1 高速膨張成分を有する Ia 型超新星 SN 2012fr の観測的研究広島大学理学部物理科学科高エネルギー宇宙・可視赤外線天文学研究グループ B094378 胡田奈那主査川端弘治副査石川健一 2012 年 2 月 8 日概要 Ia 型超新星は、白色矮星が限界質量を超える際に起こす核爆発型超新星である。その最大光度は母銀河に匹敵するほど明るく、天体に依らずほぼ一定であるため、超新星が含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いられ、加速膨張宇宙の発見にも寄与した重要な天体であるが、爆発に至るまでのメカニズムは未だはっきりとは解明されていない。SN 2012fr は 2012 年 10 月 27 日に現れた Ia 型超新星であり、発見直後の観測で 2 万 km/s を超える非常に高速の放出速度をもつことが判明した (Hadjiyska et al. 2012)。このような特異性の起源を探るべく、我々は広島大学 1.5m かなた望遠鏡に装備した観測装置 HOWPol を用いて SN2012fr の観測を行った。そしてΔ m15(極大時とその 15 日後の光度差) 等のパラメータを得て、他の Ia 型超新星と異なる点や、高速膨張成分が何に由来するものなのか考察した。図 1: 広島大学かなた望遠鏡で撮像した, 超新星 SN 2012fr とその母銀河 NGC 1365 (B バンド、露光時間 80 秒) 目次第 1 章序論 4 1.1 超新星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 1.2 Ia 型超新星 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 1.3 観測天体 SN 2012fr . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 1.4 本研究の目的 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 第 2 章 SN2012fr の観測とデータ解析 2.1 観測機器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8 広島大学かなた望遠鏡と観測装置 HOWPol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8 2.1.1 2.2 8 データ解析 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 2.2.1 一次処理 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 2.2.2 測光解析 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15 2.2.3 超新星の絶対等級の決定 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 2.2.4 使用したデータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 第 3 章結果と考察 3.1 測光結果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 色 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24 3.1.1 3.2 20 スペクトル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 第 4 章まとめと今後 26 29 1 図目次 1 広島大学かなた望遠鏡で撮像した, 超新星 SN 2012fr とその母銀河 NGC 1365 . . . . . . . 1 1.1 超新星 SN1987A の爆発前 [a] と爆発後 [b] のようす . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 1.2 超新星の分類 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 1.3 SD 説と DD 説のイメージ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 2.1 かなた望遠鏡 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8 2.2 HOWPol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 2.3 画像のデータ解析までの行程 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 2.4 2012 年 12 月 10 日の SN2012fr 生画像（B バンド） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 2.5 2012 年 12 月 10 日の SN2012fr バイアス処理済み画像（B バンド） . . . . . . . . . . . . . 12 2.6 フラットフレーム（B バンド） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 2.7 2012 年 12 月 10 日の SN2012fr 一次処理済み画像（B バンド） . . . . . . . . . . . . . . . . 