星の進化と超新星爆発：現状と課題
前田啓一
東大数物連携宇宙研究機構（IPMU）

Working Hypothesis on Pop III Stars• Mms ~ 20 – 100M.
→ Core-Collapse Supernovae.
• Mms ~ 100 – 300M.
→ Pair-Instability Supernovae.
• Mms ~ 300 – 1000M.
→Core-Collapse Supernovae.
A possibility of low mass stars (須田さん講演)。

超新星タイプ分類
H

Fe

H-richH-richType II

He
He
He

Fe
Ca

FeSi

S Si

C+O
C+O

Type Ia

CaO

HeFeSiSi

Type Ib

Na Si

Type Ic

OFeFe
Type Ib/c
Massive (>~30M) + metal=> WindLess massive or low metal=> Close binaryEnd products of single stars (w/o rotation)
Metallicity

SN Ib/c(some GRBs?)

SN II

Z=Z

ONeMg重力崩壊（和南城さん講演）

SN II

Z=09 1025

No SN
40Pair SN
100 140

No SN260

Mms

Hegar & Woosley 2002 (similar results by other researchers, e.g., Umeda-san)Mms vs EK (Kinetic Energy)
NOTE: biased sample!

GRB-associated!
光度曲線＋スペクトル（可視）⎛ κ ⎞Δt ~ 10 days ⎜⎟⎝ 0.1 ⎠

1/ 2

−1/ 2

⎛ M ej ⎞⎜⎜⎟⎟⎝ MΘ ⎠
1/ 2

3/ 4⎛ EK ⎞⎜⎜ 51⎟⎟⎝ 10 erg ⎠⎛M ⎞ ⎛ E⎞
V ~ ⎜⎜ ej ⎟⎟ ⎜⎜ 51 K ⎟⎟⎝ M Θ ⎠ ⎝ 10 erg ⎠放出質量Mej→Mms (進化モデル)−1/ 4

Explosion Geometry of CC-SNe•Core-collapse (CC) SNe are NOT spherical in general.
KM, Kawabata+, 2008, Science, 319, 1220
Spectra @ 1 year for 18 SNe

爆発理論とのつきあわせ。

Observations:
Subaru/FOCASSN⇔GRB/XRF Link
“ガンマ線バースト”• To date 4 examples.
– Nearby weak (peculiar)
GRB/XRF.

• 3 SNe with a GRB.
– “hypernova” (large Vel.).
– E51>10, Mms ~ 40M。

• 1 SN with a XRF.
– E51~2, Mms~25M。
– NS formation, not a BH?
• N-rich 58Ni detected.

KM+ 2006, ApJ, 658, L5

超新星とGRBの”同時”シミュレーション[NiII]

Hjorth+ 2003;
Stanek+2003;
Kawabata+ 2003

GRB-SNe： Highly Jet-like explosion?
FeKM 2006, ApJ, 644, 385; KM+ 2006, ApJ, 640, 854;
56
KM+ 2006, ApJ, 645, 1331; Tanaka, KM+ 2007, ApJ, 668, L19 ( Ni)[OI] 6300, 6363
ジェット, Z, E51=20O

1998bw

理論的課題：多次元輻射輸送計算。

1998bw-- 基本的な計算コードは存在（2006－）。
-- より詳細な物理過程の取り扱いは課題。

ZR→ “Expansion” Opacity。

球, E51=50→ 偏光。

→ 非熱的電子輸送（輻射とカップル）。

V ( weeks) ~ M ej

−1 / 2EK

1/ 2

視線方向に沿った“Isotropic” E

L(1 year ) ∝ M (56 Ni ) τ γ ∝ M ej / EK 全膨張物質での”instinsic” E
2# 一般のIbcに比べより“jet的”（KM+, 2008, Sci.）

