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 母銀河が見えない。（そもそも遠い。小さな銀河で起こる？） → ターゲットが見えない。 II-L 母銀河が見えない。（そもそも遠い。小さな銀河で起こる？）　→　ターゲットが見えない。 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。　　　　　　　（小口径では観測不可。） II-L IIn IIn 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

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 luminosity → 0.9 x 10 51 erg (day 15 ～83) 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)　　　　に比べゆっくり Bolometric luminosity → 0.9 x 10 51 erg (day 15 ～83)

４．Spectroscopy +3、+13day +21d 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 +68day 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。 ・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。　

5.3． Rate of Extremely Luminous SN 2008es-like Events 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 2.3. Swift Observations 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　　　　　　　　　　z=0.205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　　　　　　　　( 赤色超巨星の10倍 )

3．1.Comparison with Type II SNe 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　　　　　　　　　(Miller et alに一致)

二つのType II-P Sneと比較 3.2 Interaction with CSM Luminostiy 　　　　　　　　　　　　2005csの50倍　2006bpの5倍 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 ③ Smith & McCray(2007), Woosely+ 2007 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！