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初期に複数のピークを示す古典新星のスペクトルの変化

初期に複数のピークを示す古典新星のスペクトルの変化. 田中淳平、野上大作 ( 京都大学 ) 藤井貢 ( 藤井美星観測所 ) 、 綾仁一哉 ( 美星天文台 ) 大島修 ( 水島工業高校 ) 、 川端哲也 ( 名古屋大学 ). アウトライン. 1. 古典新星 について a. 古典新星とは b. 現状で分かっていること c. 光度曲線の多様性 2. 初期 に複数回の増光を示す新星 a. 先行研究 b. 今回の観測、結果 3. まとめ、 Future work. 1. 古典新星について. 古典新星とは.

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初期に複数のピークを示す古典新星のスペクトルの変化

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Presentation Transcript

  1. 初期に複数のピークを示す古典新星のスペクトルの変化初期に複数のピークを示す古典新星のスペクトルの変化 田中淳平、野上大作(京都大学) 藤井貢(藤井美星観測所)、綾仁一哉(美星天文台) 大島修(水島工業高校)、川端哲也(名古屋大学)

  2. アウトライン 1.古典新星について a.古典新星とは b.現状で分かっていること c.光度曲線の多様性 2.初期に複数回の増光を示す新星 a.先行研究 b.今回の観測、結果 3.まとめ、Futurework

  3. 1.古典新星について

  4. 古典新星とは ・白色矮星(WD)と主系列星からなる近接連星系である激変星の一種 ・白色矮星の表面に降 着した水素の熱核暴走 反応によって爆発を起こす ・爆発が過去に1度しか 観測されていない 主系列星 白色矮星 http://www.astro.ljmu.ac.uk/research/novae.shtml

  5. 古典新星とは Visual magnitude time 減光速度によって主に2種類に分類される fastnova:t3<100days slownova:t3>100days t3:極大から3等下がるまでの日数 6-19等

  6. 現状で分かっていること ・光度曲線の物理的意味 ⇒黒体放射とfree-freeemission Hachisu & Kato 2006

  7. 現状で分かっていること ・ “Universal decline law” Hachisu&Kato2006 光度曲線は元素組成、WDの質量によらない（相似形）

  8. 現状で分かっていること 光度曲線からWDの質量、元素組成が決定できる Hachisu&Kato2006

  9. 光度曲線の多様性 一般的な光度曲線についてはある程度分かってきている ⇒特殊な光度曲線をもつ新星についてはどうか？ ⇒理論ではまだまだ説明できないところがある 　　爆発直後から極大付近 　　再増光、transitionphase ⇒観測から攻めてやる必要がある 　　（密で継続的な観測はまだ少ない）

  10. 2.初期に複数回の増光を示す新星

  11. 先行研究 ・B. Csaket al. 2005 ・V4745 Sgrの可視スペクトル →再増光時にP-Cygniprofileが出現する

  12. 先行研究 ・B. Csaket al. 2005 ・再増光の間隔が徐々に長くなることを示唆

  13. 先行研究 ・OndrejPejcha2009でも再増光の間隔がpowerlaw で進化しているという結果

  14. 今回の観測、結果 ・観測所　藤井美星観測所(岡山) ・望遠鏡　28cmシュミットカセグレン ・分解能　R=λ/Δλ 　～600 at 5852Å ・約60個の新星を可視光分光観測 ⇒そのうち、初期に複数回のピークを示す6新星を紹介 (V1186 Sco, V2540 Oph, V4745 Sgr, V5113 Sgr, V458 Vul, V378 Ser)

  15. 今回の観測、結果 V1186 Sco V2540 Oph V4745 Sgr V5113 Sgr V458 Vul V378 Ser

  16. 今回の観測、結果 V2540Oph ・slow nova ・6回の増光 ・ピーク間の間隔が 除々に大きくなっている (power law的)

  17. 今回の観測、結果 V2540Oph P-Cygni profileの再出現

  18. 今回の観測、結果

  19. Hα(低温) Hα(低温) 今回の観測、結果 光球面(高温) 光球面(高温) 吸収が再び現れる時 可視域のcontinuumが変動

  20. 今回の観測、結果 V2540 Ophのまとめ ・再増光時にP-Cygni profileの出現 ⇒光球面の変化に対応 　　：outflow、外層が不安定なことを示唆 ・P-Cygni profileの速度(ピーク間)はほぼ一定で FeII線(5169Å)で~-1300 km/s

  21. 今回の観測、結果 V5113Sgr ・fastnova ・2回以上の再増光

  22. 今回の観測、結果 V5113Sgr P-Cygni profileの再出現

  23. 今回の観測、結果 V5113 Sgrのまとめ ・再増光時にP-Cygni profileの出現(V2540 Ophと同様) ⇒光球面の変化に対応 　　：outflow、外層が不安定なことを示唆 ・P-Cygni profileの速度(ピーク間)は、 FeII線(5169Å)はほぼ一定で~-700-800 km/s 一方で、NaI線(5896Å)は速度が上がっている ~-680 km/s→~-1240 km/s

  24. 今回の観測、結果 V1186 Sco ・fastnova ・初期に3回の増光

  25. 今回の観測、結果 V4745Sgr ・slownova

  26. 今回の観測、結果 V458Vul ・fastnova ・初期に3回の増光 ・transitionphaseにも振動

  27. 今回の観測、結果 再増光の間隔はpowerlawで増加傾向 ⇒先行研究と一致

  28. まとめ、Future work ・今回は初期に複数回の増光を示す6つの新星について 　分光観測を行った ・再増光時にスペクトルがとれた全てでP-Cygni absorptions 　がみられた ・また、ピーク間の暗い時期にはP-Cygniprofileが消える 　ことがわかった ⇒再増光時にはcontinuumが上がると考えられ、光球面 　が拡がることを示唆 ⇒外層に何らかの変化が起こる？ ・再増光の間隔は増加傾向(powerlaw) ・より高分散で密な分光観測、理論面からの考察が必要

  29. 終わりご静聴ありがとうございました

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