太陽系内の赤外線を出す天体を捉えるのが主目的のNEOWISE。メシエ101内のⅡ型超新星SN2023ixfの光度変化を長期に渡って観測する事に成功。以下、機械翻訳。
NEOWISE-R がメシエ101 の明るい SN2023ixfを捉えるhttps://arxiv.org/abs/2406.18005
概要
再始動した地球近傍天体広域赤外線探査衛星 (NEOWISE-R) は、偶然にも、3.6日目から 10.9日目にかけて上昇中のメシエ101のII型超新星 SN2023ixf と、211日目から 213日目、および 370日目から 372日目にかけての衰退期を捉えました。私たちは、これらの中赤外線 (mid-IR) データを、可能であれば紫外線 (UV) から近赤外線までの観測と併せて検討しました。3.6日目には、光学放射を高温の∼26,630Kの黒体で近似し、顕著な UV 超過は、SN 衝撃波と星周物質 (CSM) との強い相互作用によるものと考えられます。しかし、IR では明らかな過剰も明らかであり、これを半径が 約 2.6 × 10^15 cm の低温の 約 1,620K の黒体で当てはめました。これは、CSM 相互作用による紫外線放射によって加熱されたと考えられる、祖先の恒星周縁殻の塵と一致しています。10.8日目に検出された光は、SN 放出物による放射と一致していました。後期には、明らかな NEOWISE-R 過剰も観測されました。これは、内部放出物または前方衝撃波と後方衝撃波の間の接触不連続性で新たに形成された塵、または SN 環境内のより遠くに存在する塵粒子のいずれかから発生した可能性があります。さらに、後期の 4.6μm という大きな過剰も、一酸化炭素 1-0 振動バンドの出現によって説明できます。 SN2023ixfは、爆発後の最初の数日間、中間赤外線で最もよく観測された SNIIP であり、これまでに観測された SN の中で最も明るいものの 1 つです。
超新星: 一般 — 超新星: 個別 (SN2023ixf) — 恒星: 大質量 — 塵 — 恒星周縁物質 — 赤外線: 恒星
1 はじめに
超新星爆発 (SN) は、宇宙で最も強力なイベントの 1 つです。SN は、極限の物理的条件におけるプロセスや、星間および銀河間媒体への化学的フィードバックを研究するためのユニークな宇宙実験室として機能します。大質量 (≳8𝑀⊙) の鉄核の重力崩壊の結果であるコア崩壊型超新星 (CCSNe) は、高赤方偏移における宇宙塵の可能性のある発生源として、
∼50年以上にわたって考えられてきました (例: Cernuschi & Codina、1967 年、Hoyle & Wickramasinghe、1970 年、Dwek 他、2007 年)。 CCSNe で観測される塵は、(衝撃を受けていない) 放出物、または衝撃を受けた星周物質 (CSM) と衝撃を受けた放出物との接触不連続面を横切る冷高密度シェル (CDS) のいずれかで形成される可能性があります。後期中赤外線 (mid-IR) 過剰は、新しく形成されたか、または加熱された既存の塵粒子から発生する可能性があります。衝撃を受けた CSM では、加熱は衝突による可能性があり、より遠くの衝撃を受けていない CSM の粒子は、SN のピーク光度または CSM の相互作用中に生成された高エネルギー光子によって放射加熱されると想定されています (レビューについては、Gall ら 2011 などを参照してください)。
CCSNe の観測された特性と分類は、H に富むスペクトルから H のないスペクトルまで (IIP、IIL、IIb、Ib/c。レビューについては Filippenko 1997 および Gal-Yam 2017 を参照)、主に爆発前の原始星 (および/または連星系内のその伴星) からの質量損失の程度に依存します。H に富むタイプ II プラトー (IIP) SN は、約 100 日の光学プラトーのような光曲線を特徴とし、主要な CCSN サブクラスです (すべての CCSNe の約 55% に相当。Perley ら、2020 年)。これらの SN は赤色超巨星 (RSG) 段階の星から発生し、爆発時に星の巨大な水素エンベロープが比較的無傷のままであるという直接的な証拠があります (Smartt ら、2009 年、Smartt、2015 年、Van Dyk、2017 年)。 SN IIP は、その放出物中に新しい塵を形成することが知られています (Gall ら 2011 およびその中の参考文献を参照)。最近のモデル計算に基づくと、SN IIP の放出物の拡大により、十分な量 (0.05～1.0) の塵が凝縮されます。これらのモデルの中には、数千日かけてゆっくりと着実に塵が成長すると予測するもの (Gall ら 2014、Wesson ら 2015 など) もあれば、より急速な塵の成長を予測するものもあります (Dwek ら 2019、Sarangi、2022)。これらの理論的予測は、Cas A (Barlow et al., 2010; Sibthorpe et al., 2010; Arendt et al., 2014) やかに星雲 (Gomez et al., 2012; Temim & Dwek, 2013; De Looze et al., 2019) などの数百年前の銀河系超新星残骸、および近傍 (
∼50kpc) で有名な超新星 1987A (Matsuura et al., 2011, 2019; Indebetouw et al., 2014) に含まれる大量の低温 (≲50K) の塵の遠赤外線/サブミリ波検出とも一致しています。ごく最近、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) は、銀河系外超新星における低温 (∼ 100
– 200 K) の塵の最終段階を研究する新たな機会を提供し、すでに IIP 型超新星 2004et および 2017eaw (Shahbandeh ら、2023 年)、および IIL 型超新星 1980K (Zsíros ら、2024 年) で相当な量 (≳10^−3𝑀⊙) の塵の検出につながっています。
