諸隈 智貴 (NAOJ)

Type Ia Supernova
Survey w/ WISH
諸隈 智貴 (NAOJ)
Contents
1. Ia型超新星とは?
2. Ia型超新星を用いた宇宙論の問題点と
解決策
3. WISH Ia型超新星cosmology
4. WISH Ia型+重力崩壊型超新星rate
5. まとめ
Contents
1. Ia型超新星とは?
2. Ia型超新星を用いた宇宙論の問題点と
解決策
3. WISH Ia型超新星cosmology
4. WISH Ia型+重力崩壊型超新星rate
5. まとめ
Type Ia Supernova
+ 白色矮星の連星系。
+ 伴星は主系列星?赤色巨星? (single
degenerate) 白色矮星? (double
degenerate)
+ 伴星からの質量降着? 白色矮星同士の
衝突・合体?
+ チャンドラセカール質量に達する
と、熱核反応が暴走、爆発する。
+ standard(izable) candle
Type Ia Supernova
!"型超新星
+ 非常に明るい。MB=-19.3mag
‡ 明るい:#$%&'()*+",+-."/
± 遠方でも観測可能
- 遠方(z>1)でも観測可能
‡ 光度曲線の形
+ 光度曲線の形が似ている
('0'123,4.,562')と最大光
- Δm15, stretch,
Δなどの光度曲線を表
度に良い相関
± 明るい超新星ほどゆっくり暗
すパラメータと最大光度に良い相関
くなる
- 明るい超新星ほどゆっくり暗くなる。
‡ すべての銀河タイプで発生
+ すべての銀河タイプで発生
‡ !"型超新星による宇宙膨張
- 重力崩壊型超新星は星形成銀河のみ
測定
+ 宇宙膨張測定
76" .,+"8)+9::9
Contents
1. Ia型超新星とは?
2. Ia型超新星を用いた宇宙論の問題点と
解決策
3. WISH Ia型超新星cosmology
4. WISH Ia型+重力崩壊型超新星rate
5. まとめ
Type Ia Supernova Cosmology
!"型超新星による宇宙論
Supernova Cosmology Project (SCP)
High-Z Team
#$%& '()"*+),--.
/0'11 '()"*+),--2
ESSENCE
Supernova
Survey
31(0'4 '()"*+),--5
Supernova
Legacy Survey
(SNLS)
SDSS-II
Supernova
Survey
6%%789"1': '()"*+),--;
#'11*'4)'()"*+),--<
Type Ia Supernova Cosmology
+ advantage
- 最大光度(=luminosity distance)の分散が小さい
- 宇宙の幾何学だけに基づく宇宙(加速)膨張の直接測定
- luminosity distance - redshift relation
- 銀河や銀河団と比べて単一種類の天体なので単純
- 0<z<1.5の広いredshift範囲で観測可能
+ disadvantage
- dust extinction
- evolution, metallicity依存性
- 高精度な測光が必要
- Malmquistバイアス
- K-correction
- 重力レンズ効果による増光
statistical/systematic errors
#
z
omega-m
omega-l
w
Knop+03
(SCP)
+11
~50 (total)
0.36-0.86
+0.07-0.06
+/-0.04 (※1)
-0.06+0.07
+/-0.04 (※1)
+0.15-0.20
+/-0.09 (※2)
riess+04
(High-Z Team)
+16
~157 (total)
0.2-1.6
+0.05-0.03
(※3)
-0.03+0.05
(※3)
+0.13-0.19
(※4)
Astier+06
(SNLS)
+71
+44 nearby
0.15-1.01
+/-0.042
+/-0.032 (※5)
+/-0.042
+/-0.032 (※5)
+/-0.090
+/-0.054 (※6)
Wood-Vasey+07
(ESSENCE)
+60
0.15-0.70
+0.033-0.020
(※7)
-
+0.09-0.09
+/-0.13 (※8)
Kowalski+08
(Union Sample)
+~10 nearby
307 (total)
0.1-1.6
-
+0.027-0.029
+0.036-0.039
(※9)
+0.059-0.063
+0.063-0.066
(※10)
Kessler+09
(SDSS-II SN)
+103
288 (total)
0.04-0.42
+/-0.019
+/-0.023 (※9)
(※1): flat universe, w=-1を仮定
(※2): w=constantを仮定, +CMB+galaxy redshift distortion
(※3): flat universe, w=constantを仮定
