Iax型超新星SN 2014dtの中期・後期における可視近赤外測光分光観測第6回

2015/11/11
光赤外線天文学大学間連携ワークショップ
広島大学

M2 川端美穂

川端弘治、高木勝俊、中岡竜也(広島大学)、山中雅之(甲南大学)、前田啓一(京都大学)、松本桂、福嶌大樹(大阪教育大学)
1

2015/11/11 OISTER WS他

超新星の観測
超新星爆発により放射性元素 56𝑁𝑖が生成



56𝑁𝑖 → 56𝐶𝑜 → 56𝐹𝑒

γ線

γ線

後期 (>100 日)

初期 (～数週間)
初期観測

56𝑁𝑖

光学的に厚い→外層が見える、吸収線が卓越
56𝐶𝑜

爆発パラメータの推定

Ex. 56𝑁𝑖質量、爆発エネルギー…
後期観測
膨張

光学的に薄い→内側が見える、輝線が卓越爆発機構などの推定

Ex. 密度構造、燃え残り物質2

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Ia型超新星

Altavilla et al. 2004

連星系を成す白色矮星

よ→チャンドラセカール限界質量(～1.4𝑀⊙ )に達し、り核暴走明るい？

ゆっくり減光明るさ-減光速度の相関関係に乗らない



Ia型超新星が見つかってきた→OISTER ToO“近傍銀河に出現する特異なIa型超新星の可視近赤外線観測”3

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Foley et al. 2013

Iax型超新星
放出物質の速度が遅い



ただし初期のスペクトルは明るいIa型超新星と似ている→高温のスペクトル
近赤外の光度曲線で見られる第二ピークが見られない

Narayan et al. 2010

Li et al. 2003
4

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Iax型超新星 ~未解決問題~
爆発メカニズムは？

Kromer et al. 2013

不完全なIa型超新星か

弱い爆燃波？



特殊な重力崩壊型超新星？



Iax型超新星の中でも 56𝑁𝑖質量(～0.003 - 0.3 𝑀⊙ )や、爆発エネルギー(～1049 −1051 𝑒𝑟𝑔)とばらつきがある

SN 2012Z(Yamanaka et al. 2015)で



議論されている
観測例自体、数は少なく自明でない

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Foley et al. 2010

SN 2014dt

観測2014年10月29日 板垣氏が発見

母銀河M61(距離12.3Mpc)

10月31日 Iax型超新星と同定(Ochner et al. 2014)

最も近傍のIax型超新星→長期に渡って観測できる貴重な例

11月3日よりfollow up観測開始



広島大学かなた望遠鏡
HOWPol：BVRI測光 (27夜)、分光 (13夜)

HONIR：VRIJHKs測光 (19夜)大阪教育大学51cm反射望遠鏡



BVRI測光 (71夜)
すばる望遠鏡FOCAS：VR測光、分光 (2夜)6

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光度曲線
Iax型で後期まで8多バンドで密に9データが得られた

10



1112SN 2005hkの光度曲線をもとに極大を決める
Bバンド極大は

10月20日ごろ

13magnitude● … Ks – 6.0● … H – 4.0● … J – 3.0● … Ic – 1.0● … Rc● … V + 1.0● … B + 1.5* … Discovery
点線 … SN 2005hk(Sahu+ 2008)

141516171819202122

後期は減光がゆるやか

7Days from B-band maximum
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極大等級 vs. 減光率
極大と、極大15日後の等級差Δ𝑚15



SN 2014dt：0.89 ± 0.17 mag (Vバンド)
Iax型超新星の中で、

Normal Ia

極大と減光率の相関がありそう(Foley+ 2013)→SN 2014dtも矛盾せず

12Z05hk
02cx

14dt

08ha

8

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極大等級 vs. 減光率
極大と、極大200～250日後の等級差

SN 2014dt ～ 5.3mag (Bバンド)
極大

200 – 250 day

Iax型の中では最もゆっくり減光Normal Ia(Childress+ 2015)
05hk

12Z
14dt

9

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スペクトルSN 2005hkと類似

SN 2014dtの方が細く、

SN 2005hk ―SN 2014dt ―CrII FeIINaI FeII CoII FeII

blue shift量が小さい→爆発エネルギーが小さい

Velocity (km/s)

Fe II λ6247● … 02cx● … 05hk● … 12Z● … 14dt

Days from B-band maximum
10

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CaII

後期スペクトル
Fe II

Fe II

Na I

Ca II

Fe II [Ca II][Fe II]? OI?
[Fe II]

SN 2014dt 241day
SN 2005hk 232day
SN 2014dt – SN 2005hk 残差
SN 2012Z 255day
5000

6000
7000
Rest Wavelength (Å)