同時に、近傍の若い（≲ 5 年）SN II（主に IIP）のうち、塵の凝縮の直接的な観測証拠を示しているのはほんの一握りであり、これらの例はすべて、モデルで予測されたよりも 2 ～ 3 桁少ない塵（≲ 10 − 5 ～ 10 𝑀 ⊙ − 3）をもたらしました。ただし、これらの観測のほとんどは 3 ～ 5 𝜇 m の波長範囲で行われたため、より暖かい（≳ 500 K）塵粒子に限定されています。過去 25 年間、SN の中間赤外線（mid-IR）データの主なソースは NASA の Spitzer 宇宙望遠鏡であり、極低温ミッション（2003 ～ 2009 年）と極低温ミッション後（2009 ～ 2020 年）の両方で貴重なデータが得られました。いくつかの単一物体研究を除いて、例えばSN 1987A (Bouchet et al., 2006; Dwek et al., 2010)、SN 1993J (Zsíros et al., 2022)、SN 1995N (Van Dyk, 2013)、SN 2003gd (Sugerman et al., 2006; Meikle et al., 2007)、SN 2004dj (Szalai et al., 2011; Meikle et al., 2011)、SN 2004et (Kotak et al., 2009; Fabbri et al., 2011)、SN 2005af (Kotak et al., 2006; Szalai & Vinkó, SN 2005ip (Fox et al., 2013)、SN 2005ip (Fox et al., 2010)、SN 2007it (Andrews et al., 2011)、および SN 2007od (Andrews et al., 2010) の 3 つの衛星のうち、これらの Spitzer SN データのほとんどは、極低温後の段階 (3.6 および 4.5 𝜇
m) で収集されました。このフェーズの研究には、SPIRITS プロジェクト (SPitzer InfraRed Intensive Transients Survey、近傍銀河のトランジェントの体系的な研究。Tinyanont 他、2016 年、Kasliwal 他、2017 年、Jencson 他、2019 年を参照) などのターゲット調査や、相互作用する SN に焦点を当てた研究 (Fox 他、2011 年、2013 年、Szalai 他、2021 年)、または SN が主なターゲットではなかったアーカイブ画像 (Szalai 他、2019 年) が含まれていました。後者の研究は、ターゲット調査のデータを含み、スピッツァーによって撮影された SN サイトから 1100 個程度の SN が検出された 120 個のオブジェクトを含む、中赤外線 SN 観測のこれまでで最も広範な分析を示しています。
もう１つの非常にSN からの初期の中間赤外線放射を検出するための重要なツールは、広域赤外線サーベイ エクスプローラ (WISE、極低温およびポスト極低温、2009～2011 年、Wright ら、2010 年) です。ポスト極低温 WISE ミッションは 2013 年に再開され、それ以来、近地球天体広域赤外線サーベイ エクスプローラ再開 (NEOWISE-R、略して NEOWISE、Mainzer ら、2011、2014 年) として、3.4 および 4.6 𝜇
m で空を監視しています。再開されたミッションの本来の目的は、主に既知の太陽系天体の特性評価ですが、そのデータベースは、激変星、活動銀河核、潮汐破壊イベント、SNe など、多種多様な一時的な天体に関する貴重な情報源としても機能します (例: Kokubo et al. 2019、Tartaglia et al. 2020、Sun et al. 2022、Moran et al. 2023、Wang et al. 2024)。
コミュニティとして、私たちは、最近、メシエ 101 (M101、NGC 5457) で発生した SN 2023ixf という非常に幸運な現象に遭遇しました。その近さと明るさから、多くの研究者がさまざまな波長でさまざまな施設をこのイベントに訓練し、多くの興味深い特性を示しました。 SN は、2023 年 5 月 19 日 73 分 (UTC の日付は本論文全体で使用) に Itagaki (2023) によって発見され、発見後数時間以内に Perley et al. (2023) によって SN II に分類されました。光学スペクトルは、SN ショックと既存の CSM との相互作用を示す「フラッシュ」放射特性によって支配されていることがすぐに明らかになりました (例: Jacobson-Galán et al., 2023; Bostroem et al., 2023; Hiramatsu et al., 2023; Teja et al., 2023)。SN の光度曲線も同様の兆候を示しています (例: Hosseinzadeh et al., 2023; Hiramatsu et al., 2023; Martinez et al., 2024)。 (2024) は、初期のハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による SN の紫外線 (UV) 分光分析から、CSM は高密度で閉じ込められており、密度は
≲ 2 × 10^14cm で
∼10^−12g cm^-3 であると制限しました。彼らは、この高密度の CSM が前駆物質のすぐ近くにあるため、SN ショックのブレイクアウトが
∼3日延長されたと結論付けました。SN 2023ixf の初期および長期的な CSM 相互作用の他の兆候は、X 線 (Grefenstette 他、2023年、Chandra 他、2024年) および電波 (Berger 他、2023年) の波長での観測から得られています。
起源候補は、HST、スピッツァー、地上の近赤外線データのアーカイブから直接特定されました (例: Pledger & Shara, 2023; Kilpatrick et al., 2023; Jencson et al., 2023; Soraisam et al., 2023; Van Dyk et al., 2024)。これらの前例のないデータは豊富であったため、多くの RSG で予想されるものと同様に、この星が長周期変光星であることが驚くほど詳細に示されました (Jencson et al., 2023; Soraisam et al., 2023)。さらに、例: Van Dyk et al. による星のスペクトルエネルギー分布 (SED) のモデリング（2024）は、この恒星がかなり塵が多く明るいことを明らかにし、恒星の半径の約10倍、つまり約10^15 cmの塵の多いケイ酸塩に富んだ殻に囲まれていることを示唆した。