13 2.8 アパーチャー測光概略図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15 2.9 SN2012fr と比較星 c1,c2,c3（2012/12/10 撮影,B バンド） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 2.10 解析に用いた測光標準星 SA98-618,624,626,627,634,642（2013/1/12 撮影,B バンド） . . . . 17 2.11 HOWPol 測光キャリブレーションのパラメータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18 3.1 SN 2012fr の光度曲線 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 3.2 SN 2012fr と他の Ia 型超新星の光度曲線の比較（V バンド） . . . . . . . . . . . . . . . . . 21 3.3 B バンドの光度曲線に２次関数をフィットし、極大日と極大光度を求めているようす . . . . 22 3.4 B バンドの光度曲線に１次関数をフィットし、極大から１５日後の光度を求めているようす 22 3.5 Δ m15 と絶対等級 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23 3.6 SN 2012fr の色変化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 3.7 SN 2005cf との色変化（B-V）の比較 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26 3.8 SN 2012fr 極大付近のスペクトル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27 3.9 Si の吸収線による Ia 型の分類と SN 2012fr . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 2 表目次 2.1 広島大学かなた望遠鏡の仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 2.2 HOWPol の仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 2.3 測光解析に使用したデータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 3.1 バンドごとの極大日, 極大の絶対等級と Δ m15 24 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 第 1 章序論 1.1 超新星超新星 (supernova) という名は、それまで目立った星がなかったところに急に新しい星が生まれたように輝き出すことに由来する。古来から人々の注目を集め、明月記をはじめ各国の古文書にも記録されている。超新星とは、その名から想像されるような新しく生まれた星を意味するのではなく、星がその一生の最後に大爆発を起こす現象のことをいう。図 1.1 は超新星 SN 1987A の爆発前後の様子であるが、目立った星が無かったところ明るい星が輝いているのがわかる。超新星の光度は爆発して十数日程度で太陽の 1∼100 億倍にもなり、最も明るいものでは絶対等級で-19 等以上に達する。これは銀河の明るさにも匹敵し、遠方のものでも観測することが可能である。21 世紀に入って大望遠鏡を用いた掃天探査が行われるようになってからは発見数は飛躍的に増加し、現在では各国の研究機関や天文愛好家による積極的な調査により年間で 300∼500 前後の超新星が発見されている。 [a] [b] 図 1.1: 超新星 SN1987A の爆発前 [a] と爆発後 [b] のようす →画像右下に明るい超新星が現れたのがはっきりとわかる。超新星の分類超新星はそのスペクトルの観測的特徴から、最も明るくなる極大時に水素線がなく星による違いが少ない型と、水素線があり個性の強い型の２種類に大別される。型はさらにケイ素の吸収が強い Ia 型、ケイ素の吸収が弱くヘリウムの吸収線が見える Ib 型、ヘリウムもケイ素も弱い Ic 型に細分類される (図 1.2)。このうち型、Ib 型、Ic 型超新星は、星形成の活発な銀河でしか発見されず、星形成が行われていない楕円銀河では発見されていない。寿命の短い大質量星は星形成が起こっていないような領域には残っていない 4 図 1.2: 超新星の分類と考えられるため、この事実はこれらの超新星の起源が大質量星であることを意味している。ゆえに、型、 Ib 型および Ic 型超新星は総称して重力崩壊型超新星とよばれる。一方、本研究の観測天体 SN 2012fr を含む Ia 型超新星は、他の型とは違い楕円銀河でも発見されるため、他の型のような大質量星の重力崩壊による爆発ではなく、炭素と酸素からなる白色矮星の核爆発であることが明らかになっている。このことから、重力崩壊型超新星に対して Ia 型超新星のことを核爆発型超新星とよぶ。Ia 型超新星の親星や爆発メカニズム、その他天文学における重要性等については次章で詳しく述べる。 