2012-03-08 かなたミニ WS ＠広島大学 IIb 型超新星 SN 2010gi の 可視測光分光観測 広島大学 奥嶋 貴子 超新星 夜空に突如あらわれる→「新」しい星？ 重い星が進化の最期に起こす爆発現象 爆発時のエネルギー（1051erg~）は鉄以上 の重い元素を作るのに重要 M81 に現れた SN 1993J 光度曲線 明 超新星の様子を より詳しく見ていく ためには、極大 前からの様子を 追うことが肝心 極大 太陽の 1 億 ～ 100 億倍 の極大光度 爆発 熱源 56Ni → 56Co 暗 爆発日 極大日 数～十数日 → 56Fe 数ヶ月～数年 超新星の分類 H He C+O 赤色巨星 水素型（II 型） 軽 ＊水素の層が初期から ずっと見えている なぜ 水素型 / ﾍﾘｳﾑ型の 低温、明るい ふたつに分かれるのか？ Hなし He C+O ﾍﾘｳﾑ型（Ib型） →両者をつなぐ 青色巨星（WR星） 爆発描像の存在 ＊水素の層は全く見えず、 ヘリウムの層のみ見える 重 高温、明るい 超新星の分類 水素…初期で見られるが後期では弱まる・消える ﾍﾘｳﾑ…初期から、もしくは後期で見える わずかなH He C+O 遷移型 （IIb 型） 何らかのメカニズムで水素が はぎ取られた？ 水素型とヘリウム型の 中間的存在 サンプル数の問題 …詳細に観測された超新星の例があまりない 親星や進化の描像へ制限を与えるデータの必要性 目的 ：モチベーション： 水素のはぎとりによる超新星の爆発描像を 明らかにしたい ：本研究の目的： 希少な遷移型超新星の観測的特徴から 他の超新星との位置づけを明らかにする （測光観測） 光度曲線 → 光度変化、色、質量 （分光観測） スペクトル → 成分分布・速度 ⇒親星の物理状態をさぐる ＊ニッケル質量MNiやEjecta mass Mejで比べる ＊水素の質量についての考察 観測天体 SN 2010gi ＊広島のアマチュア天文家・ 坪井氏によって発見された 超新星 発見日 2010/07/18.51 (UT) 距離 ～ 6500 万光年 → 非常に近い 初期観測より 遷移型超新星と推測 希少な遷移型超新星のサンプルとして 継続観測を行った 観測機器 ハワイ観測所 広島大学 すばる かなた 8.2m FOCAS R~1000（～5500A） 1.5m HOWPol 京都産業大学 荒木 1.3m LOSA/F2 R~550 (4000-8000A) 測光 7/19-10/6 分光 7/19-8/31 分光 9/30（+60日） 分光結果 スペクトル ~ -10日 Heなし 初期では超新星成分 が卓越している ← Hα（母銀河） Hα Heなし ~ +0日 時 間 変 化 He Hα He Hαなし ~ +60日 He He 波長（Å） 初期で水素が見られた→極大 +30 日に消えた 徐々にヘリウムが見られるようになった 遷移型と同定 CBET 2384 で報告 光度曲線 明 極大前からの 観測に成功 測光結果 ●10gi ＋93J（遷移型）：極大を合わせプロット I – 2.4（長波長側） 崩壊による 緩やかな減光が 見られない 56Co 絶対等級 R －1.2 極大 V~ -15.8 等 → 暗い V B + 1.2（短波長側） 暗 V バンド極大日からの日数 短波長と長波長 の等級差が大 →色が赤い 議論 – Ni 質量 MNi 全輻射光度 Lmax = ENi ( tr ) tr について tr （rising time; 極大までの時間） 絶対等級 -15.5 ■08D : tr ~ 18 days ■93J : tr ~12 days -15.0 爆発日 極大日 理論モデルでは、極大（t = tr ） での全輻射光度 Lmax はエネ ルギー生成率に一致 観測値 ・Lmax~4.1x1041erg/s ・t r 極大をあわせプロット -10 0 10 V バンド極大日からの日数 SN 2010gi では tr が得られない →似たような型で、爆発日が精度 よく求められている二つの超新星 から tr を推定 MNi ~ 0.014 – 0.021 M ◎ 議論 – Ejecta mass Mej v について 観測値 v ：ﾍﾘｳﾑ膨張速度 tr 爆発日 極大日 速度 [103km/s] 全輻射光度 20 15 v ~ 8 – 10×103km/s 10 tr は Mej と v ( Ek ) に依存する tr∝Mej3/4・Ek-1/4 ｖ∝Ek1/2・Mej-1/2 必要な観測値 ・tr~12-18 days ・v 5 -10 0 10 20 V バンド極大日からの日数 Mej~1.2-2.6M ◎ 議論 – 親星 求めた Ni 質量、Ejecta mass について SN 1993J と比較 MNi SN 1993J 0.08 (M◎) (Shigeyama et al. 1994) Mej 1.9-3.5 (M◎) SN 2010gi 0.014-0.021 (Young et al. 1995) SN 1993J よりも軽い親星の爆発 ただし、連星系による水素はぎとりの 説もあり、単独星か連星系かの議論 は本研究では言及できない。 1.2-2.6 議論 – 水素 IIL ・直線的な減光＋緩やかな増光 …厚めの水素層の存在を示唆 ・赤い・ニッケル質量小…IIL型と類似 ・SN 1979C（IIL型ﾌﾟﾛﾄﾀｲﾌﾟ）より スペクトル上で水素が早く消えた ﾍﾘｳﾑ型 遷移型 Ib 型 少 IIb 型 Blue magnitude ・初期の水素消滅…遷移型 IIP Ib Filippenko (1997) 0 100 Days after maximum light 水素型 IIL 型 10gi 水素量 0 M◎ IIP 型 多 ~10 M◎ 各型の超新星における典型的な水素量との比較 まとめ SN 2010gi の特徴 ・初期スペクトル…初期に見られた水素が消え、ヘリウムが 徐々に見えてきた → 遷移型 ・少ないニッケル質量MNi 、Ejecta mass Mej →遷移型 SN 1993J に比べ軽い親星の爆発 ・水素層…通常の遷移型の中でも厚め SN 2010gi は、水素量をパラメータとした 従来の水素型 / ﾍﾘｳﾑ型をつなぐ新たな超新星であった → 連続的な超新星の分布の可能性 遷移型超新星の詳細…早期・長期にわたる観測 恒星の進化の話へつなげることができる おわり
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