超新星残骸の観測から迫る超新星の親星

勝⽥ 哲（かつださとる）
埼⽟⼤学・理⼯研・宇宙観測センター・助教
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

1

⽬次• 超新星爆発• 歴史的超新星• 超新星爆発のメカニズム• 超新星の親星• 超新星残骸• 基本構造• 超新星残骸の(Ｘ線)観測から親星を探る

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

2

超新星爆発超新星: 空の⼀点が急に明るくなる天⽂現象

before

2019/7/30

after

天⽂・天体物理若⼿の会

3

超新星爆発超新星爆発とは- 重い恒星が⼀⽣の最期に起こす⼤爆発- 明るさは太陽の数億倍
à 銀河⼀つに匹敵するSN 1994D

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

4⾁眼で⾒えた超新星：⽇本の記録
⻄暦11811054

1006

藤原定家(1162-1241)

客星：
普段⾒慣れない星(彗星や超新星)

明⽉記 (公益財団法⼈ 冷泉家 時⾬亭⽂庫 蔵)※藤原定家の19歳から75歳まで56年間にわたる⽇記
2019/7/30

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史上最⼤光度の超新星「SN 1006」• 中国：夜でも地上のものがはっきり⾒えた
５⽇の⽉à -8.5等• エジプト：¼の⽉より少し明るい• シリア： ⽉のよう
• イラク： ⽉のよう
• イエメン：⽔⾯がギラギラ輝いて太陽のよう• スイス： ⽬が眩むよう(参考) ⾦星: -4.6 等、満⽉: -12.6 等、太陽: -30 等
2019/7/30

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6ルネサンス期のヨーロッパの記録↑1572年
ティコ・ブラーエ(修正天動説の提唱)

2019/7/30

1604年→
ヨハネス・ケプラー(ケプラーの法則の発⾒)

天⽂・天体物理若⼿の会

7

⾁眼で⾒えた超新星⼀覧
⻄暦185年
⻄暦393年

中国の歴史書⻄暦1006年

明⽉記など

⻄暦1054年
⻄暦1181年

藤原定家

明るさ(等級)

-8?
-1?
-9?
-4?
0-4

アメリカ・インディアン(アナサジ族)の⼿形

⻄暦1572年
⻄暦1604年

ヨハネス・
ケプラー
ティコ・
ブラーエ

-33(参考)
⾦星:
満⽉:
太陽:

-4.6 等-12.6 等
-30 等

⻄暦1987年 (超新星ニュートリノの検出)
2019/7/30

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超新星のタイプ超新星の可視光スペクトル

Vink (2012)

爆発機構の観点では、熱核爆発型(Ia)と重⼒崩壊型(Ia以外全て)に区別できる。
2019/7/30

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重⼒崩壊型およびIa型超新星諸元
重⼒崩壊型(II, Ib, Ic etc.)

Ia型

親星

重い星(M>8M◉)

⽩⾊矮星エネルギー源重⼒(鉄コアの位置エネルギー)

核融合(主に C+O à Ni)

爆発エネルギー

1053 erg
1% (1051 erg)が運動エネルギー(99% はニュートリノ)

1051 erg

爆発後に残るもの

中性⼦星かブラックホール

跡形もなく吹き⾶ぶ。

※連星系を成す場合は伴星が残る。

※連星系を成す場合は伴星が残る。

2019/7/30

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10

重⼒崩壊型超新星爆発の原理
超新星爆発までの時間

t=-0.2秒

t=0 (爆発!)

t=数百年© ISAS/JAXA①核融合反応で⾃ ②中⼼に鉄コアが ③中⼼に原⼦核の ④超新星爆発!
重を⽀えている。 でき、核融合が停 塊ができる。落下⽌。⼀気に押し縮 してくるガスが跳められる。
ね返る。

⑤超新星残骸。
周辺に爆発破⽚が⾶び散り、中⼼には中性⼦星(or BH)が残る。

⼤質量星の終末期
2019/7/30

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Ia型超新星爆発の原理
爆発後 100 秒の元素分布

⽩⾊矮星
C+O

Ni

O

核爆発

Seitenzahl et al. (2013)

チャンドラセカール限界質量
M ~ 1.38 M◉の重さになった時

2019/7/30

Si

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12超新星の⺟銀河
M101

M49

渦巻き銀河
- 主に重⼒崩壊型
但し全種類が発⽣し得る- 古い星と若い星が混在
2019/7/30

楕円銀河
Ia型のみ発⽣
古い星のみ

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我々の銀河での超新星発⽣頻度• 頻度: １個 / 40±10 年• 重⼒崩壊型: 85%• Ia 型: 15%(Tammann et al. 1994)© Wikipedia• 最⼤級の渦巻き銀河の場合、10年で1個の超新星が発⽣する。
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

14超新星の「発⾒」頻度

昔は数百年に⼀度の⼤イベントだったが、今や⽇常茶飯事。
2019/7/30

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超新星の親星
理論的には、• 重⼒崩壊型:重い星(M > 8 M◉)• Ia 型: ⽩⾊矮星
親星を観測的に解明したい。

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会16重⼒崩壊型超新星の⼩分類・親星親星の質量の違いが多様なサブタイプの主因か?

