せいめい望遠鏡による新星観測(連星系・変光星研究会 2021/1/30)
京都大学 田口健太

プロポーザルの Collaborators:
前田啓一、前原裕之、磯貝桂介、小路口直冬、反保雄介、野上大作、新井彰、植村誠目次• 顔を出す時間• イントロダクション (古典新星)• 古典新星の初期 (極大付近まで) のスペクトル• 京都大学 3.8 m せいめい望遠鏡を用いた突発天体 (新星候補) の ToO 観測計画

2021/1/30

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1. イントロダクション (古典新星)

古典新星の光度曲線の例 (V339 Del, 2013)
光度曲線は下記より取得:
http://www.astro.sunysb.edu/fwalter/SMARTS/NovaAtlas/v339del/phot/v339del.phot.
html
爆発前は V > 15.3 だった(ASAS-SN)• 突然 (∼1 day) の増光 (V バンドで 10 等程度)
• 新しい星が空に出現したように見えるから新星• その後は暗くなる、典型的には ∼ 1 year

アニメは下記より取得:
https://remanzacco.blogspot.com/2013/08/
possible-bright-nova-in-delphinus.html• 極大での絶対等級は −6 ~ − 10 → 観測可能なのは銀河系内 (+ M31 など)• 反復新星 と呼ばれる、過去に複数回の増光が観測されている新星も→ 間隔が比較的安定しているものが多く (U Sco: 約10年に1回、など) 、監視対象に2021/1/30

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4古典新星の爆発メカニズム• 白色矮星 (主星) + 晩期型星 (伴星) の近接連星系• 伴星からのガスが白色矮星表面に降着→ 白色矮星表面に水素が豊富なガスが蓄積される• ガスが降着すればするほど、溜まったガスの温度・密度も上昇→ ある臨界質量 (白色矮星の質量によるが 10−6 𝑀⊙ から 10−4 𝑀⊙ くらい (by Starrfield)) に達すると、不安定な核燃焼 (Thermo-Nuclear Runaway; TNR) により、一気に水素が燃え、新星爆発に至る• 新星爆発後、ガス降着により再び水素ガスが溜まっていく → 将来再び新星爆発する

白色矮星

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白色 伴星
矮星
伴星由来の水素が豊富なガス連星系・変光星研究会(c): H. Maehara

降着円盤5古典新星の爆発メカニズム• 白色矮星 (主星) + 晩期型星 (伴星) の近接連星系• 伴星からのガスが白色矮星表面に降着→ 白色矮星表面に水素が豊富なガスが蓄積される• ガスが降着すればするほど、溜まったガスの温度・密度も上昇→ ある臨界質量 (白色矮星の質量によるが 10−6 𝑀⊙ から 10−4 𝑀⊙ くらい (by Starrfield)) に達すると、不安定な核燃焼 (Thermo-Nuclear Runaway; TNR) により、一気に水素が燃え、新星爆発に至る• 新星爆発後、ガス降着により再び水素ガスが溜まっていく → 将来再び新星爆発する

白色矮星

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不安定な核燃焼→ 一気に燃える伴星由来の水素が豊富なガス連星系・変光星研究会

白色 伴星
矮星(c): H. Maehara

降着円盤6

古典新星の爆発メカニズム• 白色矮星 (主星) + 晩期型星 (伴星) の近接連星系• 伴星からのガスが白色矮星表面に降着→ 白色矮星表面に水素が豊富なガスが蓄積される• ガスが降着すればするほど、溜まったガスの温度・密度も上昇→ ある臨界質量 (白色矮星の質量によるが 10−6 𝑀⊙ から 10−4 𝑀⊙ くらい (by Starrfield)) に達すると、不安定な核燃焼 (Thermo-Nuclear Runaway; TNR) により、一気に水素が燃え、新星爆発に至る• 新星爆発後、ガス降着により再び水素ガスが溜まっていく → 将来再び新星爆発する

白色矮星

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白色 伴星
矮星
伴星由来の水素が豊富なガス連星系・変光星研究会(c): H. Maehara