1.2 Ia 型超新星 Ia 型超新星の爆発メカニズム前章では、Ia 型超新星が楕円銀河のような星形成が行われていない銀河にも出現することや、その正体が古い星でかつ水素をまとっていないような星が重力崩壊をきっかけとせず起こす爆発、すなわち白色矮星の核爆発であることを紹介した。白色矮星とは、太陽質量の 3-8 倍程度の比較的軽い星が重力崩壊をせず一生を終える際に中心に残す、炭素・酸素から成る縮退したコアのことである。この白色矮星は単体ではただ冷えていくばかりで爆発することはないが、連星系中にあると状況は異なる。相手の星とガスのやり取りを経過して、白色矮星が限界質量 (チャンドラセカール限界質量、1.4M⊙ ) に達すると、中心で炭素の核反応がはじまる。ところが電子の縮退圧で自らを支えている白色矮星はその圧力は密度のみによって決まり、温度上昇しても膨張により温度を下げることができないため、核反応が暴走的に進み、やがて星全体が爆発する。 Ia 型超新星のモデル上記に示した、白色矮星が限界質量に達し核反応が暴走して爆発するというモデルは受け入れられているが、限界質量に達するまでの過程をめぐっては、現在以下の２つのモデルの間で論争が続いている。 • SD(Single Degenerate) 説伴星 (連星系をなす相手の星) からのガスが降着して白色矮星が次第に太ってゆき、限界質量となるとするもの。ただし、降着が遅い (1 年におよそ 8M⊙ 以下) と、積もった物質が激しく燃焼し、積もったガスが吹 5 き飛ばされるため、限界質量には達することができない。なお、この小規模爆発は「新星」として観測されているものである。 • DD(Double Degenerate) 説二つの白色矮星がからなる連星系で、両者が合体することにより限界質量となるとするもの。 Single Degenerate 説 Double Degenerate 説図 1.3: SD 説と DD 説のイメージ天文学における Ia 型超新星の重要性超新星の中でも Ia 型超新星は特に明るく、その明るさは母銀河 (その超新星を含む銀河) に匹敵する。また先程述べたように爆発する白色矮星はチャンドラセカール限界質量で定められた一定の質量となるため、爆発時のエネルギーが天体に依らず等しく、その明るさも一様である。更に、Ia 型超新星は明るさの変化の仕方もほぼ同じで、元素の構成を観測することで超新星爆発のどの時期に相当するのかわかる。このように、遠くでも観測できるほど明るく、宇宙全体に分布している天体として Ia 型超新星は好条件が揃っていることから、「標準光源」として宇宙空間の距離を測るのに用いられている。この標準光源を利用すれば、天体の赤方偏移 (宇宙のサイズ) と距離 (時間) が同時にわかる。すなわち宇宙がどの時期にどれほどの大きさであったか辿ることができ、これは宇宙の加速膨張の発見にもつながった。明るさが一様である反面、Ia 型超新星の爆発初期の膨張速度は天体によってばらつきがあり、これらの膨張成分の観測・分析は未だ解明されていない Ia 型の爆発メカニズムを解明する手がかりとして注目されている。 1.3 観測天体 SN 2012fr 今回観測対象となった超新星 SN 2012fr は、2012/10/27.05(UT) にヨーロッパ南天天文台 (European Southern Observatory:ESO) による観測でその出現が確認された Ia 型超新星である。地球からおよそ 1.5Mpc(およそ 6500 万光年) の距離にあるろ座の棒状銀河 NGC1365 内で発見され、その後ハワイ大学による初期の観測によって 22000km/s を超える、これまで観測された Ia 型超新星の中でも最高速クラスの膨張成分の存在が明らかとなった (Hadjiyska et al. 2012)。このような特異性をもつ天体の研究例は少な 6 く、またここ広島でも観測可能な条件であったため、この高速膨張成分の素性を探るべく、2012/11/03 から広島大学かなた望遠鏡で SN 2012fr の追跡観測が行われた。 1.4 本研究の目的超新星の中でも核爆発型とよばれる Ia 型超新星は、連星系中の白色矮星が限界質量に達し核反応が暴走した結果爆発したものであり、その明るさの一様性から、加速膨張の発見につながる「標準光源」や、鉄を主とした元素の起源などとして天文学上重要な役割を担っている。一方で、限界質量に達するまでの過程、親星の存在や、爆発時の膨張成分の速度の違いが何に由来しているのかなど、未だ解明されていない部分も多く、Ia 型超新星のこういった観点での観測・分析がこれらの謎を解く鍵となると考えられる。棒状銀河 NGC1365 内で発見された SN 2012fr は、初期の観測で非常に高速の膨張成分がみられた Ia 型超新星であり、我々は、広島大学かなた望遠鏡による追跡観測を行い、SN 2012fr の早期からのデータの取得に成功した。本研究では、そこで得られた超新星 SN 2012fr のデータを解析することによって、その高速膨張の原因を探ることを目指す。具体的には、SN 2012fr のデータを測光解析し、光度曲線から光度の変化や色変化、重要なパラメータであるΔ m15(光度の極大日とその 15 日等級差) を求め、これまでに観測された他の Ia 型超新星のものと比較する。そして、それらの Ia 型超新星と SN 2012fr とで異なる点はあるのか、高速膨張成分が何に由来するのかについて議論することを目標とする。 7 第 2 章 SN2012fr の観測とデータ解析 2.1 2.1.1 観測機器広島大学かなた望遠鏡と観測装置 HOWPol 広島大学かなた望遠鏡図 2.1: かなた望遠鏡広島大学かなた望遠鏡は広島大学宇宙科学センター附属東広島天文台に設置されている口径 1.5m の可視赤外望遠鏡である。