SN 2023ixf の近赤外線研究はすでに実施され、発表されています (Yamanaka et al., 2023; Teja et al., 2023)。今後も新たな研究が出てくる可能性があります。SN はすでに JWST で観測されており、その結果は保留中です。ここでは、偶然にも SN 2023ixf が誕生してから
∼3日から∼372日の間に発生しているところを捉えた NEOWISE による観測について説明し、分析します。これは、SN が中赤外線で検出された最も初期の例の 1 つです (特異なタイプ IIP SN 2009js は発見から 2 日後に Spitzer によって捉えられましたが、その爆発時期はかなり不確かです。Gandhi et al. 2013; Szalai et al. 2019)。
Hosseinzadeh et al. (2023)、我々は爆発の時期として2023年5月18日18:00 UTC (MJD 60082.75)を採用した。我々はM101までの距離を6.85 ± 0.13 Mpcと想定している (Riess et al., 2022)。
図 1: NEOWISE-R が M101 の SN 2023ixf を 3.4 および 4.6 𝜇m (それぞれバンド W1 および W2) で検出した、3.361～4.995 日の範囲を組み合わせたカラー合成画像 (表 1 を参照)。SN はチェック マークで示されています。SN の北東の明るい放射は、巨大な H ii 領域複合体 NGC 5461 からのものです。
図 2: SN 2023ixf の 3.4 および 4.6𝜇m (それぞれバンド W1 および W2) における NEOWISE-R の光度曲線。示されている観測等級はベガ システムでのものです (表 1 を参照)。これらは赤化補正されていません。左のパネルは 3.631日から 10.901日の間の早い時期に限定されており、この時期には SN の明るさが着実に上昇していることがわかります。右のパネルは、早い時期と遅い時期の両方での検出セット全体を示しています。後者については、早い時期と比較して遅い時期の 2 つのバンドで SN の色が劇的に赤くなっていることに注意してください。
図 3: 左: 3.6 日目の SN 2023ixf の合成された減光処理済み UV-可視-IR SED。測光データの出典については本文を参照。比較のため、3.54 日目の減光処理済み再正規化済み FTN/FLOYDS スペクトルも示します (Bostroem 他 2023、赤の実線曲線)。近赤外および中赤外フラックス (塗りつぶされた円) のみの黒体 SED フィッティングには、2 つのコンポーネントが必要でした。1 つのコンポーネントは高温 (∼26,630K) の黒体 (破線の緑色の曲線) で構成され、もう 1 つは低温 (∼1,620K) の黒体 (“IR”) で構成されます。全体のフィッティングは青の実線曲線で示されています。黒体の推定半径は、𝑅hot ≈ 3.4×10^14および𝑅IR≈2.6×10^15cmです。右: SEDのIR部分のみを拡大したもの。
図 4: 左: SN 2023ixf の 10.8 日目の赤化除去された UV-可視-IR SED の組み合わせ。測光データの出典については本文を参照。比較のために、10.73 日目の赤化除去され、再正規化された FTN/FLOYDS スペクトルも示します (Bostroem ら 2023、赤い曲線)。SED の黒体フィッティングが実行され、
∼9,050K の 1 つのコンポーネント (青い実線) のみで構成され、フィッティングには近赤外および中赤外フラックス (塗りつぶされた円) のみが使用されました。波長
<1𝜇m ではフィッティングが不十分です。Dessart ら (2013、D13) の 11 日目の m15mlt1 モデル スペクトルのスケール バージョン (灰色の実線) を追加すると、観測データの表現が大幅に改善されます。黒体の推定半径は
𝑅warm≈1.1×10^15cm です。右: SED の IR 部分のみを拡大表示しています。D13 モデルは、NEOWISE バンドの場合でも、SED の全体的な妥当な表現を提供していることに注意してください。
図 5: SN 2023ixf の 211～213 日目の光学 SED に対する 1 成分黒体 (BB) フィッティング (黒丸)。NEOWISE-R データ (灰色の塗りつぶし四角) はフィッティングから除外されています。SNe IIP の大気モデルも比較のために表示されています。SN 2012aw の 207 日目の s15p2 モデル スペクトル (Luc Dessart 提供、灰色の曲線) と、193日目から 242日目の間に補間された距離スケールのモデル フラックス (Pejcha & Prieto (2015)、開いた青い三角)。SN 2012aw までの距離 (𝐷=9.9Mpc) は Bose ら (2013) から採用しました。
図 6: 図 5 と同じですが、SN 2023ixf の 211～213 日の光学-IR SED を組み合わせた 2 成分 BB フィッティングで、大気モデルは示されていません。NEOWISE-R W2 ポイントは、CO 線放射による潜在的な汚染のため、フィッティングから除外されています。高温成分のパラメータは上記と同じです。パネルには、「温かい」ダスト成分の 2 つのシナリオが示されています。1 つは理論上の最高ダスト温度 (
𝑇IR=2600K、上パネル) を想定して計算したもので、もう 1 つは
𝑇IR=700K (下パネル) を想定して計算したものです。詳細は本文を参照してください。
図7: SN 2023ixfの370日目から372日目までの光学IR SED。比較のためにSNe IIPの大気モデルも示されています: Dessart et al. (2023; D23)による350日目のs15p2モデルスペクトルと、同じ時代における距離スケールのPP15モデル。
図8：SN 2023ixfの中間赤外線光度の進化（NEOWISE W1およびW2データ、黒く塗りつぶされた円）を、他のSN IIPのSpitzer IRACデータと比較したもの（Szalai et al. 2019）。適切にサンプリングされたオブジェクトは色付きのシンボルで強調表示され、その他の公開された検出はすべて灰色のシンボルでマークされており、図の凡例には記載されていません。示されている最も古い灰色のシンボルは、爆発から2日後のSN 2009jsです（Gandhi et al. 2013; Szalai et al. 2019）。