降着円盤7

反復新星 (Recurrent novae、再帰新星、回帰新星)• 多くの新星では、爆発から次の爆発までの間隔は ∼105 年と思われてる• 理論的には白色矮星質量や質量降着率が大きい場合は、この間隔が短くなる• この間隔が特に短く、人類史上複数回の新星爆発が捉えられているものを「反復新星」という• 反復新星の例• V3890 Sgr: 1962, 1990, 2019 (京都大 3.8 m せいめい望遠鏡でも分光: Atel #13947)• T CrB: 1866, 1946 (2026?)• U Sco: 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999, 2010 (2021?)• 3-4か月くらい太陽の方向に行くので見逃すかも...
• この前太陽の裏側から帰ってきましたが、明るくなってはいないようです• RS Oph: 大体15年くらいに1回、前回は 2006 年• M31N 2008-12a: 最も間隔が短く、1年に1回くらい増光する
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2. 古典新星の初期 (極大付近まで) のスペクトル新星 V659 Sct (2019) のスペクトル (発見 1 日後)(せいめい望遠鏡共同利用 19B-N-CT03 で取得)
• 可視の極大等級付近では P Cygni 型のline がスペクトルに見られることが多い
H𝛾H𝛽• 青方偏移した吸収成分• ほぼ静止波長の輝線成分

H𝛼H𝛼

H𝛼 付近を拡大(破線は静止波長)
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10新星 V659 Sct (2019) のスペクトル (発見 1 日後)(せいめい望遠鏡共同利用 19B-N-CT03 で取得)
• 可視の極大等級付近では P Cygni 型のline がスペクトルに見られることが多い• 青方偏移した吸収成分• ほぼ静止波長の輝線成分

H𝛼• この P Cygni 型の line は光学的に厚い、中心から外へ向かう wind の存在を示唆する。
→ この nova では発見 1 日後には、光学的に厚い wind が存在したと分かる
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H𝛼 付近を拡大(破線は静止波長)11新星 V659 Sct (2019) の光度曲線

Discovery (11.5 AB mag)
Last non-detection
爆発前: Pan-STARRS1 によると z = 20.19 らしい2021/1/30

あと 30 分早く気づいていれば...

世界初の分光観測 (インド、P Cygni 型の line)
我々の最初の分光観測 (P Cygni 型の line)

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12超初期のフォローアップ (反復新星 T Pyx、2011年)(Arai et al. 2015)• 反復新星 T Pyx を、増光中に分光した例 (発見 4 時間後、11等付近)• 既知の反復新星であり、爆発が予想されていたため、モニター観測が密に行われていた• 輝線が多いスペクトル• P Cygni 型の line と異なり吸収成分はなし(Wolf-Rayet 星に似たスペクトル)• その後 P Cygni 型に移行
→ 増光中の新星のスペクトルは、光学的に厚い wind が出る以前の、系の情報を持っている (かも)2021/1/30

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13新星の物理をより理解するために• 沢山の新星をより早くから分光観測したい!
• 近年は、突発天体サーベイも進展している (ASAS-SN、ZTF、板垣さん、…)• 新星候補が発見されたら速やかにフォローアップ観測を行いたい• 京都大学 3.8 m せいめい望遠鏡を用いた ToO (Time of Opportunity) 観測を申請している• 突発天体へ速やかに向けられる運用体制・口径が大きいので時間分解能も上げられる• 爆発開始直後の急な増光はまだ捉えられていない...
• しかし (徐々にではあるが) 観測体制などが整いつつある• スペクトルを物理的に理解するのも大事• 輻射素過程・輻射輸送の理解もまた大事 (だけど難しい)
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3. 京都大学 3.8 m せいめい望遠鏡を用いた突発天体 (新星候補) の ToO 観測計画

せいめい望遠鏡を用いた新星のフォローアップ観測• 新星候補が見つかったら速やかにフォローアップ観測を行いたい• 観測プラン (現時点での)• CBAT の TOCP、Transient Name Server、ZTF、VSNET、ASAS-SN など check• 報告された突発天体候補の中で、新星の可能性が高いものを選ぶ (が矮新星)• 超新星じゃないか (母銀河っぽいがあれば超新星だと判断できる)• 矮新星等じゃないか (増光幅、親星の有無・色、銀緯、過去の活動性などである程度予想可能)(銀緯については次のスライド)• 過去のデータは都度 ASAS-SN や Pan-STARRS、AAVSO の VSX 、ZTF などで調べる• 惑星・小惑星などじゃないか (オンラインの Minor Planet Checker というのでチェックする)• 取り敢えず分光 (分光器は KOOLS-IFU: Matsubayashi et al. 2019)• 矮新星などの場合、適宜打ち切る (The Astronomer’s Telegram などに速報しておく)• 反復新星・新星の可能性が高そうな場合 → 最初の夜はぶっ通しで観測する (予定)
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16せいめい望遠鏡を用いた新星のフォローアップ観測• イベントレートの見積もり• 岡山で銀河中心付近 (殆どの新星が起きる) が夜間に見える期間: ∼ 3-400 時間 / 年• 晴天率 3 分の 1 を仮定