Smith (2014)2019/7/30

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Ia 型超新星の⼩分類・親星• ２系統に⼤別できる。
A) Single degenerate (WD + MS or RG)B) Double degenerate (WD + WD)© Wikipedia
安定した質量降着(新星爆発してはいけない) à WD がチャンドラセカール質量(~1.4 M◉)に達したとき爆発する。
2019/7/30

WD 連星が、重⼒波を放出し徐々に接近 à くっついてチャンドラセカール質量を超えれば爆発する。

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親星の直接観測の難しさ
近傍銀河 NGC 2906 @ 30 Mpc で発⽣した超新星 SN 2005ip
爆発した後爆発する前

Fox et al. (2009)
近傍銀河と⾔えども距離が遠い(~10 Mpc)ため、親星が⾒つかるケースは極めて稀。
à 銀河系内(~ 10 kpc)の超新星残骸の観測から親星に迫れないか?
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

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⽬次• 超新星爆発• 歴史的超新星• 超新星爆発のメカニズム• 超新星の親星• 超新星残骸• 基本構造• 超新星残骸の(Ｘ線)観測から親星を探る

2019/7/30

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超新星残骸
現在の姿(超新星残骸)
⻄暦185年
⻄暦393年

中国の歴史書⻄暦1006年

明⽉記など

⻄暦1054年
⻄暦1181年

SN 393SN 185

藤原定家

SN 1006

SN 1054

SN 1181
アメリカ・インディアン(アナサジ族)の⼿形

Tycho’s SNR

⻄暦1572年
⻄暦1604年

ヨハネス・
ケプラー
ティコ・ブラーエ

Kepler’s SNR

⻄暦1987年 (超新星ニュートリノの検出)
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

SN 1987A

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超新星残骸の数
⼤マゼラン星雲(隣の銀河)の全貌

15光年

超新星残骸の観測寿命:
数万年
超新星の発⽣頻度:
1回/銀河/100年
超新星残骸の個数:(1/銀河/100年) x (数万年)= 数百個/銀河2019/7/30

Maggi et al. (2016)
天⽂・天体物理若⼿の会

⾚：Ia超新星残骸
⻘：重⼒崩壊型超新星残骸22

超新星残骸の基本構造
超新星残骸のＸ線写真

Reverse shock

中性⼦星Forward shock

中性⼦星

http://chandra.harvard.edu/photo/2004/casa/

Cool ejecta
Shock heated ejecta
Shock heated ISM

爆発噴出物(ejecta)と星周・星間物質(CSM/ISM)が光る。
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

23

超新星残骸に残る親星の情報・痕跡• 爆発噴出物

爆発破⽚の固有運動

Fesen et al. (2006)• 星周物質 ß 親星の星⾵(外層)WR 124 (Wolf-Rayet star)

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

24爆発噴出物の観測• Ｘ線観測すると⼤体いつも検出できる。
à 元素組成⽐から親星の質量を推定。

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

25

Ｘ線スペクトル à 元素組成⽐

SiFeCaArSO

MgSuzaku/XIS X-ray spectrum
Ne

G292.0+1.8 – Chandra X-ray image

Kamitsukasa et al. (2014)2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

26元素組成⽐ vs. 元素合成モデル

Kamitsukasa et al. (2014)

à 元素組成⽐を最もよく再現するのは M ~ 30-35 M◉
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

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古い残骸でも爆発噴出物を検出可能
The Cygnus Loop: 爆発後１万年程度

空間的・分光的にISMと爆発噴出物を分離。

SiFe LS

純粋な爆発噴出物スペクトル

Miyata et al. (1998)
元素合成モデルの直接検証が可能になった。
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

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過去の測定結果をまとめてみると…
⽂献値のまとめ組成⽐と元素合成モデルの⽐較から沢⼭の超新星残骸の親星の質量が⾒積もられてきた。そこで、これらの結果をまとめてみた↓
銀河系内f (M<15M◉)

f (15–22.5M◉)

f (M>22.5M◉)

0.27

0.27

0.46

重い星の⽅が多い!
そんな例は他にない。
à 本当なのか?
Katsuda, Takiwaki, Tominaga, Moriya, Nakamura,ApJ (2018), 863, 127