(※4): +CMB+LSS
(※5): flat ΛCDM
(※6): flat universe, w=constant, +BAO
(※7): +BAO
(※8): +SNLS SNe Ia
(※9): flat, ΛCDM universe
(※10): +BAO+CMB
+/-0.07
+/-0.11 (※9)
Type Ia Supernova Cosmology
+ advantage
- 最大光度(=luminosity distance)の分散が小さい
- 宇宙の幾何学だけに基づく宇宙(加速)膨張の直接測定
- 銀河や銀河団と比べて単一種類の天体なので単純
- 0<z<1.5の広いredshift範囲で観測可能
+ disadvantage
- dust extinction
- evolution, metallicity依存性
- 高精度な測光が必要
- Malmquistバイアス
- K-correction
- 重力レンズ効果による増光
systematic errorの素になる
universal SN Ia color?
dust extinction
Av = Rv x E(B-V)
universal extinction law?
XMMU J129.4+0151 z=0.98
dust extinction correction
+ 最大のsystematic error
+ 統計errorとコンパラ
RCS022144-0321.7 z=1.02
+ 「超新星固有の色」と「dustによるreddening」が縮退
1. dustの影響が小さい静止系でなるべく長い波長で観測したい
NIRでの超新星サーベイ
RDCS J0910+5422 z=1.11
2. dustの影響が小さい環境の超新星を観測したい
楕円銀河超新星サーベイ
HST/ACSでのz>1銀河団サーベイ(Dawson+2009)
W
‡ 系統誤差の解
型超新星、:77
± D*+,$1 E9F4= P'"&#"=
±
ダスト、測光較
新星
± これまでは
S>?(#%Q1R#"=%
スペクトル Supernova
Carnegie
Project
(CSP)
C40,##%01',$
で行われてきた
+ low-z (z<0.1)
B'&G45(679E(8(5(8(79H;
での多色測光
- 100個のIa型, 100個のII型
‡ 系統誤差の解消
I-band lightcurve template
±
HF個の<"型超新星
4= - Swope 1-m: 可視近赤外の多色測光
± ダスト、測光較正、
± I"&%JJ"$(K9F4=
- Dupont 2.5-m: 分光
C40,##%01',$
での測光観測
(5(8(79H;
[email protected]
high-z
(0.2<z<0.7)
- 75個のIa型
I-band lightcurve template
± 短波長は他のプロジェクト
型超新星
Magellan
6.5-m:
近赤外の測光
から6)L2)MN))NL!NM)D));
9F4=
- 可視は他のプロジェクトから:
光観測
SDSS, SNLS, ESSENCE
他のプロジェクト
N))NL!NM)D));
I-band Hubble diagram
- これまではrest-frame UBV
- systematic errorの解消へ:
dust extinction, K-correction
I-band
Rest-frame NIR observation
光度曲線の形に対する最大光度の依存性がなくなる。
--> 補正の必要なし
!"#$%&'(#)*+,$-./%
‡ 近赤では最大光度の光度曲線の形に対する
依存性がなくなる Æ 標準光源
0+.)1.2%$) *-'$34'5667'
8//&"9$)*: *-'$34'566;
Rest-frame NIR observation
光度曲線の形に対する最大光度の依存性がなくなる。
--> 補正の必要なし
!"#$%&'(#)*+,$-./%
‡ 近赤では最大光度の光度曲線の形に対する
Æ 標準光源
rest-frame
rest-frame 近赤外
Ne Ia calibration
and H 0 可視
1349 依存性がなくなる
Altavilla+2004
atalogue, open symbols are objects whose distances
e galactic reddening correction is applied. Number
corrections are applied. The outliers, marked with
well-known reddening; SN 1986G, another highly
oup seem to form a separate class and do not fit the
with E(B − V ) < 0.1 and small errors (<0.2) in
0+.)1.2%$) *-'$34'5667'
8//&"9$)*: *-'$34'566;
