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しほこひめい
5 years ago
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1 An extremely luminous X-ray outburst marking the birth of a normal supernova A. M. Soderberg, E. Berger, K. Page, P. Schady, J. Parrent, D. Pooley, X.-Y. Wang, E. Ofek, A. Cucchiara, A. Rau, E. Waxman, J. Simon, D. Bock, P. Milne, M. Page, S. Barthelmy, A. Beardmore, M. Bietenholz, P. Brown, A. Burrows, D. N. Burrows, G. Byrngelson, S. B. Cenko, P. Chandra, J. Cummings, D. B. Fox, A. Gal-Yam, N. Gehrels, S. Immler, M. Kasliwal, A. Kong, H. Krimm, S. R. Kulkarni, P. Meszaros, E. Nakar, P. O'Brien, M. de Pasquale, J. Racusin, N. Rea arxiv: (posted on 2008 Feb 13) Comments: Submitted to Nature. 27 pages, 10 figures, supplementary information. Note: this paper has been submitted for publication in Nature and is embargoed for discussion in the press 1

2 >8M 8 の星における超新星爆発鉄のコアの光分解 ( 吸熱反応 ) 重力崩壊原始中性子星形成コアバウンス外向き衝撃波 ( 衝撃波の再加熱超新星爆発?) この爆発過程については今も精力的に研究が進められている最終的に数太陽質量の物質を 10 4 km/s で放出 ( 運動エネルギー erg) 爆発から日後に可視の極大光度 erg/s に達する 2

3 超新星爆発過程に関する問題点シミュレーションで爆発が再現できていない通常の超新星では爆発直後の観測例は無しニュートリノや重力波の観測も現時点では困難可視では観測できるほど明るくなるまで数日かかる X 線や UV では星表面を衝撃波が通過する (shock break-out) 際に明るくなり母天体の半径や爆発直前の質量放出の手がかりとなる期待しかし十分な感度をもった広視野の観測装置がない ( 通常の超新星からは外れるが )GRB や XRF では爆発直後の観測も行われているしかしそれ自身が明るすぎて超新星自身の初期輻射は見えない 3

XRO 080109 の発見 XRT light curve (0.3-10keV) 2008 Jan 9.56 Swift/XRT が SN 2007uy の観測中に偶然 XRO(X-ray outburst) 080109 を発見ピークカウントレート 6.

4 XRO の発見 XRT light curve (0.3-10keV) 2008 Jan 9.56 Swift/XRT が SN 2007uy の観測中に偶然 XRO(X-ray outburst) を発見ピークカウントレート 6.2 count/s ピークの形は FRED model によく乗る e-folding time ~130sec XRT UVOT 同時に観測された UVOT では対応天体は写らなかった 85 分後に撮影された UVOT の画像には U=19.8 の天体が写っていた XRO の 30 分前から BAT は向いていたがガンマ線源は捕えられなかった (f γ < erg/cm 2 GRB は付随せず ) 4

5 XRO の X 線の挙動 XRT によるスペクトル Power-law モデル fit Γ= (χ 2 /dof=8/17, P=0.98) 黒体モデル fit kt= kev (χ 2 /dof=26/17, P=0.074) Power-law モデルを支持時間とともにスペクトルが軟化フレア時 400 秒後にかけて hardness ratio (2-10keV/0.3-2keV) = Γ = と変化 5

6 X 線バーストとしての XRO X 線の peak luminosity( 吸収補正後 ) erg/s X 線の fluence erg/cm 2 E X ~ erg 太陽質量天体の Eddinton luminosity より 4 オーダー明るい ULX outburst よりも 2 オーダー明るい I 型 X 線バーストよりも 3 オーダー明るい GRBs/XRFs に比べると E X は 3 オーダーほど小さい知られている X 線トランジェントのどれとも似つかない独特のバースト 6

7 t=5-24ksec の UVOT の観測で増光中の対応天体を発見地上観測も行われた t=1.74d より Gemini N/GMOS でスペクトル観測 ( 同類の GRB-SNe 1998bw や 2006aj, 1987A よりも良質で時間カバー率の高いデータ ) 初期は featureless だが次第に幅広い吸収線が発達 Ibc 型超新星と同定 GRB-SNe と異なり He-rich なスペクトル SN 2008D の誕生 7