⼤マゼラン雲2019/7/30

⼩マゼラン雲天⽂・天体物理若⼿の会

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X/Si vs. CO core mass (Sukhbold+2016)
O/Si

Ne/Si

Mg/Si

S/Si

Ar/Si

Ca/Si

Black: ZAMS = 9.0--28 M◉; Red: ZAMS = 60 M◉; Green: ZAMS = 120 M◉à 実は、X/Si は親星質量 (CO core mass)に鈍感…
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

30

Fe/Si vs. CO core mass (Sukhbold+2016)
Fe/Si (だけ)は CO core mass と良い相関を⽰す
解釈：親星コアの密度構造(ß Fe/Si ⽣成⽐に敏感)が親星質量に依存するためだろう。

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

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Fe/Si を基に親星質量を更新
CO coreZAMS

MCOcore à MZAMS 変換

linear relation↑単独星の進化を仮定

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

MCOcore
(M◉)

MZAMS
(M◉)

Fraction(%)<3< 1547

3–615 – 22.5

32>6> 22.52132

質量分布
Katsuda, Takiwaki, Tominaga, Moriya, Nakamura, ApJ (2018), 863, 127– This work

2019/7/30

更新した親星質量分布は標準的な Salpeter IMF に⼀致!
※ただし連星を考慮できていないことには注意が必要。
天⽂・天体物理若⼿の会

33

星周物質の観測• 星周物質が検出できる場合は珍しい。
• Ia 型で検出された場合、single degenerate の証拠。
星⾵(CSM)

星⾵(CSM)
星⾵(CSM)

⽩⾊矮星星⾵(CSM)

伴星星⾵(CSM)
星⾵(CSM)
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

34Cas A 超新星残骸中の準静⽌輝点
Quasi-stationary flocculi (QSFs)

Line intensities of QSFs and some models

à N & He rich(Kirshner & Chevalier 1977; Chevalier & Kirshner 1978)

V <~ 500 km/s (Kamper & van den Bergh 1976)

NGC6888

運動速度と[NII]/Ha⽐がWR nebula NGC 6888に⼀致。
à 親星は WR であろう (Kirshner & Chevalier 1977)。
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

35Cas A: FMFs
Fast-moving flocculi (FMFs) V ~ 5000 km/s
Similar abundance pattern to QSFs

Fesen et al. (1991)

爆発時、親星表⾯に N- and He-rich ガスが存在した証拠。
à 親星は late WN star (WN7—WN9), not WC nor WO であろう。
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

36G292.0+1.8: 星周物質リング?
X-ray

⾚道のリング構造(SN 1987A の星周物質リングと似ている)

IR (24 µm)

太陽組成⽐
質量 ~ 1.7 M◉

Bhalerao et al. (2019)2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

37

G292.0+1.8: 周辺ガスの密度構造
密度構造
Steady wind model

Uniform ISM model

Lee et al. (2010); Bhalerao et al. (2019)

Steady wind

Uniform ISM- 周辺ガスの密度構造
星⾵の密度構造(r ∝ r-2)を⽰唆- 星周物質の総質量: ~14 M◉à 親星質量: 13 M◉ < M < 30 M◉

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

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ケプラーの超新星: Type Ia with CSM
Dense CSM knots

OpPcal & IR observaPons
⾼い密度 (n ~ 100 cm-3)
N-rich (N/H ~ 4 ymes solar) knots(e.g., Blair et al. 1991; 2007; Williams etal. 2012)

à 親星システムからの星⾵© CXC

2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会

39X-Ray Evidence for Diffuse N-rich CSM
N Lya

SK, Mori, Maeda et al. (2015)

RGS ACIS

Strong N Lya à N/H = 6±3 solar
The mass of diﬀuse CSM: ~0.3 M◉à Ṁ ~1.5x10-5 (Vw/10 km s-1) M◉ yr1

Consistent with AGB
star wind properties(See also Sun & Chen 2019)

未解決問題: 爆発後に⽣き残るはずの伴星が未発⾒ (Luiz-Lapuente+2018)2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会40

まとめ• 超新星爆発は重⼒崩壊型とIa型の２通りある。
• 近年の観測技術の進歩により、今や⽇常的に検出されている。
• ところが、親星はいまだによく分かっていない。
• 超新星残骸が親星の⼿がかりを与えてくれる。
• 爆発噴出物の Si/Fe 組成⽐は親星質量の良い指標になりうる。親星の質量分布は標準的なSalpeter IMFに⼀致する。
• 星周物質も親星推定に役⽴つ。
2019/7/30

天⽂・天体物理若⼿の会41