Contents
1. Ia型超新星とは?
2. Ia型超新星を用いた宇宙論の問題点と
解決策
3. WISH超新星サーベイ
4. 重力崩壊型超新星サーベイ
5. まとめ
Space-based observations for SNe
すばる1時間弱の積分
HST約15分の積分
宇宙望遠鏡
- 超新星のような点源の観測に向く
- 天気のファクターを考慮する必要がなく、超新星のようなタイミングが重要な
観測に向く
SN Ia light curves
SN Ia light curves (Hsiao template)
-21
peak
u
g
r
i
z
absolute magnitude [mag]
-20
1-1.5 mag
このくらいまでカバーしたい
-19
-18
-17
-16
-15
-20
30 days (rest-frame)
-10
0
10
20
t [days]
30
40
50
WISH SN Survey Strategies
+ Ultra-Deep Survey (UDS)
- 3-4バンドで28 mag AB
N
限界等級
1 mag margin
1
28.0
27.0
- 何回に分けてとるか?
2
27.6
26.6
- 最低N=5回
5
27.1
26.1
- [email protected] x (1+z)
10
26.8
25.8
[email protected]~1程度
20
26.4
25.4
- できればrolling searchでN~20回
- N↑だと浅くなる
- visibilityとも深く関係。
- multi-band (最低3バンド)
Riess+2007 (HST/ACS)
Fig. 4.— Multicolor light curves of SNe Ia. For each SN Ia, multicolor photometry transferred to rest-frame passbands is plotted. The individual, best-fit MLCS2k2
WISH SN Survey Strategies
N
5
10
20
限界等級
27.1
26.8
26.4
1 mag margin
band (main)
band (color)
z_max
26.1
set3-f0,f1,f2,f3
set4-f0.f1,f2,f3
set3-f4,f5
set4-f4,f5
3.0
25.8
set3-f0,f1,f2
set4-f0,f1,f2,f3
set3-f3,f4,f5
set4-f4,f5
2.2
25.4
set3-f0,f1,f2
set4-f0,f1,f2,f3
set3-f3,f4,f5
set4-f4,f5
2.0
peak magnitude as a function of redshift
20
N=20はvisibilityを考えると、何年かに分ける必要?
peak magnitude
rest-frame 可視が観測波長へ
the higher-z, the better
と思えば↑となる。
が、そうでない考え方もある。
apparent magnitude [mag]
意外と暗くならない
22
24
set3-f0
set3-f1
set4-f4
set4-f5
set3-f2
set3-f3
set3-f4
set3-f5
set4-f0
set4-f1
set4-f2
set4-f3
26
28
30
0
0.5
1
1.5
2
observed-frame epoch [days]
2.5
3
WISH SN Survey Strategies
+ rest-frame B-band (“as high-z as possible”): color(B-R)の
ためにさらに長波長での測光が必要
- 分光ID: WISH/地上AO(8m, TMT)
- N=5回で1.0<z<3.0 (set3-f0,f1,f2,f3, set4-f0,f1,f2,f3)
- ~3 SNe Ia [day^-1 deg^-2] (z>1.5は2個) <-- 不定性大
--> peakをおさえようと思うと実質15 days分。
44 deg^2で2000 SNe Ia (~1200 SNe Ia @1.5<z<3.0)
WISH SN Survey Strategies
+ rest-frame I/i-band
- 分光ID: 可視分光でOK, highest-zはNIR(WISH or AO)分光
- N=5回で0.2<z<2.2 (set3-f0,f1,f2,f3 or set4-f0,f1,f2,f3)
- ~2.5 SNe Ia [day^-1 deg^-2]
--> peakをおさえようと思うと実質10 days分。80 deg^2で2000 SNe Ia
- N=10回で0.2<z<1.6 (set3-f0,f1,f2,f3 or set4-f0,f1,f2,f3)
- ~1.5 SNe Ia [day^-1 deg^-2]
--> peakをおさえようと思うと実質10 days間隔 x 6回分。22 deg^2で2000 SNe Ia
+ rest-frame H-band
- 分光ID: 可視分光でOK, highest-zはNIR(WISH or AO)分光
- N=5回で0<z<1.4 (set3-f2,3,f4,f5 or set4-f3,f4,f5)