8 SN 2008D の可視光度曲線 2 つの成分がある 1UV が支配的で XRO から 1 日以内にピークを迎えた成分 2 より赤く ~20 日後にピークを迎えた通常の Ibc 型超新星と consistent な成分吸収補正後 (A V =1.9mag) のピーク光度 V=17.4mag M V = -16.7mag Ibc 型超新星の中でもかなり暗い方 8

9 X 線のフォローアップ観測 Swift XRT/Chandra による観測 2 日後も X 線を捕えた初期光度曲線の外挿から期待され値よりずっと大きい別の輻射機構の存在 t=0.1-10d において F X t -0.7 t~10d での X 線強度は Typical/sub-energetic GRBs よりもオーダーで小さい Normal な Ibc 型超新星と同程度 (decay rate も ) 9

10 電波のフォローアップ観測 VLA にて Jan に対応天体を発見ピーク周波数は次第に低い方へピークのスペクトルプロファイル低周波数側 F ν ν 2.5 Synchrotron self absorbed emission と consistent (Chevalier 1982) 高周波数側 F ν ν -1.1 Fν ν-(p-1)/2, p~3.2 Light curve は極大前で F ν t 1.4 極大後は F ν t -1.2 極大での電波強度は normalな Ibc 型超新星と同程度 10

11 X 線アウトバーストの起源相対論的アウトフローのモデルで X 線強度 (750μJy@0.3keV) と UVOpt 光度 (<900μJy@3eV) を説明しようとした場合 νm~νc~ Hz F ν,p ~3mJy γb 3 ~8300 ε e2 γ 3 B F ν,p ~5.4γBA*(Rsh/10 10 cm) からローレンツ因子 γ~90 衝撃波面の半径 ~ cm これは X 線の長い duration~10 2 s と矛盾する (R~4γ 2 ct~10 17 cm) 相対論的アウトフローのモデルでは説明できない遷移相対論的あるいは非相対論的な現象を起源とするだろう超新星の shock break-out が自然なシナリオ Shock break-out の定義 : アウトフローの光学的厚さが 1 を切ることにより光子媒介の衝撃波から無衝突衝撃波へと遷移すること UV/X 線で明るい thermal な輻射 (+ 放出物質との多重コンプトン散乱による not-thermal な成分の付随 ) が以前より予言されていた 11

12 Shock break-out モデルの議論 Power-law スペクトルはコンプトン化した輻射と consistent Thermal な成分は XRT の低エネルギー側 cutoff( 0.1keV) よりも低いエネルギー領域にあったのだろう Thermal 成分のエネルギー (E th ) とコンプトン化成分のエネルギーが同程度と仮定し shock break-out の半径を計算 R sbo ~ (T/0.1keV )-4/7 (E th /10 46 erg) 3/7 cm > cm これは rise time から予想される値 cδt~10 12 cm と consistent Ibc 型超新星の親星とされる Wolf-Rayet 星の半径 cm より大きい濃い星風の影響か? 衝撃波速度 β<0.75 イジェクタの ( コンプトン散乱に対する ) 光学的厚さ τ~3 1 回の散乱でのエネルギー上昇率 A~3 コンプトンパラメーター Y=A(1-e -τ )>1 コンプトン化成分の方が Thermal 成分より明るい膨張により τ が減少コンプトン化成分が軟化観測と一致 12

13 初期の輻射 (t<3d) 初期 UV/Opt 輻射の起源時間変化非常に青い SED 衝撃波が星を通過しさらにそれに引き続く break-out が発生した後に星の外層大気が冷えることによって説明光球半径 R ph t 0.8 光球温度 T ph t -0.5 (Sari+ 1998) E K ~ erg M ej =4M 8 R * ~10 11 cm のモデルでよくフィット ( 9ページの図の破線 ) 爆発 1 日後に T ph ~14000K R ph ~ cm R * ~10 11 cm は Wolf-Rayet 星の半径と同程度で R sbo より小さい Break-out が広がった星風で起こったという前ページの予想を支持 13

