IIb 型超新星 SN 2010gi の可視測光分光観測

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

明暗数ヶ月～数年数～十数日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 → 56Fe 爆発日極大日

超新星の分類 赤色巨星水素型（II 型） He He 軽 C+O C+O H ？＊水素の層が初期からずっと見えているなぜ水素型 / ﾍﾘｳﾑ型のふたつに分かれるのか？ →両者をつなぐ爆発描像の存在低温、明るい青色巨星（WR星） Hなしﾍﾘｳﾑ型（Ib型）重＊水素の層は全く見えず、ヘリウムの層のみ見える高温、明るい

超新星の分類 遷移型（IIb型）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 He C+O わずかなH 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＊ニッケル質量MNiやEjecta massMejで比べる＊水素の質量についての考察 ⇒親星の物理状態をさぐる

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 8.2m すばる FOCAS R~1000（～5500A）広島大学 1.5m かなた HOWPol 京都産業大学 1.3m 荒木 LOSA/F2 R~550 (4000-8000A) 分光 7/19-8/31 分光 9/30（+60日）測光 7/19-10/6

スペクトル 初期では超新星成分が卓越している分光結果 ~ -10日時間変化 ← Hα（母銀河） Hα Heなし Heなし ~ +0日 He Hα He Hαなし ~ +60日 He He 波長（Å）遷移型と同定 CBET 2384 で報告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

I – 2.4（長波長側） R－1.2 V B + 1.2（短波長側）光度曲線測光結果明 ●10gi　＋93J（遷移型）：極大を合わせプロット極大前からの観測に成功 56Co 崩壊による緩やかな減光が　見られない絶対等級極大 V~ -15.8 等 → 暗い短波長と長波長の等級差が大 →色が赤い暗 V バンド極大日からの日数

議論– Ni 質量 MNi tr について Lmax= ENi( tr) -15.5 絶対等級観測値・Lmax~4.1x1041erg/s ・tr tr（rising time; 極大までの時間） ■08D : tr ~ 18 days -15.0 ■93J : tr ~12 days 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極大をあわせプロット 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 -10 0 10 全輻射光度 V バンド極大日からの日数爆発日 MNi~ 0.014 – 0.021M◎ 極大日

tr∝Mej3/4・Ek-1/4 ｖ∝Ek1/2・Mej-1/2 議論 – Ejecta mass Mej v について 20 v：ﾍﾘｳﾑ膨張速度観測値 15 速度[103km/s] v ~ 8 – 10×103km/s 10 必要な観測値・tr~12-18 days ・v tr 5 trは Mejと v (Ek) に依存する -10 0 10 20 V バンド極大日からの日数 Mej~1.2-2.6M◎ 全輻射光度爆発日極大日

議論 – 親星 求めた Ni 質量、Ejecta mass について SN 1993J と比較 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。

議論 – 水素 ・初期の水素消滅…遷移型・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 Filippenko (1997) IIL 遷移型水素型ﾍﾘｳﾑ型 IIP Ib 型 IIb型 IIL 型 IIP 型 Blue magnitude 多 Ib 少 0 100 10gi 水素量 0 M◎ ~10 M◎ Days after maximum light 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

IIb 型超新星 SN 2010gi の 可視測光分光観測