4 結論
我々は、爆発後 3.6 日から 10.9 日までの通常の NEOWISE 調査スキャン操作の一環として行われた SN 2023ixf の偶然の観測を分析し、その後 211日から 213日まで、および 370日から 372日までの遅い時期に再度分析しました。分析したこれらの時間範囲の 3 つのエポックでは、可能な限り、NEOWISE 観測と UV から近赤外線までのデータを組み合わせました。3.6日目には、光学放射を高温の∼26,630K の黒体で近似しましたが、これは UV の顕著な過剰を示しており、これは初期の SN 衝撃波と CSM の強い相互作用によるものと考えられます。しかし、IR では明らかな過剰も明らかであり、これを半径が 約 2.6 × 10^15cm の、より低温の 約 1,620K の黒体で当てはめました。これは、初期の CSM 相互作用による紫外線放射によって、祖先星を取り囲む推定恒星周縁殻内の塵が加熱されたことと一致すると結論付けました。10.8日目には、NEOWISEで検出されたものも含め、放射は SN 放出物が優勢であることと一致していました。
後期には、他の波長と比較して NEOWISEバンドで明らかな過剰も観測されました。この過剰は、内部放出物または前方衝撃波と後方衝撃波 (CDS) 間の接触不連続性で新たに形成された塵、または SN 環境内のより遠くに存在する塵粒子のいずれかから生じた可能性があります。さらに、後期に観測された 4.6 𝜇m での大きな超過は、他の SN IIP で見られる CO 1-0 振動バンドの出現によっても説明できます。CO バンドの検出を確認するため、および後期の中間赤外線放射の全体的な性質をよりよく調査するためには、JWST による観測が必要です。
他の SNIIP の中間赤外線データと比較した結果、SN2023ixfは爆発後の最初の数日間に中間赤外線で最もよく観測された SNIIP であり、中間赤外線でこれまでに観測された中で最も明るい SNIIP の 1 つであることがわかりました。WISE ミッションによる調査運用は、そのすべての形態において、2024年 7月31日に永久に終了する予定です。4年以上前に Spitzer が廃止されたことと合わせて、近くの SN から中間赤外線を収集できる利用可能な施設の数は大幅に減少することになります。次の道は、2028 年半ばまでに打ち上げられる予定の NEO サーベイヤーによって提供されます (Mainzer 他 2023)。このミッションでは、調査活動の一環として、約13日ごとに 6時間にわたって 4.6および 8𝜇m で 4回の検出が行われる予定であるため、再び SN が出現時と後期の両方で観測される可能性があります。今後の焦点を絞った観測では、JWST が新しい SN と古い SN の両方を観測するプラットフォームとなり、これらの壮大なイベントに関連する塵の性質をさらに詳細に調査する必要があります。
207日のモデル SN IIP スペクトルを提供してくれた Luc Dessart に感謝します。この出版物は、ジェット推進研究所/カリフォルニア工科大学とアリゾナ大学の共同プロジェクトである地球近傍天体広域赤外線サーベイ エクスプローラーのデータ製品を使用しています。また、カリフォルニア大学ロサンゼルス校とジェット推進研究所/カリフォルニア工科大学の共同プロジェクトである広域赤外線サーベイ エクスプローラのデータ製品も使用しています。WISE と NEOWISE は、アメリカ航空宇宙局 (NASA) の資金提供を受けています。この研究は、欧州連合の資金提供を受けたハンガリー国立研究開発イノベーション (NRDI) オフィスの GINOP-2-3-2-15-2016-00033 プロジェクト、および NKFIH OTKA FK-134432、KKP-143986、K-142534 助成金、および HUN-REN ハンガリー研究ネットワークの支援を受けています。L.K. と K.V. は、ハンガリー科学アカデミーの Bolyai János 研究奨学金の支援を受けています。 LK は、ハンガリー国立研究開発イノベーションオフィスの助成金 OTKA PD-134784 に感謝の意を表します。著者らは、オーストリア・ハンガリー行動財団の助成金 98öu5、101öu13、112öu1 の財政支援に感謝の意を表します。カリフォルニア大学バークレー校の A.V.F. の研究グループは、Christopher R. Redlich 基金、Gary および Cynthia Bengier、Clark および Sharon Winslow、Alan Eustace (W.Z. は Bengier-Winslow-Eustace 天文学専門家)、William Draper、Timothy および Melissa Draper、Briggs および Kathleen Wood、Sanford Robertson (T.G.B. は Draper-Wood-Robertson 天文学専門家)、その他多数の寄付者からの財政支援に感謝の意を表します。 KAIT とリック天文台でのその継続的な運営は、サン・マイクロシステムズ社、ヒューレット・パッカード社、オートスコープ社、リック天文台、米国 NSF、カリフォルニア大学、シルビア＆ジム・カッツマン財団、TABASGO 財団からの寄付によって可能になりました。ブラッド・ホールデンが率いるリック天文台のシェーン 3 m 望遠鏡のカスト分光器の大幅なアップグレードは、ハイジング・サイモンズ財団、ウィリアム＆マリーナ・カスト、カリフォルニア大学天文台からの寛大な寄付によって可能になりました。カリフォルニア大学バークレー校の学部生数名が、 1 m のニッケル データの取得に協力しました。Lick Observatory のスタッフの素晴らしいサポートに感謝します。Lick Observatory の研究は、Google からの寛大な寄付によって部分的にサポートされています。
図 9. NEOWISE-R による SN2023ixf の祖先候補の検出における 3σ上限値 (2013年12月から 2022年12月まで、3.4µm と 4.6µm (それぞれバンド W1 と W2))。また、両方のバンドのデータの平均値も示されています (破線)。示されている観測等級は、ベガ システムでのものです。これらは赤化補正されていません。
