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共生型新星 PU Vul の 複合的な光度曲線モデル - PowerPoint PPT Presentation


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共生型新星 PU Vul の 複合的な光度曲線モデル. 加藤 万里子 (慶応大) 共同研究者: 蜂巣泉、 A.Cassatella R. Gonzalez-Riestra, J. Mikolajewska. 共生星  (白色矮星+赤色巨星). 赤色巨星. 白色矮星. cool wind. hot wind. 共生星  (たいへん複雑な連星系). ガスの衝突 X線. 赤色巨星. 白色矮星. 可視光 紫外線 軟X線. 可視光. 赤外線. cool wind. 可視光 紫外線. hot wind. それぞれの寄与を求めるのは 難しい.

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Presentation Transcript
Pu vul

共生型新星 PU Vul の複合的な光度曲線モデル

加藤 万里子 (慶応大)

共同研究者: 蜂巣泉、A.Cassatella

R. Gonzalez-Riestra, J. Mikolajewska


共生星 (白色矮星+赤色巨星)

赤色巨星

白色矮星

cool wind

hot wind


共生星 (たいへん複雑な連星系)

ガスの衝突

X線

赤色巨星

白色矮星

可視光

紫外線

軟X線

可視光

赤外線

cool wind

可視光

紫外線

hot wind

それぞれの寄与を求めるのは

難しい


Pu vul 1979

eclipse

UV

PU Vul (1979)

特異な光度曲線:flat peak

軌道周期 13.4 年


]]

ピークが平らな理由:白色矮星が軽いと新星風が起こらない

普通の新星

とがったピーク

平らなピーク

質量放出が起こらない

(no optically thick winds)

はげしい質量放出のため、すぐ減光


スペクトル: 初期 1986

Kanemitsu et al.

(1991)

5000

4000

4500


スペクトル:  中期 1988

Kanemitsu et al.

(1991)

4000

4500

5000


新星爆発の光度曲線を計算する

新星風が起こるとき:

  • quasi-evolution: sequence of steady-state solutions

  • Solve equations of motion, continuity, diffusion, energy conservation

    新星風が起こらないとき:

  • quasi-evolution: sequence of static solutions

  • equations of hydrostatic-balance, continuity, diffusion, energy conservation


photosphere

軽い白色矮星:新星風が起こる場合と起こらない場合がある:

0.6 Moでは両方の

解が共存する

wind の加速機構は

radiation-pressure

gradient

density-gradient が

加速を打ち消す


Pu vul1

optical

UV 1455 A

PU Vul の光度曲線

  • 静水圧平衡解の系列

  • 可視光とUVの光度曲線

y-magがないので

UVをたよりにする


ベストフィットカーブを求める:UVの光度曲線に合う理論曲線

  パラメタの決定

  • 白色矮星の質量 ~ 0.6 Mo

  • 質量放出率(optically thin-wind)

    several x E-7 Mo/yr

  • 元素組成にも少し依る

Kato et al. 2011, ApJ,



HR図

白色矮星の質量は ~0.6Mo

点線は0.5 Mo

なので

MWD > 0.5 Mo


optical

UV 1455 A

eclipseの光度曲線モデルをつくる

1回目        2回目        3回目?

軌道周期 13.4 年

WD の光度曲線は固定

MWD =0.6 Mo

X=0.7

Z=0.01


赤色巨星

cool wind

PU Vul; 1979年 白色矮星が新星爆発を起こした

白色矮星

白色矮星

hot wind


赤色巨星

cool wind

白色矮星が明るく、半径が大きい

白色矮星

脈動


1980 eclipse

eclipse

1980年 (1回目) の eclipse

  • total eclipse

  • 底はRG の振動

    仮定:Lで 75%振動

    Rは逆相関で7%

  • RRG/a = 0.246

    RWD/a = 0.07


赤色巨星

cool wind

白色矮星:高温になりV等級が下がる半径が小さくなる

白色矮星

脈動


1994 eclipse

eclipse

1994 年 (2回目)の eclipse

  • WD は total eclipse

  • 半径が小さくなった


白色矮星の半径が小さくなることが食で確かめられた

1回目:90 Ro

2回目:< 1 Ro

新星爆発では初めて

20


1994 eclipse1
1994 年 (2回目)の eclipse

底は RG + nebulae

RGは振動

(Lで 65%)

nebula 成分の35%は隠される

RRG/a = 0.22

1回目は 0.246

RGの半径も縮んだ

320 Ro→ 290 Ro


赤色巨星の半径

脈動周期P=218 d

  • mbol=-3logP+21.5

  • → Mbol=-4.05

    3300 Lo

  • スペクトル型 M5

    →Teff=3200 K

  • Rrg=187 Ro

赤色巨星

TiO

食から求めた半径

335 Ro →300 Ro

振幅が小さくなったので

V半径も小さくなった

cool wind


Wd rg nebula 2
光度曲線 (複合モデル)共生星: WD + RG + nebula 2つ


白色矮星

最近の増光

Shugarov et al (2012)


距離を求める

  • V等級の平らな部分

    理論値と観測値の比較

  • UV光度曲線のピーク値

    理論値と観測値の比較

  • 赤色巨星のK等級より

    脈動周期から出したK等級と観測値


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