赤道座標

銀河系座標

• 新星の出現分布図:[(c): N. Kojiguchi]• 新星の event rate: ∼ 10 新星 / 年→ 900 時間 / 1 新星 (900 時間銀河中心を見続ければ 1 新星が起きる)→ 1新星 / 2-3 年 (2-3 年頑張れば、岡山から晴天夜に銀河中心が見え、そこで新星が起きる(はず))2021/1/30

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17即時観測の例: TCP J20034647+1335125• 2020年8月15日• 21:06: 西村栄男さんが発見、12.6 等• 24:30頃: CBAT の TOCP に投稿• 24:50: 田口らが投稿に気づく• 25:20-27:00: リモート観測の実行• コロナのおかげで京大から岡山につなげるように• せいめいで分光 + 京大屋上 40 cm で測光
名越さん、大塚さん、磯貝さん、小路口さん、反保さん、ありがとうございました• 29:11: 結果を The Astronomer’s Telegram に
投稿 (Atel #13947)• 新星ではなく、矮新星という結論 (次のスライド)
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18即時観測の例: TCP J20034647+1335125• スペクトルの特徴• 青い連続光 (降着円盤を示唆)• 測光でも青かった• Balmer や He I の吸収線

• 増光幅: 約8.5 mag• 新星としては小さめ• 矮新星としては大きめ→ 増光幅の大きい矮新星と結論

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19過去のせいめい望遠鏡での新星関係の分光観測• 2019B (7月-12月):• V3890 Sgr (8月28日): 29年ぶりの反復新星、前原さんが分光 (Atel #13062)• V659 Sct (10月29日、ASAS-SN、西山さん、椛島さん、西村さん、金子さん)• 29日: 発見 (日没直後の天体、あと 30 分早く発見情報に気づいていれば ...)
• 30, 31日: 観測• 2020A (1月-6月):• V670 Ser (2月23日、西村さん): 2月24日に分光 (Atel #13519)

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過去のせいめい望遠鏡での新星関係の分光観測• 2020B (7月-12月): 新星候補の即日分光 (以下の赤字) には取り組めました• TCP J2003 (8月15日、西村さん): 21:06 に発見、25:00-27:00 に観測→ 矮新星でした (ATel #13947)• ASASSN-20kv (8月30日)、ASASSN-20kw (8月31日)、
MASTER OT J213908.79+161240.2 (9月26日): 同様に即日分光を実施→ 矮新星でした (ATel #13972、 ATel #13975、 ATel #14042)• V1391 Cas (7月28日、Korotkiy さん、Sokolovsky さん)→ 他所の観測によって新星と同定されました• 8月4日以降、長期に渡って合間時間に観測して頂きました (ありがとうございました)• V6593 Sgr (10月3日): せいめい望遠鏡は不調で使えず...
→ 他所の観測によって新星と同定されました(次のスライドに続く)
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21過去のせいめい望遠鏡での新星関係の分光観測• 2020B (7月-12月): 新星候補の即日分光 (以下の赤字) には取り組めました• ASASSN-20om (11月20日): M31 の新星候補として報告→ 即日分光した結果、M31 の新星と確認 (ATel #14204)• 次は銀河系内の新星に挑戦したい (M31 の新星は極大付近しか観測できない為)• V1112 Per (11月25日、上田さん): 新星 (発見は 10.6 等)→ 報告されたのが日本の朝だったので、観測は半日後から→ 11月26日、せいめい望遠鏡 (エンジニアリング時間 + DDT) で1晩ずっと観測して頂きました(前原さん、ありがとうございました)→ 現在、解析中 (次のスライド)• PNV J00494388+4033383 (12月2日、XOSS): M31 の新星候補として報告→ 即日分光した結果、M31 の矮新星ではなく、銀河系内の (M31に近い方向の) 矮新星でした• 2021A (1月-6月): 特になし
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2211月26日の新星 V1112 Per の分光観測結果 (解析中)