NEOWISE-R がメシエ101 の明るい SN2023ixfを捉えるhttps://arxiv.org/abs/2406.18005
概要
再始動した地球近傍天体広域赤外線探査衛星 (NEOWISE-R) は、偶然にも、3.6日目から 10.9日目にかけて上昇中のメシエ101のII型超新星 SN2023ixf と、211日目から 213日目、および 370日目から 372日目にかけての衰退期を捉えました。私たちは、これらの中赤外線 (mid-IR) データを、可能であれば紫外線 (UV) から近赤外線までの観測と併せて検討しました。3.6日目には、光学放射を高温の∼26,630Kの黒体で近似し、顕著な UV 超過は、SN 衝撃波と星周物質 (CSM) との強い相互作用によるものと考えられます。しかし、IR では明らかな過剰も明らかであり、これを半径が 約 2.6 × 10^15 cm の低温の 約 1,620K の黒体で当てはめました。これは、CSM 相互作用による紫外線放射によって加熱されたと考えられる、祖先の恒星周縁殻の塵と一致しています。10.8日目に検出された光は、SN 放出物による放射と一致していました。後期には、明らかな NEOWISE-R 過剰も観測されました。これは、内部放出物または前方衝撃波と後方衝撃波の間の接触不連続性で新たに形成された塵、または SN 環境内のより遠くに存在する塵粒子のいずれかから発生した可能性があります。さらに、後期の 4.6μm という大きな過剰も、一酸化炭素 1-0 振動バンドの出現によって説明できます。 SN2023ixfは、爆発後の最初の数日間、中間赤外線で最もよく観測された SNIIP であり、これまでに観測された SN の中で最も明るいものの 1 つです。
超新星: 一般 — 超新星: 個別 (SN2023ixf) — 恒星: 大質量 — 塵 — 恒星周縁物質 — 赤外線: 恒星
1 はじめに
超新星爆発 (SN) は、宇宙で最も強力なイベントの 1 つです。SN は、極限の物理的条件におけるプロセスや、星間および銀河間媒体への化学的フィードバックを研究するためのユニークな宇宙実験室として機能します。大質量 (≳8𝑀⊙) の鉄核の重力崩壊の結果であるコア崩壊型超新星 (CCSNe) は、高赤方偏移における宇宙塵の可能性のある発生源として、
∼50年以上にわたって考えられてきました (例: Cernuschi & Codina、1967 年、Hoyle & Wickramasinghe、1970 年、Dwek 他、2007 年)。 CCSNe で観測される塵は、(衝撃を受けていない) 放出物、または衝撃を受けた星周物質 (CSM) と衝撃を受けた放出物との接触不連続面を横切る冷高密度シェル (CDS) のいずれかで形成される可能性があります。後期中赤外線 (mid-IR) 過剰は、新しく形成されたか、または加熱された既存の塵粒子から発生する可能性があります。衝撃を受けた CSM では、加熱は衝突による可能性があり、より遠くの衝撃を受けていない CSM の粒子は、SN のピーク光度または CSM の相互作用中に生成された高エネルギー光子によって放射加熱されると想定されています (レビューについては、Gall ら 2011 などを参照してください)。
CCSNe の観測された特性と分類は、H に富むスペクトルから H のないスペクトルまで (IIP、IIL、IIb、Ib/c。レビューについては Filippenko 1997 および Gal-Yam 2017 を参照)、主に爆発前の原始星 (および/または連星系内のその伴星) からの質量損失の程度に依存します。H に富むタイプ II プラトー (IIP) SN は、約 100 日の光学プラトーのような光曲線を特徴とし、主要な CCSN サブクラスです (すべての CCSNe の約 55% に相当。Perley ら、2020 年)。これらの SN は赤色超巨星 (RSG) 段階の星から発生し、爆発時に星の巨大な水素エンベロープが比較的無傷のままであるという直接的な証拠があります (Smartt ら、2009 年、Smartt、2015 年、Van Dyk、2017 年)。 SN IIP は、その放出物中に新しい塵を形成することが知られています (Gall ら 2011 およびその中の参考文献を参照)。最近のモデル計算に基づくと、SN IIP の放出物の拡大により、十分な量 (0.05～1.0) の塵が凝縮されます。これらのモデルの中には、数千日かけてゆっくりと着実に塵が成長すると予測するもの (Gall ら 2014、Wesson ら 2015 など) もあれば、より急速な塵の成長を予測するものもあります (Dwek ら 2019、Sarangi、2022)。これらの理論的予測は、Cas A (Barlow et al., 2010; Sibthorpe et al., 2010; Arendt et al., 2014) やかに星雲 (Gomez et al., 2012; Temim & Dwek, 2013; De Looze et al., 2019) などの数百年前の銀河系超新星残骸、および近傍 (
∼50kpc) で有名な超新星 1987A (Matsuura et al., 2011, 2019; Indebetouw et al., 2014) に含まれる大量の低温 (≲50K) の塵の遠赤外線/サブミリ波検出とも一致しています。ごく最近、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) は、銀河系外超新星における低温 (∼ 100
– 200 K) の塵の最終段階を研究する新たな機会を提供し、すでに IIP 型超新星 2004et および 2017eaw (Shahbandeh ら、2023 年)、および IIL 型超新星 1980K (Zsíros ら、2024 年) で相当な量 (≳10^−3𝑀⊙) の塵の検出につながっています。