かなた望遠鏡は国内の大学が所有している望遠鏡では最大の口径をもち、フレキシブルな観測体制を敷くことができる。東広島天文台は過去に行われた DIMM によるシーイング測定で平均 1.1 秒角が得られている全国的にも優れたサイトであり、この豊富な観測時間を活用した可視光・近赤外線の重点的観測がなされている。またこのほか、広島大学が開発に貢献しているガンマ線衛星 Fermi (旧名: GLAST) や、X 線衛星すざくなどの高エネルギー天文衛星との連携も重視され、機動性に優れた点を活かしてブレーザーやガンマ線バーストなどの突発天体に対する即時観測も行われている。このように、国内の研究機関の中では初めての本格的な多波長観測体制によって、宇宙における高エネルギー現象の解明を目指している。表 2.1 に、かなた望遠鏡の仕様を示す。 8 項目表 2.1: 広島大学かなた望遠鏡の仕様仕様光学系 Ritchey-Chretien 光学系主鏡の有効径 1500mm 焦点 F/12.2, f=18,300mm（F/12.3 f=18,501.7mm）架台経緯台最大角速度方位軸まわり 5 度/秒高度軸まわり 2 度/秒総重量約 17 トン搭載可能重量カセグレン焦点 500kg, ナスミス焦点 1000kg ※表中の括弧内の値は、新セラミック副鏡を用いた場合のもの観測装置 HOWPol 図 2.2: HOWPol 今回 SN 2012fr の撮像に用いた一露出型可視広視野偏光撮像器 (Hiroshima One-shot Wide-ﬁeld Po- larimeter;HOWPol) は、かなた望遠鏡のナスミス焦点に取り付けられている観測装置であり、GRB などの迅速な光学突発現象の観測に用いられている。表 2.2 に、HOWPol の仕様を示す。 9 項目表 2.2: HOWPol の仕様仕様波長 0.45∼1 micron 視野 Imaging: 15’ diameter Wide-ﬁeld imaging polarimetry (WFPol): 7 ’× 7 ’ Narrow-ﬁeld imaging polarimetry (NFPol): 15 ’× 1 ’ Spectroscopy (LSpec): 2.3 ”× 15 ’ フィルターグリズム検出器 B, V, R, I, z ’, polarizing Low-res (420/mm, R=500) 2k - 4k CCD(HPK/NAOJ) × 2 200 micron-thick depletion layer 最終 F 値 F/6.9 2.2 データ解析観測・取得したデータの処理には、天体画像データの処理に広く使用されている画像解析ソフト IRAF(Image Reduction and Analysis Facility) を使用する。IRAF は、アリゾナ州ツーソンに本部があるアメリカ国立光学天文台 (National Optical Astronomy Observatories; NOAO) の IRAF プログラミンググループによって開発・支援がなされている。 2.2.1 一次処理観測装置から得られた生データは全て観測装置に取り付けられた検出器から読み出され、FITS 書式として保管されるが、これらがそのまますぐに科学的な情報抽出に利用できるわけではない。これらの生データはさまざまな補正校正用データを用いた 1 次処理を施すことによって、その後の詳細なデータ解析に利用可能なデータとなる。一次処理前の生画像を図 2.4 に示す。オーバースキャン領域とバイアス CCD チップに光を当てなくても、得られる画像には一定量のカウントが含まれている。これはバイアス (bias) と言って、CCD チップから光を読み出す際に必ず掛けられる電圧 (電気回路上必要なもの) が原因となっているものである。これに対しては、オブジェクトフレームからバイアス部分を差し引く、という形で処理を行なう。HOWPol の CCD は 1 つの chip で 4 つのポートから電荷を読み出している。電荷を読み出しているところがプリスキャン領域、電荷の読み出し後に各ポートでから読み出しを行ったものがオーバースキャン領域である。オーバースキャン領域のカウントをバイアスとし、得られるカウントのゼロレベルとするが、それだけでは完全に引けないパターンが残るため、それは光を当てずに撮影したバイア 10 図 2.3: 画像のデータ解析までの行程図 2.4: 2012 年 12 月 10 日の SN2012fr 生画像（B バンド） 11 ス画像を用いて差し引く。つまり、各画像のオーバースキャン領域、そしてバイアス画像の２段階のバイアス差し引きを行う。画像処理ソフトを用い、生画像からオーバースキャン領域を差し引き、この領域をカットしたものを「オブジェクトフレーム」(object frame) とする。オブジェクトフレームは、ターゲットとする天体（ここでは超新星）のほか、標準星と呼ばれる星も取得する。この標準星は明るさの指標になるもので、大気吸収補正などでも使用する。バイアス処理済み画像を図 2.5 に示す。図 2.5: 2012 年 12 月 10 日の SN2012fr バイアス処理済み画像（B バンド）フラット化 CCD 上のピクセルは、本来持っている感度にピクセルごとの違いがある。加えて、天体の光が望遠鏡や分光器を通ってくる際の光学的な収差や、光学部品のホコリなどの影響も受けてしまう。このため感度ムラが生じ、CCD の全てのピクセルに同じ量の明るさを当てたとしても、ピクセルごとによって異なるカウント値を持つ画像になってしまう。