透過	  陽電子透過説では	  合わないことは確かめた。	  
28	  初期の光度から予測されるより明らかに暗い
また典型的なSN	  Iaより赤くなった。	  
⇒放射波長域が近赤外波長域へ延びた？、	  可視光を吸収して減光させる＝ダスト？	  
初期のスペクトルに強いCarbonの吸収：
ejecta中に豊富な炭素	  ⇒炭素ダストは宇宙ダストの主成分	  29	  SN	  2009dc	Fe,	  Ni	  	Ni(Fe)	Ca??	
[Fe	  II]λ	  7155、[Ni	  II]λ	  7378	  :	  	  -­‐600	  km	  s-­‐1	  	  [Ca	  II]	  λ	  7299	  +300	  km	  s-­‐1	  	  ⇒ CaはむしろFe,	  Niより内側に分布	  

内側にカルシウム	  ⇒強いmixing	  	  典型的なIa型では見られない	質の悪いSN	  2006gzの後期観測データでも可能性が示唆	  ⇒SN	  2009dcでは明らかに確認できた	

(1) 初期の明るさから予期されるより明らかに暗い光度であることを確かめた。	
(2) 早期スペクトルの炭素、赤くなったことから、後期の減光はdust生成によるものかもしれない。 	
(3) カルシウムが内部に分布することを確かめた。	
→強いmixingを示唆する。	

SN 2006gzの観測から示唆された特異性について
SN 2009dcでは、明確に確認できた。	
31	  Ropke+ 2007	

Kasen+ 2009, Nature	

爆燃波	

遅延爆轟波 	

✓暗い光度を予言	  ✓全体的にmixing	  ✓ 熱源の56Niを大量生成 	  ✓ 層状構造をつくる	

両者の爆発が上手くバランスする？(このような理論モデルは無い。)	  	  32	  あるいはまったく新しい爆発モデルが必要か。	

高速回転白色矮星	

白色矮星同士の合体	

Pakmor+	  2010	
Pfannes+	  2010	

⇒ 56Ni	  mass	  ~	  1.5M、	  	  	  	  	  	  total	  mass	  ~2.1M	  ⇒ 56Ni	  mass	  ~	  0.1M、	  	  	  	  	  	  total	  mass	  ~1.9M	  SN	  2009dc	  56Ni	  mass	  ~	  2.0M,	  	  2.4M	むしろFaint	  Type	  SN	  Iaを	  よく再現する (Pakmor+)	

後期の観測	
初期の観測	
Si,S,Ca,etc(燃焼物質)	
Fe,Ni	

Ni(Fe)	
CO	炭素(不完全燃焼物質)	

Fe,Ni	
Dust??	
CO	
Ni(Fe)	
Ca??	

Dust??	

Dust??	
normal	SN	  2009dc	

SN	  2009dcは最も大きい質量の親星をもつIa型超新星爆発のモデルでほぼ説明可能である。	

34	  2011年前半(11A)	  4/25	  P.I.	  山中	  すばる望遠鏡 公募観測	  “Exploring	  the	  Origin	  of	  Extremely	  Luminous	  Type	  Ia	  SN	  2009dc”	  (爆発から2年後の観測 )	  	  ダストの晴れ上がり後の	  可視光放射の復帰をターゲット	  (c.f.	  ダスト新星)	  として観測	  光度復帰が明らかになればダスト生成シナリオを支持	  ⇒ Super-­‐Chandrasekhar	  SNであることを支持する！	

35	  36	  かなた望遠鏡＋中口径望遠鏡と連携	  超新星・新星やその他突発天体の観測	  スペクトル	

例 :	  Ia型超新星SN	  2011B	  (1月7日発見)	  爆発機構に制限を与える	  	  

光度曲線	37	  09dc	
●	06gz	03fg	

Multi	  color	  ﬁttingで	  B-­‐band	  light	  curveだけなら	  Rc,	  Icで明らかに合わない。	  
相関に乗りそう	
単色のLight	  curve	  では除去しきれないが、Multi	  color	  or	  spectraがあれば宇宙論への適用を避けることができる。	

早期を説明したモデルよりも暗い	
56Co	  decayからのpositron-­‐ejecta	  interaction	  を完全に無視	  ⇒上限値(非現実的物理)	  ⇒それよりも観測は暗い	  

後期の減光は明確に
positron	  escape説では合わない。	  
⇒ dust	  生成の可能性	   39	  かなた望遠鏡で取得したスペクトル	  吸収線	Hβ	  ○ Hydrogen	   ×	  II	

○ Helium	  ×	  weak	  II	  大質量星の重力崩壊型	

Hα	  Si	  strong	  Ia	  低質量連星系を成す白色矮星の熱核暴走反応爆発	  Ic	CaII	  SiII	  SII	  Ia	OI	  CaII	  SiII	  OI	   CaII	  40	  Light	  Curve	

Spectra	

Absolute	  magnitude	

FeIIII	SN	  1991T	  明るい	SiII	
SiII	
SII	
TiII	

SN	  2003du	  典型的	SN	  1991bg	  暗い	

減光する速さ 速い━ 中 ━ 遅い	  	  	  	  	  	  明るさ暗い━ 中 ━ 明
るい	  	  Ni	  mass	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  <0.1	  	  	  	  0.4-­‐0.8	  	  	  	  	  	  	  >0.9	