- ~1.2 SNe Ia [day^-1 deg^-2]
--> peakをおさえようと思うと実質10 days分。167 deg^2で2000 SNe Ia
- N=10回で0<z<1.0 (set3-f2,3,f4,f5 or set4-f3,f4,f5)
- ~0.5 SNe Ia [day^-1 deg^-2]
--> peakをおさえようと思うと実質10 days間隔 x 6回分。67 deg^2で2000 SNe Ia
最遠の超新星スペクトル
No. 1]
FOCAS High-z SN Spectroscopy
Riess+2007
HST/ACS grism, ~15000? sec
z=1.36, 1.39
Fig. 5— Continued
Table 4.18 As in Riess et al. (1996),
for robust
fits atofzgal = 0.962
silver
setsThefrom our program. The new SNe Ia span a wide range
Fig. we
13. require
(top): Spectrum
of SCP06G3
(gray).
˚ is than
sharp feature atno
9300
A
a noise10
artifact
of the(0:21 < z < 1:55), but their most valuable contribulight curves that SN photometry commence
less
daysfrom the processing
of redshift
data and is not real. C.I. is 2. (bottom): Finding charts of SCP06G3.
after maximum, although in practice degeneracies in light curve
tion to the SN Ia Hubble diagram remains in the highest-redshift
fits for late-commencing SN Ia photometry are also alleviated by
region where they now well delineate the range at z 1 with
flux limits from the preceding epoch (typically 3 weeks earlier
23 SNe Ia, 13 new objects since R04. This territory remains
than the discovery point in the22800
rest s.frame).
uniquely3.3.5),
accessible to HST, which has discovered the dozen
A second candidate, SCP06G4 (sub-subsection
In Figure 6 we show the Hubble
diagraminofthedistance
moduli SCP06G3
highest-redshift
was observed
same slitmask.
appears to SNe Ia known, and its exploration is the focus
HST/ACS images
and redshifts for all of the HST-discovered
in the gold
andbe seenofto the
be associatedSNe
with Ia
a galaxy
that can
the rest
southofofthis paper.
Fig. 14. (top): Spectrum of SCP06G4 at zgal;fit = 1.350 (gray) and
SCP06G3 (see figure 13). A single strong emission
Inline,
the which
inset to Figure
6 we
showatthe
Hubble
= 1.35 (black).
the Hsiao
Ia template
t = residual
1 day redshifted
to zSNdiagram
Morokuma+2010
Subaru/FOCAS, 22800 sec
z=1.35
31
WISH grism spectroscopy for SNe
1.2e-08
z=0
- 0.8-1.6µmくらいをカバーしたい
1e-08
SiII: Iaに固有なfeature
8e-09
- 1<z<1.5も地上可視で観測可能(Riess+2004,
6e-09
Morokuma+2010)だが夜光が強くギリギリ。
4e-09
- 天気のことも考えると、z>1はスペースから
2e-09
ベター(+地上からAO分光)
1.6
0
0.4
0.45
0.5
0.55
wavelength [um]
0.6
0.65
wavelength [µm]
+ R~50-100程度でOK
+ 限界等級は?
+ backgroundを考慮して波長範
囲を最適化する必要?