これを解決するために、ドームに付設されているフラット板にハロゲンランプから一様な明るさの光を当て、観測時と同様に望遠鏡を通して撮像する。この画像は「フラットフレーム」という。フラットフレームを図 2.6 に示す。先ほどオブジェクトフレームからバイアスを差し引いたものをこのフラットフレームで割り算し規格化するという作業で補正する。ここまでの処理を 1 次処理という。一次処理を終えた画像を 2.7 に示す。 12 図 2.6: フラットフレーム（B バンド）図 2.7: 2012 年 12 月 10 日の SN2012fr 一次処理済み画像（B バンド） 13 ダークダークは、熱的に発生した電子 (暗電流) によって、CCD に光を当てなくてもカウントされてしまう値である。ダークカウントは、CCD の温度 (高いほど大) と露出時間 (長いほど大) に依存する。CCD が-100 ℃ほどに冷却されていれば、暗電流はほとんど発生せず、それによるダークカウントも無視できるほど小さくなる。よって、ここではその処理を省略している。宇宙線イベントは、上空から降り注いでいる宇宙線がたまたま CCD に衝突して電子が発生し、高いカウント値を示したものである。この現象については、露出時間が長いとそれだけ宇宙線と遭遇する確率が高くなってしまい、宇宙線イベントも大きくなる。しかし測光の場合においては、ターゲットとなる天体の上に被っていない限り問題ない。運悪く被ってしまったものは使わないこととすればよい。 14 2.2.2 測光解析一次処理を経たデータを測光解析することによって、ターゲットの明るさを正確に求め、その変化を細かく調べることを目的とする。開口 (アパーチャー) 測光図 2.8: アパーチャー測光概略図ある円内に含まれるビクセルのカウント値を積分し、フラックスから明るさを見積もる。IRAF のタスクは phot を用いる。カウントを数える円のサイズである開口半径 (アパーチャーサイズ) は、星像の半値幅である fwhm の 2-3 倍の値が最も精度良いとされる。さらに、その外側にドーナツ状にスカイをサンプルする領域として、フラックスの円と同じ星像中心をもったドーナツ状の領域を用意する。ドーナツ領域でのカウントの重心 (平均値) を星像でのスカイ値とし、局所的なスカイを評価してそれを差し引く。これにより、一次処理のみでは除去しきれなかった背景光等の寄与を小さくすることができる。 PSF 測光星団や星雲、銀河など込み入った領域に分布する星は、星の aperture 領域もしくは sky 領域に他の星などのフラックスによるコンタミネーションが認められる。このような状況で開口測光を実行すると、ターゲットとなる星のアパーチャー領域を過大評価してしまい、測定される星のフラックスは本来のものより明るくなってしまう。このような場合に有効な手法が Point Spread Function (PSF) 測光で、これは視野内のいくつかの任意の星のプロファイルから PSF モデルを作成し、測光したい天体のピークフラックスにスケーリングして測光する手法である。Gaussian などのモデルを仮定してフィッテングし、星本来のフラックスを見積もるため、sky 領域のコンタミネーションを受けにくい測光が可能となる。今回は、超新星の背景銀河のコンタミネーションを避けるため、PSF 測光を採用した。 15 相対測光・絶対測光相対測光と比較星大気や天気による影響から、天体からの光量自体は測光するごとに総カウント値は異なる。そこで、等級が変動しない天体を同じ視野内に撮像し、そのカウント値の比で相対等級を見積もる相対測光を行う。この、等級が変動しない天体を比較星と呼ぶ。 mSN = −2.5 × log10 FS N Fcomp (2.1) 比較星は超新星と同じ視野内に入り込んだ星から選ぶ。選んだ比較星が変光星である可能性も想定し、2∼ 3 個程度の比較星を選んでおく。後述する標準星の撮像が良い条件のもと行われるまでは、ある程度精度良く調べられたカタログからとってきた比較星の等級を利用して超新星の相対等級を求めることができる。ターゲットの SN 2012fr と、解析に用いた比較星 c1、c2、c3 を図 2.9 に示す。図 2.9: SN2012fr と比較星 c1,c2,c3（2012/12/10 撮影,B バンド）絶対測光と標準星比較星との比較により求められる等級（器械等級）は、IRAF 内での等級である。天候の変化や、観測中の天体の高度角の変化に伴う大気の厚さの変化に起因して、大気の透過率は時間変化するため、これに伴って IRAF 内の等級も日ごとに異なってくる。この影響を減らすため、測光観測の際は目標天体の観測と前後して測光標準星の観測を行う。測光標準星は、高い精度で等級 (真の等級) が測定されている星で、測光観測の際の相対的な明るさの基準となるものである。目標天体と同じ高度にある標準星を目標天体の観測の直前もしくは直後に観測することで、大気の透過率の影響を相殺することができる。標準星のカタログ (今回は Landolt Standard Star を用いている) に記載されている等級は、地球大気による減光を補正している値である。この測光標準星を用いて IRAF 内での比較星の等級との差から比較星の真の等級を出し、超新星の真の等級を求める。 mIRAF,standard − mIRAF,comp = mstandard − mcomp (2.2) 上式における左辺は測光により得られる IRAF 等級で、それぞれ標準星、比較星の IRAF 等級である。右辺は真の等級で、それぞれ標準星 (Landolt Standard Star よりこれは既知の値)、比較星 (求める値) である。