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歴史上2番目に明るい超新星
SN 2008es の話題
発表者：山中雅之
Miller et al., 2008, arXiv:0808.2193v1 （2008/8/18）
“THE EXCEPTIONALLY LUMINOUS TYPE II-L SN 2008es”
Gezari et al., 2008, arXiv:0808.2812v1 (2008/8/21)
“DISCOVERY OF THE ULTRA-BRIGHT TYPE II-L
SUPERNOVA 2008es”
歴史上最も明るい超新星の仲間た
ち
II-L
母銀河が見えない。（そもそも遠い。小さな銀河で起こ
II-L
る？） → ターゲットが見えない。
IIn
初期は可視が最も明るい。
-22等でz=0.２でもせいぜい１７等台。
IIn
径では観測不可。）
（小口
IIn/IIa?
Miller et al. 2008
Gezari et al. 2008
Miller et al., 2008, arXiv:0808.2193v1 （2008/8/18）
“THE EXCEPTIONALLY LUMINOUS TYPE II-L SN
2008es”
1. Introduction
SN 2008es
┬Texas Supernova Surch (TSS) ROSTE-III 0.45m 望遠鏡で発見
┬2008．4．26(UT) luminous transient z=1.02?
┬ その後、分光観測が行われ、極端に明るいType IIと同定された。
┬ 測光観測により、Type II-Lと分類された。
┬ z=0.213、Mv=-22.5 SN 2005apに次いで明るい超新星
┬ 非常に明るい超新星は、大質量星(progenitor)のmass-lossをトレースす
る。
2.
OBSERVATIONS
Photometry
Swift: UV, Optical, X-ray
2008.5.14～8.3 (11夜)
PEARITEL: J,H,Ks
2008.5.16～
KAIT, 1-m Nickel telescope (Lick) :
Optical 2008.5.30～
3-m Shane telescope (Lick) :
Optical 2008.6.2 & 8.5
X線検出されず上限 1.5x1042 erg/s
Spectroscopy
Kast分光器 3m-shane (Lick)
低分散分光器 Keck 10m
Kitt Peak 4m
(Director Discretionary Times)
Kitt Peak のスペクトルは2夜合成
母銀河成分が検出されず
P Cyg Hα → z=0.2
他のType II に一致
SNID Blodin & Tonry (2007)
よく似たType II-L SNe
1979C, 1980K と比較
→ Z=0.213 +/- 0.006
(この論文で採用)
静止系Bバンド極大
2008.5.19 (発見19日後)
３．Photomeric Results
それぞれの光度変化を多項式
フィッティングして
SEDを求める。
黒体でフィッティング
→
温度、半径、光度を導出
超新星が膨張するにつれて冷
却されているのがわかる。
26.6 day と 65.4 day SED
UVW2、UVM２で超過
Fe
line-blanketing 効果
(Type
II-P 2006bp)
BB フィッ
ティングには無視
BB光度と直接積分した光
度は一致
Decline rate
Bolometric light curve 0.042 mag day-1
V (Rest B)-band light curve 0.036 day-1
SN 1979C (0.046 mag day-1) (SN 1980K 0.055 mag day-1)
比べゆっくり
Bolometric luminosity → 0.9 x 10 51 erg (day 15 ～83)
に
４．Spectroscopy
+3、+13day
Featureless blue continuum
(ただし、Gezari et al. 2008で
は 5650Åに輝線が受かっ
た。)
SN 2005ap W-shape 吸収
CIII,NIII,OIII, 20000 km/s
+21d
弱いHeI、Hβの吸収、Hαの輝線
SN1979Cとの違い
速
度がSN 2008esのほうが遅い。
Hβ 97C 9700km/s、
08es 6000 km/s
ただし赤方偏移に注意
次の2ヶ月
SNが膨張するにつれて赤くなる。
featureは徐々に成長するが、弱
い。→ “top-lighting effect”：
CSMとの相互作用から連続光が
SN ejectaを照射する。
+68day
水素のバルマーラインがP
Cygプロファイルを形成
Hα：吸収は作らず輝線が卓越 (Type II-P × TypeII-L○)
Hα FWHM 9500 km/s (79C 10600 km/s , 80K 8200 km/s)
H β line velocity increasing ?