観測はここ(発見半日後)2021/1/30

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2311月26日の新星 V1112 Per の分光観測結果 (解析中)

観測はここ(発見半日後)2021/1/30

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2411月26日の新星 V1112 Per の分光観測結果 (解析中)• 大島さんと同じ天体、4000-7500 Å (一例として、H𝛼 の変動を示す)• 何か 6560 Å 付近と 6580 Å 付近に2成分ある (右側のコブは 6579 Å の C II かも?)• 一晩の中で微妙に変化している→ 現在、解析・解釈中

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今後の課題: 矮新星との区別• 増光幅で区別したい (矮新星: ΔmV ~ 5 等、新星: ΔmV ~ 10 等)• ただし、 ΔmV ~ 8 等くらいは微妙 (区別がつかない)• その他の区別のつけ方• 色 (矮新星は青いことが多い)• 但し理論的には増光中の新星も青いと予想される• 位置 (新星は銀河面に集中)• 過去の活動性• 反復新星かどうか?
• 過去に繰り返し増光を示す矮新星かどうか?

• 天体までの距離• 近場のものなら年周視差が出ている?

• 矮新星以外の突発天体も区別する必要
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連星系・変光星研究会(c) Makoto Uemura26

今後の課題: 矮新星との区別• 増光幅で区別したい (矮新星: ΔmV ~ 5 等、新星: ΔmV ~ 10 等)• ただし、 ΔmV ~ 8 等くらいは微妙 (区別がつかない)• その他の区別のつけ方• 色 (矮新星は青いことが多い)• 但し理論的には増光中の新星も青いと予想される

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今後の課題: 矮新星との区別• 増光幅で区別したい (矮新星: ΔmV ~ 5 等、新星: ΔmV ~ 10 等)• ただし、 ΔmV ~ 8 等くらいは微妙 (区別がつかない)• その他の区別のつけ方

銀河系座標• 色 (矮新星は青いことが多い)• 但し理論的には増光中の新星も青いと予想される• 位置 (新星は銀河面に集中)• 過去の活動性• 反復新星かどうか?
• 過去に繰り返し増光を示す矮新星かどうか?

• 天体までの距離• 近場のものなら年周視差が出ている? → 絶対等級に制限がつくかも• 矮新星以外の突発天体も区別する必要
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今後の課題: 矮新星との区別• 増光幅で区別したい (矮新星: ΔmV ~ 5 等、新星: ΔmV ~ 10 等)• ただし、 ΔmV ~ 8 等くらいは微妙 (区別がつかない)• その他の区別のつけ方• 色 (矮新星は青いことが多い)• 但し理論的には増光中の新星も青いと予想される• 位置 (新星は銀河面に集中)• 過去の活動性• 反復新星かどうか?
• 過去に繰り返し増光を示す矮新星かどうか?

• 天体までの距離• 近場のものなら年周視差が出ている? → 絶対等級に制限がつくかも• 矮新星以外の突発天体も区別する必要
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今後に向けて• ZTF などの突発天体サーベイのデータをいち早く見ることが重要そう• フォローアップ観測に速やかに移ることも重要そう• 将来的には自動化とか出来ればいいですが...

• 反復新星に関しては、• ZTF のデータとかで新規反復新星 (過去に1回だけ爆発した天体の増光) があるかも

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まとめ
• 新星の極大付近でのスペクトル• 光学的に厚い wind を示唆する P Cygni 型の line がみられることが多い• Arai et al. (2015)• 反復新星 T Pyx を増光中に分光した例• Wolf-Rayet 星のような輝線スペクトルを示した → P Cygni 型の line は後で登場• 京都大学 3.8 m せいめい望遠鏡を用いた新星 (候補) の ToO 観測を計画中• 候補が見つかったら直ぐに向ける！
• 2020年下半期は、矮新星を含め何天体か「その日のうちに分光」が出来るように• 体制が整いつつあるのが大きい (コロナ対策で京都からリモート観測できるように)• 今後は矮新星と新星の区別などの精度を高めていきたいです• ですが、「明るい矮新星」と「暗めの新星」はいくらか被るので、仕方ない所もある• 新星候補を見つけたら、ご連絡よろしくお願い致します！
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