今回解析に用いた標準星を図 2.10 に示す。 16 図 2.10: 解析に用いた測光標準星 SA98-618,624,626,627,634,642（2013/1/12 撮影,B バンド） 2.2.3 超新星の絶対等級の決定 IRAF での PSF 測光で SN と比較星 c1,c2,c3 のバンドごとの IRAF 等級、また標準星の IRAF 等級を求めた。各日付のデータの c1-c2,c1-c3 の値がほぼ一定であることから c1 が変光星ではないことを確認した。そののち、以下の HOWPol 測光キャリブレーションのパラメータの式（2.11）に従い、今回測定した標準星の結果をもとに色指数 (color term) を求め直して c1 の真の等級を求めた。 c1 の等級がわかれば、各データの c1 の IRAF 等級と器械等級から、SN 2012fr の器械等級および絶対等級を求めることができる。求めた c1 の等級は、B=15.153, V=13.972, R=13.202, I=12.433 である。超新星の絶対等級を求めるために必要な我々の銀河による吸収 B=0.074, V=0.056, R=0.044, I=0.031 [mag]、距離指数 (距離による見かけと絶対等級の差)=31.58 [mag] 等のパラメータは NED[10] のものを用いた。 17 図 2.11: HOWPol 測光キャリブレーションのパラメータ 18 2.2.4 使用したデータ我々は HOWPol での SN2012fr の早期からの観測データの取得に成功した。今回測光解析に用いたデータを表 2.3 に示す。日付表 2.3: 測光解析に使用したデータ MJD 使用したフィルムと枚数 H24.11.03 56234 B,V,R,I 各 3 枚 11.07 56238 B,V 各 3 枚 11.09 56240 B,V,R,I 各 3 枚 11.11 56242 B,V,R,I 各 3 枚 11.13 56244 B,V,R,I 各 3 枚 11.14 56245 B,V,R,I 各 3 枚 11.15 56246 B,V,R,I 各 3 枚 11.17 56248 B,V,R,I 各 3 枚 11.18 56249 B,V,R,I 各 3 枚 11.19 56250 B,V,R,I 各 3 枚 11.29 56260 B,V,R,I 各 3 枚 11.30 56261 B,V,R,I 各 3 枚 12.06 56267 B,V,R 各 3 枚,I １枚 12.10 56271 B,V,R,I 各 3 枚 12.11 56272 B,V,R,I 各 3 枚 12.13 56274 B,V,R,I 各 3 枚 H25.1.12 56304 B,V,R,I 各 3 枚標準星:各バンド 1 枚 19 第 3 章結果と考察 3.1 測光結果光度曲線我々は、発見からの迅速な観測により、SN 2012fr の極大を抑えることに成功した。測光結果から、SN 2012fr の各バンドごとのみかけ等級の変化を次の光度曲線（図 3.1）に示す。図 3.1: SN 2012fr の光度曲線比較しやすいようにそれぞれ等級を B は-1,R は+1,I は+2 にしてプロットしてある。光度曲線は典型的な Ia 型の傾向に沿っていた。更に、この光度曲線の形状をこれまで観測された超新星のうち比較的明るいとされる SN 1991T、膨張成分が速い SN 2002bo、そして典型的な特徴をもつ SN 2005cf と比較した（図 3.2）。 20 図 3.2: SN 2012fr と他の Ia 型超新星の光度曲線の比較（V バンド）比較のため極大日を SN 2012fr に揃えプロットした。他の超新星と比べ緩やかな光度変化をしていることがわかる。極大日と Δ m15 極大日の決定光度曲線のピークがあるの見られる日付の前後に２次関数をフィットし、各バンドの光度が最も明るくなる極大日と極大等級を決定した（図 3.3）求めた極大日と極大等級は、表 3.1 を参照。 Δ m15 Δ m15 とは、光度が極大となる日とその 15 日後の超新星の等級差で、値が大きいほど減光がはやい。超新星の解析において重要なパラメータのひとつで、後ほどこの値を他の Ia 超新星と比較する。こちらは、光度曲線で各バンドについて極大日から１５日後あたりのデータに関数をフィットして 15 日後の等級を求め、極大日の等級との差をとる。今回は 1 次関数をフィッテングして等級を用いた。gnuplot によるフィッティングのようすを図 3.4 に示す。これらのフィッティングによって得られたバンドごとの極大日、Δ m15 をまとめたものを表 3.1 に示す。なお、絶対等級を求める際に用いた距離指数 (distance modulus) は NED[10] のデータを参照したが、この値はあくまで SN 2012fr の母銀河 NGC1365 のものであり、不確定性がある。図 3.5 は、他の代表的な Ia 型超新星の Δ m15 と絶対等級を示したグラフに先程得られた SN 2012fr をプロットして比較したものである。 Ia 型超新星は m15 と絶対等級の間に相関があることが観測的に知られており、この図をみると SN 2012fr は減光速度が遅め、つまり長期にわたって明るさを保っているものの、ほぼこの相関にのることがわかる。以上から、SN 2012fr は m15 と絶対等級の観点からは特異な Ia 型ではないといえる。 21 図 3.3: B バンドの光度曲線に２次関数をフィットし、極大日と極大光度を求めているようす gnuplot 使用. x:MJD,y:等級である. ２次関数の軸の x 座標をよんで極大日を決定する. 図 3.4: B バンドの光度曲線に１次関数をフィットし、極大から１５日後の光度を求めているようす gnuplot 使用. x:MJD,y:等級. 極大から 15 日前後のデータ点をなめらかに結ぶようにフィッティングする. 22 図 3.5: Δ m15 と絶対等級元のグラフは IOP science [11] より引用. マゼンダで表示したのが今回得られた SN 2012fr のデータである. 23 表 3.1: バンドごとの極大日, 極大の絶対等級と Δ m15 3.1.1 バンド極大 MJD 極大等級極大 (絶対等級) Δ m15 B 56243.8 13.0929 -18.4871 0.8934 V 56245.7 12.3634 -19.2166 0.7238 R 56244.8 12.1556 -19.4244 0.6656 I 56242.8 12.1295 -19.4505 0.5429 色各バンドでの明るさから、超新星の色 (color) を求めることが出来る。この段階の超新星のスペクトル強度の波長分布は黒体放射で近似できることから、色はすなわち温度を表す。青色は温度が高く、赤色は温度が低い。色を表すものとして、色指数というものがある。色指数は、B − V や V − R などのように、波長が短いバンドでの等級から波長が長いバンドでの等級を差し引いたものを用いる。このため、値が小さいほど青い・高温ということを意味する。gnuplot を用いてカラー B-V,V-R,V-I をプロットした結果を、図 3.6 に示す。 24 図 3.6: SN 2012fr の色変化極大日あたりから次第に赤く、低温に変化していくことが分かる。更に、色について典型的な Ia 型超新星 SN 2005cf と比較したものを図 ﬁg:B-V に示す。B バンドの光度極大日を揃えてプロットしたところ、SN 2012fr のほうがかなり赤いが、光度変化の仕方はほぼ変わらないことがわかった。 25 図 3.7: SN 2005cf との色変化（B-V）の比較 3.2 スペクトルまた、我々は SN 2012fr の極大付近のスペクトル1 から SiII の吸収線の強さと速度を求めた。その特徴を分類分けしたものを図 3.9 に示す。先行研究より、Ia 型超新星はそのスペクトル上の特徴が次のように分類されることがわかっている。図 3.9[a] では、Si II 6355 の等価幅（縦軸）と膨張速度（横軸）を、91bg-like(低温で暗い Ia)、91T-like(明るい Ia)、Normal(典型的な明るさと膨張速度を持つ Ia)、および High-velocity(明るさは典型的だが高速膨張を示す) の 4 つに分けて多数の Ia 型超新星についてプロットしたものである (Blongdin et al. 2012)。このグラフから、SN 2012fr は、High-velocity というよりも、High-velocity と 91T-like、および Normal の中間的な存在であり、特に High-velocity という訳ではないことが判る。また、[b] のグラフでは、横軸に Si II 6355、縦軸に Si II 5972 のそれぞれ等価幅を、Broad line (吸収線の幅が広い Ia ∼[a] の High-velocity にほぼ対応)、Cool(低温で暗い Ia ∼[a] の 91bg-like にほぼ対応)、Shallow sillicon(吸収線の幅が狭い Ia ∼[a] の 91T-like にほぼ対応)、および Core normal(典型的な Ia) に分けてプロットしたものである。こちらでもやはり、2012fr は、Broad line (∼ High-velocity) とは分類されず、むしろ Shallow silicon（高温で明るい 91T-like にほぼ対応）に分類される。以上の事から、SN 2012fr は本来、膨張速度は典型的で、光度がやや明るめな Ia 型超新星であると結論づけた。発見直後に報告された高速膨張成分は、最外層に超新星本体からはやや離れて存在したものかもしれない。なぜ、最外層にこのような高速膨張成分が存在したのかについては、本研究のみではよくわからないので、今後の観測サンプルの向上を待ちたい。 1 データは共同研究者の山中雅之氏提供 26 [a] [b] 図 3.8: Si の吸収線による Ia 型の分類と SN 2012fr [a] は、横軸に膨張速度、縦軸に SiII の吸収線を、[b] は波長の異なる SiII の吸収線の強さを軸にとって、 SN 2012fr のデータを載せたものである。 27 第 4 章まとめと今後本論文では、地球からおよそ 6500 万光年離れた棒状銀河 NGC1365 に現れた Ia 型超新星 SN 2012fr の観測的研究を行った。Ia 型超新星は、限界質量に達した白色矮星の核反応が暴走した結果爆発したものであり、その明るさの一様性から、加速膨張の発見につながる「標準光源」や、鉄を主とした元素の起源などとして天文学上重要な役割を担っているが、その爆発メカニズム、爆発時の膨張成分の多様性など未だ解明されていない部分は多い。SN 2012fr は、初期の観測で非常に高速の膨張成分がみられ、広島大学かなた望遠鏡では、観測機器 HOWPol を用いて発見からの迅速な追跡観測が行われた。今回このデータの解析をすることにより Ia 型超新星の未知の謎に迫る。観測装置から得られた生データはさまざまな補正校正用データを用いた 1 次処理を施すことによって、その後の詳細なデータ解析に利用可能なデータとなる。