14 電波と X 線で探る放出物質電波のデータは自由膨張する非相対論的 (β<0.25) イジェクタによって発生した星風中の衝撃波モデルと完全に一致 (11 ページ ; Soderberg+ 2005) R sh ~ (t/5d) 0.9 E K ~10 48 (t/5d) 0.8 erg B~2.4(t/5d) -1 G ρ(r) R -2 ( 星風の予想と一致 ) mass loss rate~ M 8 /yr (X 線の break-out の議論とよく合う ) 相対論的膨張から急減速を受ける Sedov-Taylor モデルとは合わない後期の X 線 (t>0.1d) の強度は超新星の可視光子の相対論的電子による逆コンプトン散乱とよく一致 L IC ~ ε e2 (E K /10 48 erg)(l opt /10 42 erg/s)(t/1d) -2/3 erg/s 電波と同じ機構では合わない (ν~ Hz F ν ν -p/2 ν -1.6 仮定 ) 電波にも X 線にも off-axis GRB( 横方向に広がって視線に入る ) による増光成分の証拠は見つからない 14

15 超新星のボロメトリック光度曲線可視光度曲線の幅と極大光度 M ej, E K, 56 Ni 質量が決まる M ej と E K の縮退を分光観測による光球速度 (v ph =0.3(E K /M ej ) 1/2 ) を使って解く ( 右下図 : 2002ap と同程度で GRB-SNe より遅め ) 56 Ni モデル E K = erg M ej ~4.8M 8 M Ni ~0.1M 8 56 Ni+ 56 Co モデル E K = erg M ej ~2.6M 8 M Ni ~0.05M 8 実際はこの 2 つの中間の値だろう初期の UV/Opt で求めた E K, M ej とよく一致 (14 ページ ) 光球速度 15

16 ホスト銀河 NGC 2770 Ibc 型超新星が同時に 2 つも現れたがどういった銀河なのか我々の銀河の約 1/3 の明るさ (0.3L * ) 重元素量は銀河中心で 1.5Z 8 超新星位置で 0.5Z 8 星生成率は 0.5-1M/ 8 yr(u バンド光度 20cm 波強度 FIR 強度より ) 明るさで規格化した星生成率は我々の銀河と同程度 SED は典型的な Sb/Sc のテンプレートとよく一致スターバーストが進行している証拠もないこの光度の銀河で 10 年間に 3 つの Ibc 型超新星がたまたま現れる確率は 10-4 しかし超新星が見つかった銀河は >10 3 個もあるし単なる統計誤差と考えるのが妥当だろう ( が 22kpc 離れた NGC 2770B との相互作用で SFR が上がったのかも ) 16

17 まとめ Normal SN Ibc の誕生に伴う新しいタイプの X 線トランジェントを偶然にも発見することができた X 線アウトバーストと後の電波輻射は相対論的なアウトフローのモデルでは説明がつかない X 線アウトバーストは濃い星風の中にある星における shock break-out を起源とする X 線アウトバースト電波強度可視光強度は星の標準的な流体力学的爆発モデルの予想とよく一致放出物質の運動エネルギーや質量は普通の Ibc 型超新星のものと一致 Shock break-out の性質は He-rich SN 2008D と He-poor GRB-SN 2006aj で一致 SNe Ibc の He-poor/rich events の連続性 ( おそらくは単一星起源の性質すべての重力崩壊型超新星が X 線アウトバーストを伴う可能性 XRT のような広視野型検出器が年間数百の重力崩壊型超新星を見つけられる ( たとえ可視で強い減光を受けていても ) ニュートリノや重力波観測に対する位置および時刻の良いトリガーとなりうる 17

スライド 1

スライド 1 グループ発表天体核研究室低光度ガンマ線バーストの起源 D2 当真賢二宇宙ひもを重力レンズで探る D3 須山輝明 2006 年度物理学第二教室教室発表会 @ 第四講義室天体核研究室の大雑把な研究グループ天体物理学中村犬塚井岡山田 PD: 町田石津三浦 D3: 道越宇宙論中村田中早田 D3: 須山 D2: 横山 D1: 泉 M2: 棚橋村田 D2: 井上 ( 剛 ) 当真 D1: