広島大学1.5m「かなた」望遠鏡をはじめとした国内中小口径望遠鏡を用いた観測 解説ページ
研究グループ合同の解説ページは[こちら]となっています。
記事の解禁日は9月14日午前4時となっています。14日の新聞朝刊への掲載は可能です。
口頭講演 K13a 山中雅之他
"極めて明るいIa型超新星SN 2009dcの可視近赤外観測"
口頭講演 K14a 田中雅臣他
"極めて明るいIa型超新星SN 2009dcの偏光分光観測：親星はチャンドラセカール質量を越えているか？"
田中氏の講演内容についての解説ページはこちらとなっています。
概要
夜空に輝く星々の中に"超新星爆発"という明るく輝く天体現象があります。 最も明るい時期には"銀河"一つ分にも匹敵するほどの明るさとなります。 これらの中でも"Ia型超新星"と呼ばれる超新星爆発は、広い宇宙の中に無数に ある銀河までの距離を精密に測定することができる"道具"として用いられており、 天文学の世界において最も重要な天体の一つです。
Ia型超新星爆発を引き起こす元の星の正体は"白色矮星"と呼ばれる非常に密度の 大きな星と考えられています。この"白色矮星"には、ある"限界質量"があることが インド出身の天体物理学者であるチャンドラセカールによって明らかにされています。 発見者にちなんで"チャンドラセカール限界質量"と呼ばれます。
Ia型超新星 SN 2009dcは我々の銀河系から3億光年という距離にある"UGC 10064" と呼ばれる銀河で今年の4月9日に発見されました。私たちは報告を受けて 、広島大学1.5mかなた望遠鏡、県立ぐんま天文台1.5m望遠鏡、国立天文台岡山物理観測所 1.88m望遠鏡とMITSuME 0.5m望遠鏡、そして鹿児島大学1m望遠鏡を用いて、集中的な観測を行いました。
その結果、この超新星は本質的に極めて明るい超新星爆発であったことが確かめられ ました。星の光を虹に分ける(スペクトル)観測によると、爆発によって膨張している 大気中に Ia型超新星には珍しく大量の炭素を含んでいることが確かめられました。 これらの観測結果は、SN 2009dcがチャンドラセカール限界質量を超えた白色矮星の 爆発であったことを示唆します。このような限界を超えた爆発がなぜ起こりえたの か、その可能性を示すモデルがこれまでにいくつか提唱されてきていますが、決着は ついていません。SN 2009dcの発見によって限界を超えた爆発機構の研究がより一層 進むことが期待されます。
こういった「超チャンドラセカール限界質量」のIa型超新星が実際に見つかった天文 学的意義は大きく、宇宙論をはじめとしたIa型超新星に関連する多くの研究分野に強 いインパクトを与えることになります。今後、こうした極めて明るい Ia型超新星が 従来考えられてきたような白色矮星の爆発の枠組みで再現可能かどうか精力的に研究 が進められ、理論的な機構が詳しく解明されていくものと考えられます。
研究背景
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Ia型超新星*1は、その光度が明るければ明るいほど、ゆっくり減光する関係が よく知られています。そのような関係を用いると距離のよくわかっていない銀河でも Ia型超新星の光度変化を知ることで距離を精度よく測定することができます。 今から10年ほど前、パールムッターらとリースらはそれぞれ 独立に多くの遠方の銀河で起こるIa型超新星の観測を行い、宇宙における 様々な銀河までの距離を調べました。その結果、宇宙の膨張する割合は 徐々に増しているという非常にセンセーショナルな結果を得ました。 1929年にエドウィン・ハッブルが銀河の後退する速度を調べ、 遠い銀河ほど後退する速度が大きくなる法則、ハッブルの法則を発見しました。 しかしながら彼の発見はすべて宇宙は一定の割合で膨張するという 事実でした。宇宙の膨張が加速するという観測事実は、宇宙を満たす "ダークエネルギー"を仮定しなければ説明できません。 ダークエネルギーはその文字のごとく、正体不明であり遠方の Ia型超新星の観測により、制限されていくことになるでしょう。