Hβの吸収が8000km/sまで増加
HeI5876/NaIDは800km/s の増加
Line velocity が増加したSNは
2005bfが唯一。(HeI 3つの吸収)
Ejectaの内側でのNi崩壊によりHe I
の励起が進んだ。
(た
だし2008esとは明らかな関連なし）
解釈
Hβの青い側でHeIλ 4686が影響？
輻射輸送の効果？
5. Discussion
5.1. The Physical Nature of SN 2008es
・光度変化早い。
・スペクトルもCSMとの相互作用の証拠なし。
・2005apに似ている。典型的なII-Lより4，5等
明るい。
・56Ni mass 10M◎必要
・fast rise and decayを考えると問題
・decay time 0.042 mag day-1 ＞ 56Co decay
Shock energyをすべて可視光に変換→
運動エネルギーが大質量のshellを加
熱：半径2～3x1015 cm 以上必要必
要とされるinitial enevelope radiiは最も
巨大な赤色超巨星より20～30倍大きい。
5.2． The Host of SN 2008es
母銀河の絶対等級 -17.4 等より暗い (SMC -16.9)
SN 2006tf や SN 2005apの母銀河も同様
5.3． Rate of Extremely Luminous SN 2008es-like Events
TSS (3年) 05ap, 06gy, 06tf, 08es 4つ(うち二つType II-L) 30
SNe Ia at z～0.1 、08es z~0.3 体積23倍
30/2 x 23 = 350倍！
KAIT Ssupernova Survey 10,000 渦巻銀河
典型的なII型の160分の１
統計の問題では無い。
6.Conclusion
史上2番目に明るいSN 2008esを観測した。
強い
CSMとの相互作用により供給されただろう。
Light
curveが0.042mag / day → 56Coが支配的なではない。
総積分
光度 E > 1051 erg
スペク
トル SN1979Cに似ていた。しかし、Hβの速度増加は説明不可。
Late phaseの観測
Peak 光度がradioactive decayあるいはCSMにより供給されていたか
どうか → SN 2006tf 強い輝線、SN 2006gy無し、1979C30年間、
CSMとの相互作用が観測されてきた。（X,Opt,radio）
2006gyでは近赤外超過← light echo ( 0.3 pc にダスト)
SN 2008esのpeak光度がほとんどradioactiveで供給されているのなら
後期においてγ線をdepsositeするH-richな層が光学的に厚いままである。
Gezari et al., 2008, arXiv:0808.2812v1 (2008/8/21)
“DISCOVERY OF THE ULTRA-BRIGHT TYPE II-L
SUPERNOVA 2008es”
2. Observations
2.1． Photometry
ROTSE-IIIb 45cm 2008.4.26～ 50日間
Palomar 60-inch 2008.5.2～ 100日間
1.3m MDM望遠鏡 2008.5.24～ 45日間
ROTSEの観測で極大を2008.5.16と決めた。
（Miller et al.より3日早い。）
2.2. Spectroscopy
Hobberly Eberly Telescope
2008.5.1 と 5.8
Palomar 200-inch 2008.5.2
Quasar z=1.02と同定
(featureless blue continuum)
Palomar で2008．8.1にバルマー
輝線が確認、z=0.21
HeIIλ4686を使ってz=0.205 +/0.001
(Miller et al. では z=0.213)
Hβ -7400 km/s NaID -7100
km/s
2.3. Host Galaxy
やはり検出されず（Miller et al. では検出されず）
SDSSの爆発前の画像で 8.3” 北東
だと40kpc (SNのhostだとしたら大きすぎる。)
2.3. Swift Observations
およそ100日後あたりも観測
(Miller et al. では80日後まで)
SEDの黒体フィッティングにUVW２、
UVM２も含めている。
→結果的にMiller et al. よりやや高
いT=14000Kを導く。
半径：3x1015cm
超巨星の10倍 )
( 赤色
z=0.205
3．Result
3．1.Comparison with Type II SNe
極大後 9日： 0.029 mag / day Type II-P
極大後53日：0.035 mag / day Type II-L
減光率だけ見れば、Type II-P → II-L
後半のSwiftの観測 101d Tbb=5x103 ,Rbb=2x1015,
L=1.42x1043 e –td/111
→ 初期の56Ni mass M ≦ 0.2 M◎
Color はType II-L に一致
Integrated curve → E=5.6x1051 erg
et alに一致)
(Miller
二つのType II-P Sneと比較
Luminostiy
の50倍 2006bpの5倍
2005cs
温度
2008es
14000K Type II-P 6000 K
半径 08esのほうが5倍大きい
3.2 Interaction with CSM
X upper limit < 2.4 x 1042 erg / s (0.3 -10keV)
X線から求めたmass loss 5x104 M◎ / yr
純粋にCSMによりpeakが光ってもまだ5倍小さい。
3.3.Comaprison with Models
Model ① Bilinnikov & Bartunov (1993)
赤色巨星 6000R◎ 小さい水素の外層１-2 M◎
濃い星風 M ～１０-４ M◎ / yr
例) SN 1979C (Mv -19.6 mag) UVの再過程に
より作られる。 MB～-２２mag : 10-3 M◎ / yrで増
加せることができる。
５０日まで急激に減少。
後期のSwift のゆるやかな光度変化にも一致。
最もよく一致するモデル
Model ② Young et al. (2005)
ProgenitorのH envelope と GRBの可視残光の相互作用
相対論的jetとH envelopeとのshockでシンクロトロンを放射
→冷えていくBBにダイレクトに矛盾
Model ③ Smith & McCray(2007), Woosely+ 2007
Dence CSMとの相互作用
→shockを通して運動エネルギーがradiationに変換される。
→narrow Hα、ゆっくりと放射が逃げていく。
→fast rising & broad symmetric Hα輝線に矛盾
Model ④
56Co
dacay thermalization
Peak光度を光らせる：２５M◎が必要
後期のSwift の観測
56Coのradioactive
decayに乗らない。
KANATA/TRISPECでは？
現在、SN 2006gy （Mv=-22, Type IIn）によく似てい
ると分光測光的に同定された SN 2008fzを観測中！

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