同時に、近傍の若い（≲ 5 年）SN II（主に IIP）のうち、塵の凝縮の直接的な観測証拠を示しているのはほんの一握りであり、これらの例はすべて、モデルで予測されたよりも 2 ～ 3 桁少ない塵（≲ 10 − 5 ～ 10 𝑀 ⊙ − 3）をもたらしました。ただし、これらの観測のほとんどは 3 ～ 5 𝜇 m の波長範囲で行われたため、より暖かい（≳ 500 K）塵粒子に限定されています。過去 25 年間、SN の中間赤外線（mid-IR）データの主なソースは NASA の Spitzer 宇宙望遠鏡であり、極低温ミッション（2003 ～ 2009 年）と極低温ミッション後（2009 ～ 2020 年）の両方で貴重なデータが得られました。いくつかの単一物体研究を除いて、例えばSN 1987A (Bouchet et al., 2006; Dwek et al., 2010)、SN 1993J (Zsíros et al., 2022)、SN 1995N (Van Dyk, 2013)、SN 2003gd (Sugerman et al., 2006; Meikle et al., 2007)、SN 2004dj (Szalai et al., 2011; Meikle et al., 2011)、SN 2004et (Kotak et al., 2009; Fabbri et al., 2011)、SN 2005af (Kotak et al., 2006; Szalai & Vinkó, SN 2005ip (Fox et al., 2013)、SN 2005ip (Fox et al., 2010)、SN 2007it (Andrews et al., 2011)、および SN 2007od (Andrews et al., 2010) の 3 つの衛星のうち、これらの Spitzer SN データのほとんどは、極低温後の段階 (3.6 および 4.5 𝜇
m) で収集されました。このフェーズの研究には、SPIRITS プロジェクト (SPitzer InfraRed Intensive Transients Survey、近傍銀河のトランジェントの体系的な研究。Tinyanont 他、2016 年、Kasliwal 他、2017 年、Jencson 他、2019 年を参照) などのターゲット調査や、相互作用する SN に焦点を当てた研究 (Fox 他、2011 年、2013 年、Szalai 他、2021 年)、または SN が主なターゲットではなかったアーカイブ画像 (Szalai 他、2019 年) が含まれていました。後者の研究は、ターゲット調査のデータを含み、スピッツァーによって撮影された SN サイトから 1100 個程度の SN が検出された 120 個のオブジェクトを含む、中赤外線 SN 観測のこれまでで最も広範な分析を示しています。
もう１つの非常にSN からの初期の中間赤外線放射を検出するための重要なツールは、広域赤外線サーベイ エクスプローラ (WISE、極低温およびポスト極低温、2009～2011 年、Wright ら、2010 年) です。ポスト極低温 WISE ミッションは 2013 年に再開され、それ以来、近地球天体広域赤外線サーベイ エクスプローラ再開 (NEOWISE-R、略して NEOWISE、Mainzer ら、2011、2014 年) として、3.4 および 4.6 𝜇
m で空を監視しています。再開されたミッションの本来の目的は、主に既知の太陽系天体の特性評価ですが、そのデータベースは、激変星、活動銀河核、潮汐破壊イベント、SNe など、多種多様な一時的な天体に関する貴重な情報源としても機能します (例: Kokubo et al. 2019、Tartaglia et al. 2020、Sun et al. 2022、Moran et al. 2023、Wang et al. 2024)。
コミュニティとして、私たちは、最近、メシエ 101 (M101、NGC 5457) で発生した SN 2023ixf という非常に幸運な現象に遭遇しました。その近さと明るさから、多くの研究者がさまざまな波長でさまざまな施設をこのイベントに訓練し、多くの興味深い特性を示しました。 SN は、2023 年 5 月 19 日 73 分 (UTC の日付は本論文全体で使用) に Itagaki (2023) によって発見され、発見後数時間以内に Perley et al. (2023) によって SN II に分類されました。光学スペクトルは、SN ショックと既存の CSM との相互作用を示す「フラッシュ」放射特性によって支配されていることがすぐに明らかになりました (例: Jacobson-Galán et al., 2023; Bostroem et al., 2023; Hiramatsu et al., 2023; Teja et al., 2023)。SN の光度曲線も同様の兆候を示しています (例: Hosseinzadeh et al., 2023; Hiramatsu et al., 2023; Martinez et al., 2024)。 (2024) は、初期のハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による SN の紫外線 (UV) 分光分析から、CSM は高密度で閉じ込められており、密度は
≲ 2 × 10^14cm で
∼10^−12g cm^-3 であると制限しました。彼らは、この高密度の CSM が前駆物質のすぐ近くにあるため、SN ショックのブレイクアウトが
∼3日延長されたと結論付けました。SN 2023ixf の初期および長期的な CSM 相互作用の他の兆候は、X 線 (Grefenstette 他、2023年、Chandra 他、2024年) および電波 (Berger 他、2023年) の波長での観測から得られています。
起源候補は、HST、スピッツァー、地上の近赤外線データのアーカイブから直接特定されました (例: Pledger & Shara, 2023; Kilpatrick et al., 2023; Jencson et al., 2023; Soraisam et al., 2023; Van Dyk et al., 2024)。これらの前例のないデータは豊富であったため、多くの RSG で予想されるものと同様に、この星が長周期変光星であることが驚くほど詳細に示されました (Jencson et al., 2023; Soraisam et al., 2023)。さらに、例: Van Dyk et al. による星のスペクトルエネルギー分布 (SED) のモデリング（2024）は、この恒星がかなり塵が多く明るいことを明らかにし、恒星の半径の約10倍、つまり約10^15 cmの塵の多いケイ酸塩に富んだ殻に囲まれていることを示唆した。
SN 2023ixf の近赤外線研究はすでに実施され、発表されています (Yamanaka et al., 2023; Teja et al., 2023)。今後も新たな研究が出てくる可能性があります。SN はすでに JWST で観測されており、その結果は保留中です。ここでは、偶然にも SN 2023ixf が誕生してから
∼3日から∼372日の間に発生しているところを捉えた NEOWISE による観測について説明し、分析します。これは、SN が中赤外線で検出された最も初期の例の 1 つです (特異なタイプ IIP SN 2009js は発見から 2 日後に Spitzer によって捉えられましたが、その爆発時期はかなり不確かです。Gandhi et al. 2013; Szalai et al. 2019)。
Hosseinzadeh et al. (2023)、我々は爆発の時期として2023年5月18日18:00 UTC (MJD 60082.75)を採用した。我々はM101までの距離を6.85 ± 0.13 Mpcと想定している (Riess et al., 2022)。
図 1: NEOWISE-R が M101 の SN 2023ixf を 3.4 および 4.6 𝜇m (それぞれバンド W1 および W2) で検出した、3.361～4.995 日の範囲を組み合わせたカラー合成画像 (表 1 を参照)。SN はチェック マークで示されています。SN の北東の明るい放射は、巨大な H ii 領域複合体 NGC 5461 からのものです。
図 2: SN 2023ixf の 3.4 および 4.6𝜇m (それぞれバンド W1 および W2) における NEOWISE-R の光度曲線。示されている観測等級はベガ システムでのものです (表 1 を参照)。これらは赤化補正されていません。左のパネルは 3.631日から 10.901日の間の早い時期に限定されており、この時期には SN の明るさが着実に上昇していることがわかります。右のパネルは、早い時期と遅い時期の両方での検出セット全体を示しています。後者については、早い時期と比較して遅い時期の 2 つのバンドで SN の色が劇的に赤くなっていることに注意してください。
図 3: 左: 3.6 日目の SN 2023ixf の合成された減光処理済み UV-可視-IR SED。測光データの出典については本文を参照。比較のため、3.54 日目の減光処理済み再正規化済み FTN/FLOYDS スペクトルも示します (Bostroem 他 2023、赤の実線曲線)。近赤外および中赤外フラックス (塗りつぶされた円) のみの黒体 SED フィッティングには、2 つのコンポーネントが必要でした。1 つのコンポーネントは高温 (∼26,630K) の黒体 (破線の緑色の曲線) で構成され、もう 1 つは低温 (∼1,620K) の黒体 (“IR”) で構成されます。全体のフィッティングは青の実線曲線で示されています。黒体の推定半径は、𝑅hot ≈ 3.4×10^14および𝑅IR≈2.6×10^15cmです。右: SEDのIR部分のみを拡大したもの。
図 4: 左: SN 2023ixf の 10.8 日目の赤化除去された UV-可視-IR SED の組み合わせ。測光データの出典については本文を参照。比較のために、10.73 日目の赤化除去され、再正規化された FTN/FLOYDS スペクトルも示します (Bostroem ら 2023、赤い曲線)。SED の黒体フィッティングが実行され、
∼9,050K の 1 つのコンポーネント (青い実線) のみで構成され、フィッティングには近赤外および中赤外フラックス (塗りつぶされた円) のみが使用されました。波長
<1𝜇m ではフィッティングが不十分です。Dessart ら (2013、D13) の 11 日目の m15mlt1 モデル スペクトルのスケール バージョン (灰色の実線) を追加すると、観測データの表現が大幅に改善されます。黒体の推定半径は
𝑅warm≈1.1×10^15cm です。右: SED の IR 部分のみを拡大表示しています。D13 モデルは、NEOWISE バンドの場合でも、SED の全体的な妥当な表現を提供していることに注意してください。
図 5: SN 2023ixf の 211～213 日目の光学 SED に対する 1 成分黒体 (BB) フィッティング (黒丸)。NEOWISE-R データ (灰色の塗りつぶし四角) はフィッティングから除外されています。SNe IIP の大気モデルも比較のために表示されています。SN 2012aw の 207 日目の s15p2 モデル スペクトル (Luc Dessart 提供、灰色の曲線) と、193日目から 242日目の間に補間された距離スケールのモデル フラックス (Pejcha & Prieto (2015)、開いた青い三角)。SN 2012aw までの距離 (𝐷=9.9Mpc) は Bose ら (2013) から採用しました。
図 6: 図 5 と同じですが、SN 2023ixf の 211～213 日の光学-IR SED を組み合わせた 2 成分 BB フィッティングで、大気モデルは示されていません。NEOWISE-R W2 ポイントは、CO 線放射による潜在的な汚染のため、フィッティングから除外されています。高温成分のパラメータは上記と同じです。パネルには、「温かい」ダスト成分の 2 つのシナリオが示されています。1 つは理論上の最高ダスト温度 (
𝑇IR=2600K、上パネル) を想定して計算したもので、もう 1 つは
𝑇IR=700K (下パネル) を想定して計算したものです。詳細は本文を参照してください。
図7: SN 2023ixfの370日目から372日目までの光学IR SED。比較のためにSNe IIPの大気モデルも示されています: Dessart et al. (2023; D23)による350日目のs15p2モデルスペクトルと、同じ時代における距離スケールのPP15モデル。
図8：SN 2023ixfの中間赤外線光度の進化（NEOWISE W1およびW2データ、黒く塗りつぶされた円）を、他のSN IIPのSpitzer IRACデータと比較したもの（Szalai et al. 2019）。適切にサンプリングされたオブジェクトは色付きのシンボルで強調表示され、その他の公開された検出はすべて灰色のシンボルでマークされており、図の凡例には記載されていません。示されている最も古い灰色のシンボルは、爆発から2日後のSN 2009jsです（Gandhi et al. 2013; Szalai et al. 2019）。