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一方、Ia型超新星はその爆発する元の天体の描像が完全には 決定されておりません。爆発する元の天体は白色矮星と呼ばれる 非常に小さいにも関わらず質量の大きな(密度が大きい)星です。インドの 天体物理学者、チャンドラセカールは今から80年近くも昔にすでに 白色矮星の限界の質量である、いわゆる"チャンドラセカール限界質量"が 太陽の1.4倍程であることを発見していました。したがって爆発後の 最大の光度はよく似ており、上記で述べたIa型超新星が 距離を測る道具として用いることのできるのはこのためです。しかしながら、 それから80年経った現在でもその白色矮星がどのような過程を経て、 チャンドラセカール限界質量に到達するのか決着が着いておりません。
ところが、近年この限界質量を大きく越える質量の白色矮星の爆発 とされるIa型超新星が2例ほど発見されました。2003年に発見された SN 2003fgと2006年に発見されたSN 2006gzです。二つのIa型超新星は ともに典型的なIa型超新星に比べ非常に明るく、非常に大量のニッケルを 作り出したことが指摘されました(ニッケルの質量が増えるにしたがって、 Ia型超新星の光度は明るくなります。)。中でも興味深い事実は、 SN 2006gzの噴出物質の外側に炭素の存在が確認されたことでした。 炭素は白色矮星の爆発する前のいわば"燃え残り"の物質であり、 これが存在することはIa型超新星の爆発前の白色矮星が非常に 豊富な質量を持っていたことによく一致しています。
今年の4月9日(世界時)に超新星SN 2009dc*2は 発見されました。発見後の4月16日に分光観測によって、超新星の膨張大気中に 炭素の存在が確認され、全世界にCBET(中央天文電報局電子回報)が流れました *3。 Ia型超新星において、炭素が検出されたという例は非常に稀で 爆発する元の白色矮星の質量が非常に大きかった可能性を強く示唆しています。 我々は報告を受け、国内の望遠鏡を総動員してSN 2009dcの集中的な観測を 実行するにいたりました。
観測と結果
 広島大学 1.5mかなた望遠鏡 |
 県立ぐんま天文台 1.5m反射望遠鏡 |
 国立天文台ハワイ観測所 8.2mすばる望遠鏡 |
 国立天文台岡山天体物理観測所 1.88m反射望遠鏡 |
 国立天文台岡山天体物理観測所 0.5mMITSuME望遠鏡 |
 鹿児島大学 1m-反射望遠鏡 |
我々は、超新星SN 2009dcに対して、明るさと色の変化を追う"測光観測"と 超新星の膨張する大気の物質を調べる"分光観測"を実行しました。測光観測は 広島大学1.5かなた望遠鏡、国立天文台岡山天体物理観測所1.88m反射望遠鏡 および0.5m-MITSuME望遠鏡、鹿児島大学1m望遠鏡を用いました。分光観測には ぐんま天文台1.5m反射望遠鏡とすばる望遠鏡を用いました。すばる望遠鏡では "偏光分光観測"も行っています。すばるによる観測結果は 田中氏による詳細な議論がこちらで解説されています。
上記の図は横軸が日数で、縦軸が見かけの等級*4となっています。 超新星SN 2009dcは、観測開始時にはまだ増光しており、2009年4月26日に最も 明るくなりました。超新星の観測にとって最も明るい時間を決めることは とても大切なことです。他の超新星と比較してみると、この超新星は極めて ゆっくりと増光していたことがわかりました。また、その後の減光する割合も 極めてゆっくりでこれまで最もゆるやかに減光したとされていたSN 2006gzに 匹敵するほどです。これらは、多くのIa型超新星が似通った変化を示すことに 比べると非常に際立った特徴です。
私たちが見ている星の明るさはあくまで"見かけの明るさ"に過ぎません。 超新星も同様で、この天体の本質的な明るさを知るためにはその超新星爆発が 起こった銀河(母銀河)の距離と超新星の見かけの明るさの情報が必要です。 さらに銀河中を漂う微粒子(ダスト)によってどれほど減光されているかも 調べなければなりません。銀河までの の距離はおおよそ3億光年と調べられているのですが、超新星の光が、 母銀河中でどれだけ減光されているかはよく調べなければ なりません。
Ia型超新星の母銀河による減光は超新星の色変化からよく評価されます。 Ia型超新星の色変化は最も明るい日から30日後以降はどれもよく似ており、 これを用いることで母銀河の赤化量を求めることができます。 しかしながら、SN 2009dcの色変化はやはり典型的なIa型超新星とは異なり、 特異な振る舞いを示しました。したがって超新星そのものの性質とは 独立な方法を使う必要があります。そこで私たちは母銀河のナトリウムの 吸収量を測定する方法を採用しました。
得られた母銀河による減光量から絶対等級を求めると、-20.2等になり、 これはかつて調べられているIa型超新星の中で、本質的な光度が 最も明るいIa型超新星であることを意味しています。典型的なIa型超新星の 2.7倍もの際立った明るさです。
さらに、私たちはSN 2009dcが爆発を起こした時にどれくらいの質量の ニッケルを生成したかを光度曲線から見積もりました*5。すると、 典型的なIa型超新星が太陽の0.6倍のニッケルを生成するのに対して、 SN 2009dcは太陽の1.6倍の質量のニッケル*6を 生成したことがわかりました。これは、ニッケルの生成量だけでチャンドラセカール限界質量を超えていた ことを意味し、このようなIa型超新星は過去に例を見ません。
上の図は、ぐんま天文台1.5m反射望遠鏡とすばる望遠鏡によって分光観測で得られた スペクトルです。縦軸は相対的な放射強度を対数スケールで取ってあります(見やすくするために 縦軸は適当にシフトしています。)。横軸は波長で6000Åが0.6μm(=1万分の6ミリメートル)と なります。また、"CII"や"SiII"はスペクトル上に見られる吸収の原因となっている元素です。 また、-3.3dなどの数字はそれぞれのスペクトルが取られた日です。基準となっている日は その超新星が最も明るい日です。SN 2009dcの放出物質の外層には炭素を大量に含むことがわかりました（図中の赤枠 で囲んだものは一階電離した炭素 C II による吸収線）。つまり、 元の白色矮星の質量は非常に大きかった可能性を示唆します。これは 上記で述べた光度曲線が示す非常に重い白色矮星の質量に一致する結果です。 分光観測結果も白色矮星が"超チャンドラセカール質量"であったことを示唆します。
結論
超チャンドラセカール質量の白色矮星の超新星爆発が発見された のことの天文学的な意義は大きいことは間違いありません。SN 2009dcの ような極めて明るいIa型超新星は、白色矮星が爆発するときに非球対称で あれば再現できるという主張があります。しかしながら、私たちは すばる望遠鏡による偏光分光観測でSN 2009dcの膨張大気が丸かった ということをすでに確認しています(田中氏解説ページ参照)。 ですので非球対称性は棄却されます。 球対称状の爆発でこれほど極めて明るいIa型超新星を 理論的に説明することは、現段階では困難です。 この事実は、銀河までの距離を調査する"道具"としてすべての Ia型超新星を同様に扱ってしまうことに警鐘を鳴らす可能性 がありますし、宇宙論や天文学の広い範囲の分野に強い影響を 与えることも予想されます。今後は、前駆星がどのような過程 を経てこのような爆発に至ったのか、白色矮星のチャンドラ セカール限界質量はどれだけ大きくなり得るか、などについて 精力的に研究が進められることになるでしょう。
脚注
*1 超新星の分類は分光観測によって得られたスペクトル上の吸収線によって なされます。水素の吸収が見られるものは"II型"、水素の吸収の見られない ものは"I型"として分類されます。中でも水素の吸収がなく、 ケイ素(Si)の吸収が卓越しているものが"Ia型"として分類されます。 上記のII型や、Ib型(水素はないがヘリウムが見られる。)や Ic型(水素やヘリウムもない。)は太陽のおよそ8倍以上の星が 重力崩壊を起こすことで爆発する超新星です。それに対してIa型超新星は 連星系の白色矮星の中心近くで炭素酸素が熱核暴走反応を起こす爆発です。
*2 SN 2009dcはS0型銀河 UGC 10064の銀河に現れた超新星で、 今年の107番目に国際天文学連合によって発見が認められたため この名前が付いています。アメリカのPuckettらアマチュアの 超新星探索チームが、40cm反射望遠鏡を用いて発見しました。 CBET1762にて報告されています。
