超新星爆発の標準理論と標準外の超新星
守屋尭
国立天文台

超新星爆発の発見数

by M. Sullivan

超新星爆発の発見数•~ 2000年（~ 10 SNe/yr)••「標準的な超新星」が出揃う

2000年代（~ 100 SNe/yr）•「標準的な超新星」が多く見つかる••

おかしな（標準外の）超新星が少しずつ見つかり始める

2010年代（~ 1000 SNe/yr）••

統計的性質の調査が可能に

超新星サーベイの方法も変化••

by M. Sullivan

標準外の超新星がよく見つかる

2020年代（ZTF, LSST時代 ~ 10000 SNe/yr???）•

名前を覚えるのが不可能に。「ZTF18moriyat」 SNはまだ３文字

重力崩壊型超新星の標準理論「光源」に注目して

超新星の標準的な光源•

爆発時の衝撃波の残す熱エネルギー•

主に半径の大きな星（赤色超巨星）：断熱膨張が効きにくい••

水素を多く含む

爆発時に合成された放射性崩壊元素の崩壊エネルギー•

主に半径の小さな星（ウォルフ・ライエ星、青色超巨星）••

水素が少ないことが多い

爆発初期はニッケル５６の崩壊が卓越、その後コバルト５６

γγMPA

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源•赤色超巨星（~ 100-1000 Rsun）：半径の大きな水素を多く持つ星•

主に爆発時の衝撃波の熱エネルギーで光る

ヘリウムコア水素層

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊ヘリウムコア水素層

水素再結合

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊水素再結合

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊水素再結合

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊水素再結合

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊
水素再結合
水素再電離の前線赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊
水素再結合
水素再電離の前線赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊水素再結合

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の光源

ショックブレイクアウト
断熱膨張による冷却
56Co崩壊56Co -> 56Fe

水素再結合

赤色超巨星からの超新星（II型超新星）の性質
Pejcha & Prieto (2015)

半径の小さい星からの超新星爆発••

ウォルフ・ライエ星、青色超巨星（~ 1 - 10 Rsun）•

断熱膨張による冷却が大きく効く•

爆発時の熱エネルギーはすぐに無視できる程度に主にニッケル５６の放射性崩壊熱で明るくなる•

ニッケル５６の量が多いほど明るい
Bersten & Hamuy (2009)

Lyman et al. (2016)

水素をほとんど含まない超新星(Ib, Ic. IIb)の性質•

光度曲線は爆発噴出物中での拡散時間で決まる•

スペクトルから速度が分かる•

両方分かればエネルギーと質量がざっくりと決まる

Lyman et al. (2016)

水素をほとんど含まない超新星(Ib, Ic. IIb)の性質•

爆発エネルギーとニッケル５６質量
Lyman et al. (2016)

水素をほとんど含まない超新星(Ib, Ic. IIb)の性質•

爆発噴出物の質量

Lyman et al. (2016)

標準的な超新星の明るさと時間スケール
Kulkarni (2012)標準外の超新星
Kulkarni (2012)標準外の超新星
Kulkarni (2012)Faint & fast supernovae

Lyman et al. (2016)•

faint — ニッケル５６の質量が小さい•

fast — 質量が小さい

Kasliwal et al. (2012)Faint & fast supernovae

Lyman et al. (2016)

Kasliwal et al. (2012)•

faint — ニッケル５６の質量が小さい ~ 0.01 Msun•

fast — 質量が小さい ~ 0.1 Msun (E ~ 1050 erg)

ultra stripping

stripped SNe→
Mej ~ 1 Msun

Tauris et al. (2017)

ultra stripping

stripped SNe→
Mej ~ 1 Msun

Tauris et al. (2017)

ultra stripping

stripped SNe→
Mej ~ 1 Msun

stripped SNe with
←Mej ~ 0.1 Msun
(2nd SN)ultra-stripped
SNe
Tauris et al. (2017)

ultra stripping

stripped SNe→
Mej ~ 1 Msun

stripped SNe with
←Mej ~ 0.1 Msun
(2nd SN)ultra-stripped
SNe
Tauris et al. (2017)

ultra stripping

stripped SNe→
Mej ~ 1 Msun

stripped SNe with
←Mej ~ 0.1 Msun
(2nd SN)ultra-strippedSNeTauris et al. (2017)

iPTF14gqr — an ultra-stripped SN•

光源はニッケル５６•親星の特殊な進化によって標準外の超新星が生まれる
De, Kasliwal, Ofek, Moirya et al. (2018)標準外の超新星
Kulkarni (2012)

Luminous & fast supernovae

Poznanski et al. (2010)

Rest et al. (2018)

必要なニッケル５６が爆発噴出物以上
Rest et al. (2018)

高密度星周物質への衝突!਒დ๱
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ཎཡ
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標準外の超新星
Kulkarni (2012)

超高輝度超新星（superluminous supernovae）•

これまで知られてきた重力崩壊型超新星の約１０倍以上明るい••

全放射エネルギー：~ 1050 - 1051 erg

ざっくり２つのスペクトル型：「水素あり」と「水素なし」

必要なニッケル56は典型的に10 Msun以上•

重力崩壊型超新星だとどうしようもない•

pair-instability SNeのモデルとも合わない•

星周物質との衝突の兆候もはっきり見えてない
Umeda & Nomoto (2008)

Jerkstrand et al. (2016)

後期スペクトルが「極超新星」に良く似ている•

何らかの中心エンジンが存在？

Jerkstrand et al. (2017)

マグネター•

高磁場高速回転中性子星

•1
E=INS
回転エネルギー： rot2•

6INS c3
スピンダウン時間： tm = B 2
6R
dipole NS

Lmag =<latexit sha1_base64="mk9pQ4JCw+NX2nXTE8AIIWbsRw4=">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</latexit>
sha1_base64="kns7XeLvwghfNw37zI7g2O6sTRI=">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</latexit>
sha1_base64="s5qabJmo7w2u2TKGMQz0UvpSRDA=">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</latexit>•(l21)Erottm

221052
51+2

P
1 ms
2

Bdipole1014 Gterg
P
1 ms

2ltm

B ~ 1014 - 1013 Gなら、スピンダウン時間が~ 10 - 100日となる•

GRBの場合はB ~ 1015 - 1016 Gdays

マグネター

Nicholl et al. (2017)

マグネター
Nicholl et al. (2017)•

X線や電波での増光が予言されているが、捉えられていない•

他の中心光源も検討されている•

fallback accretionではないかも？ (Moriya et al. 2018)

中心エンジンだけではダメ？
Nicholl et al. (2016)

密度カットの起源•

外層が減速を受けた？
•高密度星周物質が存在？

•

超高輝度超新星のプリカーサーはこの減速に由来？
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ཎཡ
௝
•

ॖ༜

超高輝度超新星•

中心光源がありそう•

外にも何かありそう

Angus et al. (2018)牛 — まだまだ出てくる標準外の超新星(?)•

AT 2018cow。
•

電波からガンマ線まで密に観測される•（観測情報が多すぎてしんどい。。）

Margutti et al. (2018)

まとめ•

標準的な超新星：標準的な恒星進化論とも合っていた•

標準外の超新星•

重力崩壊型超新星の親星、爆発、光源の多様性を示す•

多様な星の進化、爆発時に起こる現象を反映している•

標準外の超新星が大きな寄与をすることも(NS-NS binary)•faint & fast
• 親星の非標準的進化•

luminous & fast
• 高密度星周物質の存在？ — 未知の質量放出機構？

•超高輝度超新星••

謎の光源

まだ発見されてない新種の超新星はまだまだある