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高エネルギー現象で探る宇宙の多様性

光度曲線の系統的調査に基づく
重力崩壊型超新星の爆発機構への制限
齋藤 晟 （東北大学）
田中 雅臣（東北大学）
澤田 涼 （東京大学）
守屋 尭 （国立天文台）
56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

観測の典型値：Ek ~ 1051 erg（ ∼ Mv 2）

ownloaded from https://academic.oup.com/mnras/article/485/3/3153/5364561 by Tohoku University user on 25 November 2020

爆発のメカニズム （運動エネルギー）

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第一原理計算：Ek ~ 1050 erg（計算に時間がかかる）

Figure 2. The solid-angle-weighted average shock wave radius (in kilometres) versus time after bounce (in seconds) for the 9-, 10-, 11-, 12-, and 13-M!
models of this study in 3D (thick) and 2D (thin). All the 3D and 2D models, except the 13-M! model, explode. Shown are the radii until 0.55 s after bounce,
though the runs were frequently carried out further (see Table 1). The 9- and 11-M! models explode within ∼100 milliseconds of bounce, the 12-M!
progenitor requires ∼40 milliseconds longer, while the 10-M! model is clearly exploding by ∼0.3 and 0.45 s in 3D and 2D, respectively. Generally, the 3Dmodels explode slightly earlier than the 2D models, though for the 12-M! progenitor the 3D and 2D models are launched at roughly the same time. We
note that the 13-M! model in this progenitor model suite not only does not explode in either 2D or 3D, but also it has a muted silicon/oxygen interface
jump in density (and entropy) relative to that of the others (see Fig. 1) that resides further out in interior mass. These factors seem to have an impact on the‘explodability’ of that core. Moreover, in Burrows et al. (2018) and Vartanyan et al. (2018), the 2D 12-M! model, using default physics, did not explode, but
this initial model was from a different progenitor suite (Woosley & Heger 2007b) for which the 12-M! model does not have as pronounced a silicon/oxygen
density discontinuity. See the text for a discussion of these trends.

（~> 1.0 秒）

Ek [erg]

第一原理計算：運動エネルギー

爆発のメカニズムが未解明

Burrows et al. 2019

1050

1049
0.0

̶> 観測から制限したい

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0 1.2

コア跳ね返りからの時間 [秒]Figure 3. Diagnostic explosion energies (in Bethes, ≡ 1051 erg) versus time after bounce (in seconds) for the 9-, 10-, 11-, and 12-M! models calculated forthis investigation. Note that since the 13-M! model does not explode in either 3D or 2D it does not register as one of the plotted lines (it would have beenpurple). The thick lines are for the 3D models and the thin lines are for the 2D models. The diagnostic energy includes the sum of the gravitational, kinetic,thermal, and recombination energies of the ejecta, but not the binding energy of the off-grid matter exterior to our 20 000-kilometre outer boundary. However,as can be seen in Table 1, the outer envelope binding energies for each of these low-mass models are quite small. We note
56 that the 9-M! models have totalNiexplosion energies (in 3D and 2D) that have almost asymptoted to their final values. See the text for a discussion.

Ni の合成量 M 、爆発のタイムスケール tgrow

超新星の放射エネルギー源 56Ni

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光度

超新星爆発時に放射性元素 56Ni を合成

超新星56Ni decay

観測：ピークの明るさ（測りやすい）
理論：中心付近のみで合成（短時間で計算可）

56Ni の質量 (M◉)

爆発のタイムスケール毎の 56Ni の質量時間

56Ni の質量0.2

爆発のタイムスケールに依存0.15※ 典型的な親星のみ考慮
Sawada & Maeda 20190.1

目的：0.05

観測 & 理論0.010.1；親星を加味、56Ni の比較

1.01051 erg に達する時間（秒）̶> タイムスケールに制限

56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

超新星の光度曲線

4 /15超新星の光度曲線-23-221044

1042
erg/s

絶対等級erg/s

通常の超新星放射エネルギー源-21erg/s

1043

超高輝度超新星

放射エネルギー源：未解明-20-19-18-17-16-15-14-13-100：56Ni の放射性崩壊

0100 200 300 400 500 600
peakからの日数

Gal-Yam et al. 2012

~ - 20 mag の天体 ̶> どこまでが 56Ni で光る通常の超新星か？
Arcavi et al. 2016, De Cia et al. 2018, Prentice et al. 2021, Matsuda in prep
56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

研究の目的5 /15

爆発のメカニズムは？
どこまでが 56Ni で光る「通常」の超新星か？
超新星の光度曲線から 56Ni の合成量を系統的に調査
流体・元素合成計算（親星の構造・爆発のタイムスケール）
̶> 56Ni で光る超新星の明るさの上限値
爆発のタイムスケールへの制限

56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

データ解析

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Open Supernova Cataloge.g., Guillochon et al. 2017

：85 個の stripped-envelope 超新星の bolometric 光度曲線
ピーク等級 (Mpeak) ̶> 56Ni の質量 (MNi)
減光のタイムスケール (Δt1mag) ̶> エジェクタの質量 (Mej)

等級

tch =Mpeak
1 mag

3κMej
4πcvej∝ Mej1/2vej−1/2
Arnett 1982

（vej ~ 10,000Δt1mag

時間2,000 km/s）

e.g., Lyman et al. 2016

56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

超新星の種類
HeC, O

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Stripped envelope (Ib, Ic)

H rich (II 型)
H

放射エネルギー源
・56NiHeC, OC, O

放射エネルギー源
・56Ni・内部エネルギー

Bolometric 絶対等級

光度曲線
-18H rich (II 型)-17-16-15-14

Stripped envelope-13-200

204060 80 100

ピークからの日数
56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

減光のタイムスケール vs ピーク絶対等級

8 /15-24

Mpeak

-22

超高輝度超新星IIb：僅かに HIb：He あり-18Ic：He なし-16Ic BL：膨張速度高-2085 天体-140Ibc ：Ib と Ic の区別なし

10 20 30 40 50 60 70 80

Δt1mag [日]Δt1mag と Mpeak に相関なし (p ~ 0.15)

Δt1mag ̶> Mej

̶> 先行研究（Taddia et al. 2018; 34天体 など）と無矛盾

Mpeak ̶> MNi

56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

エジェクタの質量 vs 56Ni の質量
MNi

10MNi (M◉)

3M

9 /15ejM==NiejM.20

超高輝度超新星
IIb：僅かに H

Ib：He あり

0.1

Ic：He なし

0.03

Ic BL：膨張速度高0.01

Ibc ：Ib と Ic の区別なし

10.3

M

13Mej (M◉)=Niej
M.1010

超高輝度超新星は MNi ~> Mej

Mej, MNi

一部の超新星は高い MNi ~ 0.2 Mej

̶> 爆発のタイムスケール

56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

流体力学・元素合成計算

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1D 流体計算（blcode）Morozova et al. 2015
21核種の元素合成計算① 爆発直前の星Timmes et al.

Sukhbold et al. 2016

HeM爆発直前 = Mej + 1.4 M◉

C, OC, O② エネルギー3
Ek =Mejvej2 (vej = 10,000 km/s)
10Ek − (Ebind + Eint)·Ein =tgrow③ 爆発のタイムスケール

爆発直前の質量 [M◉]Mej = 1, 2, 3, …, 10 M◉
87
6

Sukhbold et al. 2016

HeCO5432

10 12 14 16 18 20 22 24

tgrow = 0.01, 0.03, 0.1, 0.3, 1.0 秒初期質量 [M◉]56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

エジェクタの質量 vs 56Ni の合成量
ZAMS 質量 (M◉)

MNi [M◉]

Compactness

15202530351.011 /15Compactness

ξM =He コア
0.8M/M⊙

R(M)/1000km

0.01 s0.03 s0.60.1 s

0.4

爆発のタイムスケール

0.3 s
0.2

1.0 s
0.0
0246Mej (M◉)

810HeC, O

MNi は compactness に対応

tgrow = 0.1, 0.3, 1.0 秒

MNi < 0.2 Mej

を観測の結果と比較~

56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

エジェクタの質量 vs 56Ni の合成量ZAMS 質量 (M◉)

MNi [M◉]Compactness

15202530351.012 /15Compactness

ξM =CO コア
0.80.01 s
0.03 s0.60.1 s

0.40.3 s

0.2

1.0 s

M/M⊙

R(M)/1000km

爆発のタイムスケール

0.00246
Mej (M◉)

810C, OMNi は compactness に対応

tgrow = 0.1, 0.3, 1.0 秒

MNi < 0.2 Mejを観測の結果と比較~56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

観測と理論の比較：Mej vs MNi

13 /15

爆発のタイムスケールと 56Ni の合成量
IIb & Ib, He コア

MNi [M◉]

31

観測

観測

計算

計算

0.3
0.10.1 s

0.1 s

0.3 s
1.0 s

0.3 s
1.0 s

MNi [M◉]10Ic & Ic BL, CO コア

0.03
He0.01

C, OC, O
135Mej [M◉]10135Mej [M◉]10̶> 観測バイアスを考慮
56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

観測と理論の比較：Mej vs MNi

14 /15d < 100 Mpc
IIb & Ib, He コア
10MNi [M◉]

31Ic & Ic BL, CO コア

観測

観測

計算

計算

0.3
0.1

0.1 s

0.1 s

0.3 s
1.0 s

0.3 s
1.0 s

0.03
He

0.01

C, OC, O
135Mej [M◉]10135Mej [M◉]

10過半数の超新星の 56Ni の質量を説明するには tgrow < 0.3 秒
56Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow

まとめ15 /1585 個の超新星の光度曲線

等級

Mpeak

1 mag

Δt1mag vs Mpeak
Δt1mag
10MNi [M◉]Mej vs MNi

流体・元素合成計算

10.1 s
0.1 0.3 s

1.0 s
0.01

MNi ~
< 0.2 Mejtgrow ~< 0.3 s

13Mej [M◉]1056Ni の合成量 MNi、爆発のタイムスケール tgrow