超新星：総括と今後
山中雅之（広島大学）

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大学間連携の柱• 重力波• ニュートリノ• GRB• 全て超新星に関係しうる2

超新星爆発とは？
✓宇宙、最大規模の爆発の一つ
E = (0.5) x M x V2星一つの爆発のエネルギー=0.5 x (2.0x1033 kg) x (10000 km s-1 )2= 0.5 x 1051 erg ( 1 erg = 10-7 J)✓現代天文学において研究されているのはすべて系外銀河のもの(→点源で観測)
N~1000-1500 yr-1
我々の銀河では400年間、未発見
3光赤外線観測から得られる超新星の物理
スペクトル

光度曲線
初期 (~a few weeks)

初期 (~a few weeks)

56Ni (6.07d)

輝線

56Co(~77d)

後期 ( > 100-200d )輝線

P Cygprofile
吸収線

後期( > 100-200d )後期 ( > 100-200d )初期 (~a few weeks) 外層Light Curve (放射起源)
H, He etc.
-> 56Ni 質量
thin(IIb/Ibc)
光球衰退-> Ek, Mej (親星質量への制限)

thick

56Ni → 56Co → 56Feγγ,e+Spectra → Line velocity
自由膨張のため v ∝ r→ 速度構造は膨張大気構造を示唆
4→ 爆発モデルへの制限

スペクトルによる超新星の観測分類
吸収線

○水素×
○ ヘリウム ×
弱いII

IIb Ib大質量星の重力崩壊型Ic

Si

強いIa

低質量連星系を成す白色矮星の熱核暴走反応爆発5

かなたSN team広島大グループ

川端弘治(センター長・教授)

山中(特任助教)

広島大院生(5名)
川端美穂(D2)
中岡竜也(D2)
河原直貴(M2)
長木舞子(M1)
大坪一輝(M1)
年5-10天体程度の近傍超新星をかなた望遠鏡(BVRIJHKs + 可視分光)で追観測

かなた望遠鏡
HOWPolBVRIz’+Yバンド 測光
可視分光(R~400)
可視偏光撮像HONIR
VRI+JHKsバンド 2色同時撮像
可視近赤外線 分光 (R~300)
可視近赤外線偏光撮像
6
可視近赤外線偏光分光

OISTER SN 投稿出版状況
これまで観測した超新星
青：出版済、緑：投稿中、
水色：現在論文準備中
SN 2010jl
SN 2011by
SN 2011dh (Yamanaka+ submitted, for comparison)
SN 2011fe
SN 2012Z Yamanaka+ 2015
SN 2012aw (Nakaoka+ in prep, for comparison)
SN 2012dn Yamanaka+ 2016
SN 2013ge Yamanaka+ submitted
SN 2016coi Yamanaka+ 2017
SN 2017eaw Yamanaka+ in prep7

光赤外線大学間連携での超新星観測

ToO依頼
かなた望遠鏡の初期観測
ATEL/TNSの報告内容✔ 20-50Mpc以内 (Mvに依る)✔ 爆発直後強み①天候リスク・装置不安定性の回避-> 重要なフェーズで確実に観測できる②多モード・多波長の装置-> =可視近赤外撮像・可視分光の連続観測の実現 8

Ia型：なぜ爆発？

※想像図
普通の恒星

白色矮星に物質が降り積る

太る
限界質量付近で爆発

白色矮星

明るさには限界がある(理論的な常識)9

極大光度と減光率の相関関係
明るさと⊿m15(B)の相関関係⊿m15(B)
明るい

見かけの等級

光度変化

極大15日後Altavilla et al. 2004

Prieto et al. 2006

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

明るさと極めて良い相関

ゆっくり減光光度変化のみで距離の推定が可能⇒宇宙論研究に応用
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Ia型超新星爆発の親星の正体

降着連星合体

親星不明(想像図)
降着シナリオ:星周物質との兆候
11Ia型超新星爆発の爆発モデルKasen et al. 2009

F.K. Röpke et al. 2007

爆発モデルも未解決(大規模シミュレーション)
Deflagration(mixing強い, 暗い)

Delayed detonation(層状, 明るい)12

Iax型：絶対光度が暗くてバラつく

明るいIa

Altavilla et al. 2004

Iax

Prieto et al. 2006
Narayan et al. 2011

ゆっくり減光光度曲線から予測されるよりかなり暗い

Iax長期可視観測->川端美穂さん講演
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OISTERでのSN観測例① SN 2012ZUBg’VRIzJHKs light curves

Yamanaka+ 2015

スペクトル(05hkとの比較)

SN 2012ZはType IaxのプロトタイプであるSN 2005hkによく似ている-> 波長方向に密に観測成功
14J, H, Ks-band Light Curves
解釈 : ミキシングが強い

Iax?

Yamanaka+ 201505hk, 08haによく似ている。
どのバンドにおいてもsingle peak

Ia?

×15

スーパーチャンドラセカール超新星
最初の例
チャンドラセカール限界質量
白色矮星における熱核暴走反応で合成される限界～0.9-1.0太陽質量

SNLS-03D3bb(SN 2003fg)
Mejecta~1.3M◎
Howell et al.
2006,Nature, 443, 308

2017年度 IRSF勉強会 @ 名
古屋大学 2017 Mar. 1

スーパーチャンドラセカール超新星
広島1.5mKanataSN 2009dc

ぐんま
1.5m

明るさ

● 09dc(吸収あり)
× 09dc(吸収なし)-- 普通のIa型

極大光度からの日数
波長

明るい
ゆるやかな減光

Yamanaka et al. 2009,
ApJL, 707, 118

強い炭素の吸収遅い膨張速度 ~8000km/s

回転のない白色矮星の爆発では説明不可
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OISTERでの観測例② SN 2012dn✔ 7/8(梅雨) 発見✔ 最も近いsuper-Ch SN候補(=distance ~ 30 Mpc)
✔ 早期にidentify (極大1週間前)