SN	  1991T	
SN	  2003du	

SN	  1991bg	

スペクトル中の吸収線 :	  外層物質	  Ni	  :	  明るさの起源 (内側に分布)	  爆発における元素合成が反映	 41	  観測	理論	Kasen 2006	

明るいIa型超新星ほどIバンド第２極大が明るい⇒エジェクタ中の鉄系元素が豊富	
のっぺりした光度曲線は	  Mixingを示唆：C、Siの速度が似かよっていることを支持	

Kasen 2006	
第二極大が明るい	

明るい	

42	  初期の観測	
極めて明るい光度、極めてゆっくりとした減光、極めて稀な強い炭素の吸収、遅い膨張速度などからSuper-Chandrasekhar SNであることを見出した。標準モデルにより光度変化も説明できた。	
極大光度からNi mass ˜ 2.0Mが求められ、親星がチャンドラセカール限界質量を超えていたことが過去２例より強く示唆される。	

後期の観測	
初めてSuper-Chandrasekhar SNの爆発中心の構造を明らかにした。	
初期の光度から予想された光度より暗いことを確かめ、Colorの変化や炭素の存在からダスト生成の可能性が示唆される。速度の遅いカルシウムのラインをこのタイプの超新星で初めて明瞭に確認した。	

SN	  2009dcは最も大きい質量の親星をもつIa型
超新星爆発のモデルでほぼ説明可能である。	

43	  “型”はスペクトルにおける吸収線で同定される。	

吸収線	
○水素○Ic	×

FeII

ヘリウム ×weak Si strong

IIIIb Ib

II	HβIc

Ia

HαCaII
SiII

SII

09ｄｃ	

SiII
OI CaII

Ia	
SiII

重力崩壊型	O
I

CaI
I

熱核暴走反応	

SiII,	  CaII,	  SIIなどの吸収はIa型に独特な	  プロファイルを形成：09dcはIa型超新星	

44	  30day	

56Ni	

56Co	

明る
さ

極大からの日数	45	  爆発後〜100日後	

爆発後１年	

薄い外層	

厚い内層	

1.5m	  かなた+	  α	  8.2m	  すばる	  46	  アパーチャ測光(開口測定)

sky	
銀河成分	

PSF (Point Spread Function) fitting
天文解析でよく使われるアパーチャ
測光：銀河の影響無視できない。	
PSF測光で銀河のバックグラウンドによるコンタミネーションを除去。

星のモデル(PSF)をobjectにfitting	

銀河成分	
47	  SN 2006X	

■HVG	

LVG	

Yamanakaet al. 2009	

Benetti et al. 2005	

修士論文においては、極めて膨張速度の大きな超新星SN	  2006Xを測光分光観測によってその特異性を明らかにした。	
48	  速度勾配大きい	

Off center explosion model	

Maeda et al. 2010	

青方偏移	

赤方偏移	

早期分光観測による分類(LVG,HVG,Faint) が後期スペクトルの輝線の速度に対応している。(Maeda et al. 2010, Nature)
SN	  2009dcはLVGかつ赤方偏移の特徴を持つIa型超新星	  ⇒新しいサブグループであることをより支持する。	  

49	  Si,S,Ca,etc(burnt material)	

Ni(Fe)	
CO	
normal	Carbon(unburnt material)	

Ni(Fe)	
CO	09dc	

50	  国立天文台岡山観測所
1.88m 望遠鏡
赤外カメラ : ISLE
測光：JHKs(近赤外:0.8-2.5µm)

広島大学 東広島天文台
1.5m かなた望遠鏡
広視野可視カメラ : HOWPol
撮像：BVRI 30夜(可視光:0.4-0.8µm)

国立天文台ハワイ観測所
8.2m すばる望遠鏡
多天体微光分光撮像装置
FOCAS 測光：BVRI(可視光:0.4-0.8µm)

その他、可視測光に岡山観測所 0.5m-­‐MITSuME望遠鏡	  近赤外測光観測に鹿児島大学 1.0m-­‐望遠鏡を使用	

51	  ぐんま天文台
1.5m 望遠鏡
GLOWS
分光：分解能~850km/s
波長範囲4000-8000Å
国立天文台ハワイ観測所
8.2m すばる望遠鏡
FOCAS
分光： 分解能 ~ 700km/s
波長範囲 4000-9000Å

52	  ✓GRBに次ぐ宇宙最大規模の爆発現象	  E	  =	  (0.5)	  x	  M	  x	  V2 爆発のエネルギー	  	  	  	  =0.5	  x	  (2.0x1033	  kg)	  x	  (10000	  km	  s-­‐1	  )2	  	  =	  0.5	  x	  1051	  erg	  (	  1	  erg	  =	  10-­‐7	  J)	  ✓観測対象は系外銀河に出現	  (→点源で観測)	  N~300-­‐600	  yr-­‐1	  我々の銀河では400年間、	  	  	  	  未発見	  53