Nucleosynthesis in “jet” CC-SNe
球対称ジェット的Zn, CoFe(56Ni)
Mn, CrO
C

内側 Zn, Co, Ti→Fe(Ni)→Mn, Cr→O, C

Tshock ~ 24 E52 r −3 / 4

重い元素ほどより放出されやすい

1/ 4

V ∝ E/M

E(isotropic) 大 → Tshock 大＆V 大

KM+ 2002, ApJ, 565, 405; KM & Nomoto, 2003, ApJ, 598, 1163;
長滝さんの一連の仕事； 冨永さんの仕事 “Tracer” Particle Method球対称ジェット的Zn

OZn

Mg
Ti•

OTiMg
CoMn

Mn

Co(Zn,Co,Ti)/Fe↑, (Mn,Cr)/Fe↓

流体とカップルした元素合成計算が必要。
爆発から衝撃波伝播までつなげた理論計算。

– 銀河初期化学進化：金属欠乏星、炭素過剰星– KM & Nomoto 2003; Tominaga, KM+ 2007, ApJ, 657, L77# 1次元の”Mixing & Fallback model”と同様の効果（Umeda & Nomoto 2002 Nat.; Iwamoto+ 2005 Sci.）

Metal Poor Stars[Cr/Fe]From Maeda+ 2008
M(Fe)[Mn/Fe]~40Msun

25M Spherical SN~30Msun

40M jet SN
KM & Nomoto 2003
[Co/Fe]~20Msun~15Msun[Fe/H]EK[Zn/Fe]
Shigeyama & Tsujimoto 1998
SNR

[X/Fe]
Mms↑
Tominaga, KM+ 2007

[Fe/H]M ( Fe) / M sun[ Fe / H ] ∝ log() + const
E / 1051 erg
爆発モデル（元素分布）＋星形成シミュレーション

Metallicity Effect?

Modjaz et al. 07

Fruchter et al. 06

GRB hosts = Small & FaintGRB hosts = Metal Poor

• 初代星が~20 – 100Mなら、GRBとして観測されるかも。

Stellar Rotation and Metallicity?
By courtesy of M. Limongi
Increasing rotation

Yoon+ 2006
0.1 Z Rapidrot.

GRBSN IINo rot.

BH

BH (+SN II)
10-3Z GRBSingle star GRB progenitor model: rapid rot. C+O star
HeHHe

SN II
10BH (+SN II)
3050

Mms

回転の効果；1次元から先へ。

Nugis & Lamers (2000) (NL00)

Mass loss

Mdot = 10-11(L/L)1.29Y1.7Z0.5 M  /yrLanger (1989) (LA89)

Mdot = 10-7(M/M)2.5 M  /yr
Z=Z
E=1051 erg
NL00
LA89
SNII
SNII
RSG
WNL
WNL
WNE
WC/WO
WNE WC/WO

BH

WIND
Fallback

RSG

WIND
SNIb/c
SNIb/cBlack Hole
Remnant Mass

NeutronNS Star

質量放出過程そのものの理解。
角運動量の取り扱い。

NS

By courtesy of M. Limongi

Dynamical Mass Loss…
Eta Carina

Line-driven以外の質量放出の理解と進化理論での取り扱い。
超新星周りの星周物質の構造⇔質量放出の歴史。
放射流体力学計算。

Pastorello+ 2007, Nat.
Tominaga+ 2008 他

SN Ib-pec 2006jc

SNe Ibc: Single or Binary?

“Canonical” Ic

連星進化：簡単なモデルから先へ。
最近の”single star”進化の研究結果。
→ Coenvelope evolution などは、シミュレーションでないと明らかには出来ないだろう。

Summary• ここ数年の超新星観測データの急激な増大⇔現在の理論の様々な限界。
– 進化：質量放出、回転、連星。
– 爆発と元素合成：非対称性。超新星＋ガンマ線バーストの理解。流体＋詳細な核反応ネットワーク。
– 放射輸送：多次元計算。輻射流体。

• 第一世代星。
– 様々な可能性：Mms~ 20 – 100M? >300M?
– 観測で検出できる理論予測が今後の課題。
• 元素合成＋星形成＋放射。