このデータを測光・分光解析することにより、超新星の正体が明らかとなってくる。測光解析では、比較星や標準星を決め、まず母銀河や周囲の星によるバックグラウンドをのぞく PSF 測光を行う。そこで得られた等級から更に観測機器 (HOWPol) によって生じるカラーでのカウント数の差や大気による吸収、超新星の母銀河による吸収、我々の銀河による吸収を補正してようやく SN の絶対等級が明らかとなる。この絶対等級から、爆発してからの超新星の光度変化を表す光度曲線を描き、そこから関数のフィットによって極大日、極大日とその 15 日後の SN の等級差 Δ m15 をもとめた。光度曲線の形状や、m15 と光度の相関からは一般的な Ia 型の特徴が見られた。またカラーは一般的なものより赤かったが、その変化の仕方は典型的な Ia 型のそれとほぼ同じであった。これは、温度変化の仕方も典型的な Ia 型とほとんど変わらないことを示している。更にスペクトルの Si 吸収線の特徴により Ia 型超新星はおおまかに分類できることが先行研究により明らかとなっているが、これによると SN 2012fr は高速膨張しておらず、やや明るめの Ia 型に分類されることがわかった。以上の結果から、SN 2012fr は、それ自身が高速膨張しているわけではなく、やや明るいクラスの Ia 型超新星が何らかの理由で外層のみが爆発し、それが初期の高速膨張成分として観測されたと予想される。今後今回の測光解析で、SN 2012fr は他と比べてやや明るいものの、光度曲線やカラーでは、一般的な Ia 型超新星の傾向がみられることがわかった。今後は他のあらゆるタイプの Ia 型超新星の解析を通じて、今回のようなケースは極めて珍しいのか、また外層のみが吹き飛ぶメカニズム等に迫ってゆきたい。 28 謝辞本研究をすすめるにあたり、指導教官の川端先生には大変お世話になりました。超新星のこと解析のことも全く分かりませんでしたが、ひとつひとつ丁寧に教えてくださいました。それだけでなく、学問に対して受け身で会った私に研究に対する姿勢について考える機会も与えてくださいました。お礼申し上げます。山中さんには、分光のデータを提供していただいたり、あらゆる方面から SN2012fr の解析を手伝っていただきました。山中さんが残してくださった測光解析のマニュアルも全く初心者の私にとって非常にわかりやすく、研究をすすめる上でとても参考になりました。どうもありがとうございます。 SN 2012fr の観測を手伝ってくださった, 伊藤さん, 上野さん, 浦野さん, 高木さん, 森谷さん, そして宇宙科学センターの教官の方々、研究をすすめる上でいろいろアドバイスくださってありがとうございます。また、深澤先生には, 分野が異なるにもかかわらず研究でも、研究以外の部分でも大変お世話になりました。私がここまで頑張ってこれたのも、先生の熱心な指導のおかげです。本当にありがとうございました。そのほか高エネルギー宇宙の分野のスタッフの皆様、先輩方、そして同期の４年生のみなさん、忙しい中わからないことだらけの私にいろいろ教えてくださってありがとうございました。いろいろ大変でしたが、皆様のおかげで楽しい研究室生活を送ることが出来ました。本当に感謝の気持ちでいっぱいです。どうもありがとうございました。 29 参考文献 [1] 奥嶋貴子修士論文「IIb 型超新星 SN 2010gi の可視分光観測に基づく研究」広島大学 2012 年 [2] <http://www.rochesterastronomy.org/sn2012/sn2012fr.html> [3] http://www.hiroshima-u.ac.jp/hasc/institution/telescope/abstract/index.html [4] http://hasc.hiroshima-u.ac.jp/instruments/summary.html [5] 家正則, 舞原俊憲, 水本好彦, 岩室史英, 吉田道利編「宇宙の観測光・赤外天文学 (シリーズ現代の天文学)」 [6] 野本憲一編「元素はいかにつくられたか―超新星爆発と宇宙の化学進化」 [7] http://hamalabo.sakura.ne.jp/Soft/iraf_beginners.pdf [8] 山中雅之「IRAF/DAOPHOT を用いた PSF 測光簡易マニュアル」 2011 年 [9] http://www.toybox.gr.jp/mp366/lightcurve/ana_guide.html [10] NED(NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE) HP http://ned.ipac.caltech.edu/ [11] Prieto, J. L., Rest, A., and Suntzeﬀ, N. B. 2005, in Observing Dark Energy, ASP Conf. Ser. Vol. 339, Eds. S. C. Wolﬀ & T. R. Lauer (San Francisco: ASP), 69 [12] Prieto, J. L., Rest, A., and Suntzeﬀ, N. B. 2006, ApJ, 647, 501, ”A New Method to Calibrate the Magnitudes of Type Ia Supernovae at Maximum Light” [13] S.Blondin et al., “THE SPECTROSCOPIC DIVERSITY OF TIPE Ia SUPERNOVAE” 2012 30