*3 4月16日にHarutyunyanらがイタリア国立天文台(INAF) の3.58-m TNG(Telscopio Nazionale Galileo)望遠鏡により分光観測 を行い、SN 2009dcは非常に明るいIa型超新星と分類されました。 これはCBET 1768にて報告されています。
*4 "等級"には通常、こと座のベガを基準(=0等)とし、明るさが100分の1になると 5等級暗くなる"ベガ等級"が用いられます。
*5 白色矮星中心での熱核暴走反応により多くの重元素が合成されます。 中でもニッケル56は最も多く合成され、これが放射性崩壊を起こしコバルト56、 鉄56と、ガンマ線・陽電子を放射しながら核種が 変わっていきます。ガンマ線・陽電子は膨張する超新星の大気に 吸収され、エネルギーの転化によって大気は高温になります。 結果的に、紫外から可視光域 で最も明るい放射を起こいます。従って、明るい超新星ほど、より多くの ニッケル56を核合成したものと考えられます。
*6 私たちは典型的な星間吸収線である中性ナトリウムの吸収強度などから、 SN 2009dcは母銀河のダストによって0.4等ほど減光していると 見積もりました(本文参照)。
研究グループ（国内望遠鏡による観測グループ、五十音順)
新井彰 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・博士課程後期3年)
池尻祐輝 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・博士課程前期2年)
伊藤亮介 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・博士課程前期1年)
今田明 (国立天文台 岡山天体物理観測所・研究員)
植村誠 (広島大学 宇宙科学センター・助教)
大杉節 (広島大学 宇宙科学センター・特任教授/センター長)
面高俊宏 (鹿児島大学 理工学研究科 物理科学専攻・教授)
鎌田有紀子 (国立天文台 先端技術センター・技術員)
河合誠之 (東京工業大学 理工学研究科 基礎物理学専攻・教授)
川端弘治 （広島大学 宇宙科学センター・准教授）
衣笠健三 (県立ぐんま天文台 観測普及研究係・副主幹)
黒田大介 (国立天文台 岡山天体物理観測所・研究員)
小松智之 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・博士課程前期1年)
坂井伸行 (鹿児島大学 理工学研究科 物理科学専攻・博士前期課程)
笹田真人 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・博士課程後期1年)
鈴木麻里子 (トヨタテクニカルディベロップメント株式会社)
高橋英則 (群馬県立ぐんま天文台 観測普及研究係・主任)
田口光 (県立ぐんま天文台 観測普及研究係・主任)
田中祐行 (松芝エンジニアリング株式会社)
田中雅臣 （東京大学大学院 理学系研究科天文学専攻・博士課程後期3年）
千代延真吾 (NECシステムテクノロジー株式会社)
永江修 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・日本学術振興会特別研究員ＰＤ)
中屋秀彦 (国立天文台 先端技術センター・助教)
野本憲一 (東京大学 数物宇宙連携機構・特任教授)
橋本修 (県立ぐんま天文台 観測普及研究係・主幹)
深沢泰司 (広島大学 理学研究科 物理科学専攻・教授)
本田敏志 (県立ぐんま天文台 観測普及研究係・主任)
前田啓一 (東京大学 数物宇宙連携機構・特任助教)
宮崎聡 (国立天文台 先端技術センター・准教授)
宮本久嗣 (日本モレックス株式会社)
柳澤顕史 (国立天文台 岡山天体物理観測所・助教)
山下卓也 (国立天文台 ＥＬＴプロジェクト室・教授)
山中雅之 （広島大学 理学研究科物理科学専攻・博士課程後期2年）
吉田道利 (国立天文台 岡山天体物理観測所・准教授/所長)
参考文献
Yamanaka et al. 2009, submitted to Astrophysical Journal Letters, astro-ph, arXiv:0908.2059
Tanaka et al. 2009, submitted to Astrophysical Journal, astro-ph, arXiv:0908.2057