第32回望遠鏡技術検討会@ キャンパスプラザ京都
2014年4月12日

3.8m望遠鏡で超新星を研究しましょう

前田啓一
京都大学宇宙物理学教室（2013年9月－）

教科書に載っていること• 超新星には二種類あり、スペクトルで水素があるものがII型、なければI型。
• 太陽質量の8倍以上の重い星は赤色巨星となり、その生涯の最後に重力に耐え切れず爆発してII型超新星となる。白色矮星という太陽質量程度の星が核暴走爆発してI型超新星となる。
• 上記のように、標準的な星の進化の理論から予想される爆発現象である。

教科書に載っていないこと• 超新星にはたくさんの種類があり、スペクトルで水素があるものがII型、なければIa型。他にも標準的な枠組みだけでIIp型、IIn型、IIb型、Ib型、Ic型などがあり、既存の枠組みに入らない超新星の発見が相次いでいる。
• 太陽質量の8倍以上の重い星は赤色巨星や様々な種類の星となり、その生涯の最後に重力に耐え切れず爆発して様々な種類の超新星となりそうだがその進化過程や爆発機構は依然としてわかっていないことだらけである。白色矮星という太陽質量程度の星が良く分かっていない進化をして核暴走爆発してIa型超新星となる。
• 上記のように、おおざっぱには標準的な星の進化の理論から予想される爆発現象であると信じたいが、あきらかに現在の理論で説明できないことだらけである。どのような星がどのような進化過程でどう爆発するのか？

超新星＝宇宙の物質循環の鍵
重元素＋ダスト⇒星（＋惑星）形成
重元素の生成ダストの生成「宇宙進化学」

超新星の可視＋近赤外観測：1-2m
等級

爆発

測光＋（低分散）可視分光：
1-2m望遠鏡

最大光度からの日数超新星の可視＋近赤外観測：3.8m
等級

測光＋（低分散）分光：

機動性
爆発

最大光度からの日数早期観測：爆発した親星は？
Van Dyk+ 2013

SN IIb 2011dh @ M51（重力崩壊型）

爆発前の画像（ハッブル宇宙望遠鏡）

黄色巨星… 爆発しない星のはず（≠赤色巨星）。
星の進化理論への挑戦。
関係ない星？（偶然同じ視線方向）超新星⇒恒星進化論

早期観測：爆発した親星は？
観測

理論
異なる半径のモデル
太陽⇒黄色⇒赤色巨星

Bersten+ （+前田） 2012, ApJ

黄色巨星の爆発モデル
で良く説明できる（でないと説明できない）⇒黄色巨星の爆発。
連星進化で説明できる（でないと説明できない）。

東大IPMUプレスリリース, 2012年9月28日

早期観測：爆発した親星は？
観測

理論
異なる半径のモデル
太陽⇒黄色⇒赤色巨星

Bersten+ 2012, ApJ

黄色巨星の爆発モデルで良く説明できる（でないと説明できない）⇒黄色巨星の爆発。
連星進化で説明できる（でないと説明できない）。

早期観測：爆発した親星は？
観測

爆発前

黄色巨星の爆発モデル
で良く説明できる（でないと説明できない）⇒黄色巨星の爆発。
連星進化で説明できる爆発後（でないと説明できない）。

理論
異なる半径のモデル
太陽⇒黄色⇒赤色巨星

その後、確かに黄色巨星が消し飛んだことが確認された。
Bersten+ 2012, ApJ

超新星の可視＋近赤外観測：3.8m等級高分散分光・近赤外分光：

口径＋機動性

測光＋（低分散）分光：

機動性
爆発

最大光度からの日数Milisavljevic+ （+前田）2014, ApJL; 2-10m望遠鏡（Keckなど）

高分散分光：星間ガスの性質

超新星
光源

星間ガス吸収Time• Diffuse Interstellar Band: 星間ガスによる吸収線。
• 星形成の盛んでない濃いガス雲中に存在する分子？
• 地上では不安定な分子？起源が100年来の謎。

超新星⇒化学
高分散分光：星間ガスの性質
DIB4428

時間変動
DIB4428

DIB5780

DIB5780
DIB6283

DIB6283

DIB5780 + NaID

超新星のすぐ近傍（星形成領域）に存在。

Na ID

Diffuse Interstellar Bandの起源への重要な示唆。
”熱い”星形成領域にも存在する⇒どのような分子？地上で再現できるか？

超新星の可視＋近赤外観測：3.8m等級

高分散分光・近赤外分光：

口径＋機動性

測光＋（低分散）可視分光：

口径＋観測時間
測光＋（低分散）分光：

機動性
爆発

最大光度からの日数

理研プレスリリース, 2014年2月20日

超新星残骸カシオペアA

重力崩壊型超新星の爆発機構
鉄マグネシウム 44Ti（核ガンマ）理研プレスリリース, 2014年2月20日

超新星残骸カシオペアA

重力崩壊型超新星の爆発機構
鉄マグネシウム 44Ti（核ガンマ）理論モデル：
前田ほか, 2002, ApJ
鉄（~44Ti）
酸素（~マグネシウム）後期分光：爆発機構~1年

すかすかになって、内側まで見通せる酸素の出す光青赤

重力崩壊型超新星の理論

後期分光：爆発機構

前田、川端他、2008, Science~1年

すかすかになって、内側まで見通せる
すばる望遠鏡酸素の出す光青赤

重力崩壊型超新星の理論

アメリカの一般向け雑誌からのInterview＋掲載

京大プレスリリース（X線グループ）, 2013年7月2日

Ia型超新星の爆発機構

超新星残骸SN1006(「明月記」に記された超新星)

後期分光：Ia型超新星の爆発機構
後期に見える鉄族元素放射の波長のずれ⇒球形からのずれ。
前田他, 2010, Nature

Blueshift

Redshift

スパコンでの核暴走爆発の数値シミュレーション
前田他, 2010, ApJ

Ia型超新星の爆発機構
Neue Zuercher Zeitung（スイスの新聞）Ia型超新星宇宙論にも密接に関係“暗黒エネルギー”：2011年ノーベル物理学賞

Brian Schmidt @ 京大宇物教室（2013年10月）

新種の超新星の例

http://prc.nao.ac.jp/extra/uos/ja/author-kawabata/
http://prc.nao.ac.jp/extra/uos/ja/author-maeda/

川端, 前田他, 2010, Nature

星形成の盛んでないところで発生する。
初期観測は重力崩壊型に見える。
後期：カルシウム輝線が強い⇒「Ca-rich 超新星」。
その後多数発見、起源は未だ謎。

超新星の可視＋近赤外観測：3.8m等級

高分散分光・近赤外分光：

口径＋機動性

測光＋（低分散）可視分光：

口径測光＋（低分散）分光：

機動性
爆発

最大光度からの日数超新星は宇宙のダストの起源か？

近赤外分光：星間ダストの起源
可視光 近赤外

すばる望遠鏡（補償光学）

爆発前

新しく作られた塵粒子からの光

95日

95日

553日

553日
可視光

赤外

前田他, 2013, ApJ

超新星はダストを作っている！

近赤外分光：星間ダストの起源
新しく作られた塵粒子からの光

95日
553日
可視光

赤外

超新星ダストの近赤外分光による検出：⇒世界初。
#測光観測：国内1-2m（上野ほか）
可視＋近赤外：⇒生成ダストの核種、サイズの決定。
⇒SN 1987Aに次ぎ二例目。
⇒ダスト性質決定の新手法を考案。

まとめ• 星の進化、超新星爆発機構は未解明問題の宝庫。
• 超新星の理解なしに恒星進化の理解なし。
• 超新星の理解なしに宇宙の進化の理解なし。
• 化学・核物理などへも波及効果。
• 新種の超新星の発見が相次いでいる。

• 3.8mで是非！