0.7
wavelength [um]
0.35
wavelength [µm]
f-lambda (arbitary)
- z<1は地上可視でOK
1.4
1.2
1
0.8
0.6
0.4
0.2
0
0.5
1
1.5
redshift
redshift
2
2.5
Contents
1. Ia型超新星とは?
2. Ia型超新星を用いた宇宙論の問題点と
解決策
3. WISH Ia型超新星cosmology
4. WISH Ia型+重力崩壊型超新星rate
5. まとめ
SN rate (Ia & Core-Collapse)
+ Ia
- 親星(progenitor system)さえわかっていない。
Figure 14. Same as Figure 13, but for different SN Ia models: our SD model
esent supernova rates per K-band luminosity (upper panel) and per
single
degenerate
and/or
double
degenerate
with (red solid line) and without (cyan dotted line) metallicity effect, DD model
panel) against the morphological type of galaxies for SNe II (blue
(green short-dashed line), and MR01 model (blue long-dashed line).
Ia (red solid
line),Ia
and rate]
Ibc (green dotted line). The observational
- [SN
from Mannucci et al. (2005) for SNe II (open circles), Ia (filled
(A color version of this figure is available in the online journal.)
= [母銀河星質量に比例する成分] + [母銀河星形成率に比例する成分]
Ibc (crosses).
ion of this figure is available in the online journal.)
- SN Ia母銀河の詳細な性質: metallicity, 星質量、星形成率 (Sullivan+2006)
- delay
(Totani+2008など)
with the
observedtime
SN Iadistribution:
rates. In our SN星形成からIa型超新星爆発までの遅延時間
Ia models,
wo types of progenitor systems; The SN Ia rate is larger
- 連星系の伴星の直接探査
(Ihara+2007),
白色矮星連星系探査(SPY; Napiwotzki+2001)
ype spirals,
which is due to the young population
of
WD systems. The slope of the SN Ia rate against the
- metallicity
effect:
high-z
Ia型超新星rate
(Kobayashi & Nomoto 2008), z>1.5で増?減?
e is flatter
than that of the
SN II and
Ibc rates,
which
he old population of the RG+WD systems.
- dusty
fraction
servational
data (missing)
are taken from
Mannucci et al.
core-collapse
here+the
adopted mass-to-light ratios are M/LK ∼
5, and -0.4
for (very
E/S0, S0a/b,
Sbc/d,
andz>2
Irr in(Cooke+2009)
their
IIn
bright)
SN at
n our models, the “stellar” mass-to-light ratios are
- dusty
SN1.03
search?
1.29, 1.14,
1.07, and
for S0a/Sa, Sab/Sb, Sbc/
cd/Sd, -which
are ∼2 times larger than their ratios.
重力レンズで増光された超新星
ence might come from the difference in the IMF. We
(z>2; data
Stanishev+2009)
he observational
multiplied by a factor of 2 for
er mass.
14 compares the galactic supernova rates for different
dels.
DD model (green short-dashed line), the lifetime of
Contents
1. Ia型超新星とは?
2. Ia型超新星を用いた宇宙論の問題点と
解決策
3. WISH Ia型超新星cosmology
4. WISH Ia型+重力崩壊型超新星rate
5. まとめ
まとめ
+ Ia型超新星を用いたcosmologyはsystematic error ~ statistical errorの時代
+ dust extinctionを避けた観測が必要。その一つのやり方がNIRでのサーベイ。
+ 超新星観測には宇宙望遠鏡が適している。
+ WISH UDSはうまくスケジュールをすれば~2000天体のIa型超新星を発見。
+ WISHには専用望遠鏡の強みがある。
+ strategyは3つ考えうる。観測バンドは最低3つ。cosmologyの観点では、rest-frame Ibandが観測時間、redshift範囲の観点からベスト(?)
- rest-frame B-band: 今と同程度のsystematic errorを許せば、1.0<z<3.0
- rest-frame I-band: systematic errorを有意に減らせる。0.2<z<2.2
- rest-frame H-band: 同上。z<1.4
+ 0.8-1.8µmでgrism分光をしたい。z<1は地上可視でOK。
+ 同じデータからSN rateもおもしろいこと(z>1.5 SN Ia rate, IIn rate, dusty fraction)がで
きそう
+ Subaru/HSCなどの可視望遠鏡とスケジュールをうまく調整できると、photo-z精度(タイプ
分類も含めて)向上により分光観測時間を減らせる。