8000狭い輝線を持つSN 2005hkと似たスペクトルSN 2014dtの方が許容線が強く、より密度が高いことを示す
112015/11/11 OISTER WS9000

総輻射光度

BVRIバンドでの全放射の60%を担うと仮定(Tomita+ 2006)

モデル曲線と合わせ、放出物質の質量と爆発エネルギーの比を調べる(𝑀𝑒𝑗 /𝑀⊙ )2
𝐸51～1.3

𝑀𝑒𝑗 : 放出物質の質量𝐸51 : 爆発エネルギー𝐸𝑘 (1051 𝑒𝑟𝑔で規格化)
𝜖𝛾 : γ線のエネルギー流入
𝜖𝑒 + : 陽電子からのエネルギー流入
𝑡𝑑 : 爆発からの日数
12― full trap
― one component model― two component model(Maeda et al. 2003)● … 02cx (Li+ 2003)● … 05hk (Sahu+ 2008)● … 08ha (Foley+ 2009)● … 12Z (Yamanaka+ 2015)● … 14dt○ … 05hk (Shift)[erg/s]

極大の明るさは 56𝑁𝑖 質量によるSN 2014dt : 0.08±0.02 𝑀⊙

logDays from B-band maximum

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爆発エネルギー & 放出物質の質量
爆発エネルギー𝐸𝑘 と放出物質の質量𝑀𝑒𝑗 を求める
(𝑀𝑒𝑗 /𝑀⊙ )2
𝐸51



～1.3

観測開始
Velocity (km/s)

1
𝐸𝑘 = 𝑀𝑒𝑗 𝑣 22𝑣 : 光球の膨張速度？

極大時のSi 6355の速度が使われる

Fe II
Si λ6355

Days from B-band maximum

Feの速度とSi 6355の速度の比を調べる
SN 2014dtの極大時のSi 6355の速度を推定→3000 ≲ 𝑣 ≲ 4000 𝑘𝑚/𝑠

爆発エネルギー(1051 𝑒𝑟𝑔)

放出物質の質量(𝑀⊙ )・𝐸𝑘 ：0.01 − 0.03 × 1051 𝑒𝑟𝑔

SN 2005hk～0.19～0.75

・𝑀𝑒𝑗 ：0.1 − 0.2𝑀⊙

SN 2012Z～0.5～1.15

SN 2014dt

0.01 – 0.030.1 – 0.213

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まとめ

Iax型超新星SN 2014dtの可視・近赤外において測光分光観測を行った→SN 2005hkとよく似た光度変化、スペクトルを示す



爆発エネルギー、 56𝑁𝑖質量、放出物質の質量が小さく、SN 2014dtはやや暗めのIax型超新星



初期のスペクトルが似ているのも拘わらず、後期に違いが見られる



今回得られた爆発パラメータでは、弱い爆燃波モデルと、特殊な重力崩壊モデルでも説明可能→より後期の観測によって、 56𝑁𝑖質量や星周物質などに制限を付けられる可能性があり、親星について信頼性の高い情報が得ることができる

今後、Iax型超新星のより初期からの観測によって制限がつけられる→特異なIa型超新星が出れば、OISTERでの観測を実施したい

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2015/11/11 OISTER WS

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Explosion mechanism
弱い爆燃波


爆燃波で伝わっていく。一部、残骸が残される(𝑀𝑏𝑜𝑢𝑛𝑑 ～1.0 𝑀⊙ )SN 2014dtの 56𝑁𝑖質量、放出物質の質量など、Fink+ 2014のモデルと合う
重力崩壊




親星をすべて吹き飛ばすには爆発エネルギーが小さく、残骸に物質が落ち込む25、40𝑀⊙ のCO星もしくは40𝑀⊙ のHe星のモデルと合う(Moriya+ 2010)
爆発エネルギー(1051 𝑒𝑟𝑔)

放出物質の質量(𝑀☉ )SN 2005hk～0.19～0.75～0.18

SN 2012Z～0.5～1.15～0.18

SN 2014dt

0.01 - 0.03

0.1 - 0.2

0.08 ± 0.02

弱い爆燃波

0.0149 – 0.0439

0.08 – 0.20.035 – 0.073

Fink+ 2014

重力崩壊(40He)

0.012 – 0.026

0.10 – 0.19-

Moriya+ 2010

(25CO)

0.0073 – 0.033

0.056 – 0.24-

Moriya+ 2010

(40CO)

2015/11/11
OISTER
0.0072 – 0.027
0.053– WS
0.18-

Moriya+ 20101656

𝑁𝑖 質量(𝑀☉ )Yamanaka+ 2015