4 結論
我々は、爆発後 3.6 日から 10.9 日までの通常の NEOWISE 調査スキャン操作の一環として行われた SN 2023ixf の偶然の観測を分析し、その後 211日から 213日まで、および 370日から 372日までの遅い時期に再度分析しました。分析したこれらの時間範囲の 3 つのエポックでは、可能な限り、NEOWISE 観測と UV から近赤外線までのデータを組み合わせました。3.6日目には、光学放射を高温の∼26,630K の黒体で近似しましたが、これは UV の顕著な過剰を示しており、これは初期の SN 衝撃波と CSM の強い相互作用によるものと考えられます。しかし、IR では明らかな過剰も明らかであり、これを半径が 約 2.6 × 10^15cm の、より低温の 約 1,620K の黒体で当てはめました。これは、初期の CSM 相互作用による紫外線放射によって、祖先星を取り囲む推定恒星周縁殻内の塵が加熱されたことと一致すると結論付けました。10.8日目には、NEOWISEで検出されたものも含め、放射は SN 放出物が優勢であることと一致していました。
後期には、他の波長と比較して NEOWISEバンドで明らかな過剰も観測されました。この過剰は、内部放出物または前方衝撃波と後方衝撃波 (CDS) 間の接触不連続性で新たに形成された塵、または SN 環境内のより遠くに存在する塵粒子のいずれかから生じた可能性があります。さらに、後期に観測された 4.6 𝜇m での大きな超過は、他の SN IIP で見られる CO 1-0 振動バンドの出現によっても説明できます。CO バンドの検出を確認するため、および後期の中間赤外線放射の全体的な性質をよりよく調査するためには、JWST による観測が必要です。
他の SNIIP の中間赤外線データと比較した結果、SN2023ixfは爆発後の最初の数日間に中間赤外線で最もよく観測された SNIIP であり、中間赤外線でこれまでに観測された中で最も明るい SNIIP の 1 つであることがわかりました。WISE ミッションによる調査運用は、そのすべての形態において、2024年 7月31日に永久に終了する予定です。4年以上前に Spitzer が廃止されたことと合わせて、近くの SN から中間赤外線を収集できる利用可能な施設の数は大幅に減少することになります。次の道は、2028 年半ばまでに打ち上げられる予定の NEO サーベイヤーによって提供されます (Mainzer 他 2023)。このミッションでは、調査活動の一環として、約13日ごとに 6時間にわたって 4.6および 8𝜇m で 4回の検出が行われる予定であるため、再び SN が出現時と後期の両方で観測される可能性があります。今後の焦点を絞った観測では、JWST が新しい SN と古い SN の両方を観測するプラットフォームとなり、これらの壮大なイベントに関連する塵の性質をさらに詳細に調査する必要があります。
207日のモデル SN IIP スペクトルを提供してくれた Luc Dessart に感謝します。この出版物は、ジェット推進研究所/カリフォルニア工科大学とアリゾナ大学の共同プロジェクトである地球近傍天体広域赤外線サーベイ エクスプローラーのデータ製品を使用しています。また、カリフォルニア大学ロサンゼルス校とジェット推進研究所/カリフォルニア工科大学の共同プロジェクトである広域赤外線サーベイ エクスプローラのデータ製品も使用しています。WISE と NEOWISE は、アメリカ航空宇宙局 (NASA) の資金提供を受けています。この研究は、欧州連合の資金提供を受けたハンガリー国立研究開発イノベーション (NRDI) オフィスの GINOP-2-3-2-15-2016-00033 プロジェクト、および NKFIH OTKA FK-134432、KKP-143986、K-142534 助成金、および HUN-REN ハンガリー研究ネットワークの支援を受けています。L.K. と K.V. は、ハンガリー科学アカデミーの Bolyai János 研究奨学金の支援を受けています。 LK は、ハンガリー国立研究開発イノベーションオフィスの助成金 OTKA PD-134784 に感謝の意を表します。著者らは、オーストリア・ハンガリー行動財団の助成金 98öu5、101öu13、112öu1 の財政支援に感謝の意を表します。カリフォルニア大学バークレー校の A.V.F. の研究グループは、Christopher R. Redlich 基金、Gary および Cynthia Bengier、Clark および Sharon Winslow、Alan Eustace (W.Z. は Bengier-Winslow-Eustace 天文学専門家)、William Draper、Timothy および Melissa Draper、Briggs および Kathleen Wood、Sanford Robertson (T.G.B. は Draper-Wood-Robertson 天文学専門家)、その他多数の寄付者からの財政支援に感謝の意を表します。 KAIT とリック天文台でのその継続的な運営は、サン・マイクロシステムズ社、ヒューレット・パッカード社、オートスコープ社、リック天文台、米国 NSF、カリフォルニア大学、シルビア＆ジム・カッツマン財団、TABASGO 財団からの寄付によって可能になりました。ブラッド・ホールデンが率いるリック天文台のシェーン 3 m 望遠鏡のカスト分光器の大幅なアップグレードは、ハイジング・サイモンズ財団、ウィリアム＆マリーナ・カスト、カリフォルニア大学天文台からの寛大な寄付によって可能になりました。カリフォルニア大学バークレー校の学部生数名が、 1 m のニッケル データの取得に協力しました。Lick Observatory のスタッフの素晴らしいサポートに感謝します。Lick Observatory の研究は、Google からの寛大な寄付によって部分的にサポートされています。
図 9. NEOWISE-R による SN2023ixf の祖先候補の検出における 3σ上限値 (2013年12月から 2022年12月まで、3.4µm と 4.6µm (それぞれバンド W1 と W2))。また、両方のバンドのデータの平均値も示されています (破線)。示されている観測等級は、ベガ システムでのものです。これらは赤化補正されていません。
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