R.A. 20:23:36.26
Decl. -28:16:43.4
高度 < 30度

史上最も多くの情報を提供しうるスーパーチャンドラ候補->徹底した可視近赤外線観測が可能
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SN 2012dn 全ライトカーブ
SN 2012dn : スーパーチャンドラセカール超新星候補

インドグループ論文
Chakradhari et al. 2014

SN 2012dn
スーパーチャンドラ

Yamanaka et al. 2016

OISTER JHKsバンドの密な観測は初めて近赤外線光度曲線-> 極大日の遅れ
H band 50 days, Ks band 60-70 days
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J, H, Ksバンド差分光度曲線

MY+ 2016, PASJ

SN 2012dn のJ, H, Ks フラックスを
SN 2009dcで引き算(本質的な超新星成分をSN 2009dcと仮定)
赤外線超過成分：
Ksバンド50dまで急激に増光した後に、フラットな変化を示す：NIR エコーを示唆
モデル(Maeda et al. 2015)との比較：colorとタイムスケールをよく説明するのは、
0.048pc, 5.5x10-4MSun
炭素系ダスト20差分SEDをdust modelでfit

フラットな時期
MY+ 2016, PASJ
ダスト質量、温度のパラメータを振ってmodelを差し引きされた(J), H, Ksバンドにフィット (アモルファスカーボン、サイズ0.01μmを仮定)-> 60d以降で、ダスト質量進化にフラットな時期が見られる-> Mdust～2x10-4M◎, Tdust~1200-1300K (<アモルファスカーボンの蒸発温度)21

SN 2012dnの親星：降着シナリオ

降着シナリオ->星周物質22

極超新星

Takaki et al. 2013https://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/200
3/0618rosettaburst.html

極超新星
典型的超新星よりエネルギ一桁大(ただし、全てIc型。Ibは例無し)
稀にガンマ線バーストに付随して発見
大質量星から進化したWR星？-> 親星直接検出例無し！
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極超新星の最外層は？
極超新星

He〇He×??

Ib
Ic
HeI

HeI

小?

Ic
質量大?

ガンマ線バーストに付随エネルギーの大きい極超新星(Ic型)のみ

Ib
Galama et al. 1998, Nature

古典的な親星進化：
ヘリウム外層残る？
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SN 2016coi

ASASが 17.2Mpcの近傍銀河UGC 11868で発見(ASASSN-16fp; ATEL 9088)
初期の極超新星 (ATEL 9090)-> SN 2002ap以来の近傍銀河での極超新星：OISTERでToO->その後、初期にヘリウムを検出(MY+, ATEL 9124)
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OISTERでのSN観測例③ SN 2016coi

爆発日推定5月24日（増光時間(Bバンド極大日ー爆発日)～17日）
幅の広い吸収線(SiII 6355, OI 7774, CaII IR triplet)が見られる。
初期にヘリウムの吸収線が見られる。極大到達前にHeI見えなくなる26極超新星では非常に稀なヘリウム検出

Ib

極超新星
Yamanaka et al. 2017モデルスペクトル(syn++)でほぼ完璧に再現→ヘリウムの含まれるエジェクタを含む極超新星
27

解釈
16coi

1.Ib/c型超新星のさらなる多様性を示唆

2.より早期からの観測でより多くの極超新星でHe見える？

HeTakaki et al. 2013

時間進化
膨張とともに光球の後退->より早期であればより外層が見える28

IIP親星=赤色超巨星

典型的なIIP型超新星の親星8-20太陽質量に制限[親星の素性は比較的よくわかっている]29これまでで可視近赤外線でよく観測されている例：SN 2013ej

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OISTERでの観測例④ SN 2017eaw
NGC 6946 5.5Mpc
02hh(IIP), 04et(IIP), 08S(IIn)他9天体

10Mpc以内での発見全体で2-3年に1天体(->明るい)未発見
発見

2017/05/12
2017/05/14.23(アメリカのアマチュア天文家)

最初の追観測2017/05/14.6-14.9

5/13に爆発と推定
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BVRIJHKsバンドライトカーブ(ongoing)

急減光後、一定の減光期に。
可視近赤外線波長域で最も長期的・連続的に観測できた例
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Integration LC & NIR fraction (ongoing)

非常に良い連続的な近赤外線放射観測33

総括• 光赤外線大学間連携を通じて近傍超新星の追観測を実施してきた。
• 3編の論文の出版済み、1編論文投稿中、1編論文準備中• 近赤外線を主力エンジンとして大成功

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今後• 可視観測：特異天体がたくさん。動物園状態• 可視近赤外線：徐々に埋められてきているが、まだ生き残っている• 3.8m...

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Tomo-e Gozen / 3.8mグループへの提案(要望?)• 特異or稀な天体であれば数日でも早期からの観測がクリティカルな情報を供給しうる• 仮に<1 day の大増光現象でなくとも、30Mpc以内程度で限界等級が数日以内に決まっているようなSN候補の発見はリスト内で数日は目立つようにして欲しい• 3.8mだけでなくかなたＳＮグループにも情報を提供して欲しい理由① 近赤外線など多色での観測：CSM ??
理由② ピーク付近で~13-15magならば追観測は、1-2mで充分。18mag程度までかなたに任せて、その後再び3.8mで観測再開？
(その間、3.8mはTomo-e新天体の即時分光に備えるのが良い？？)

3.8m/Tomo-e Gozen WS

スライドより36

提案：Tomo-e Gozen/Kanata/OISTER/3.8m
Observations of the bright SNe37