新星の急増光期を狙った分光観測2023-09-12 田口健太
(2023 年度せいめいユーザーズミーティング)

(Classical) Novae: (古典) 新星、新星爆発• 新星: 新しい星が夜空に出現したかのように見える現象。
2021-11-04

M31N 2008-12a taken by Seimei/TriCCS

2021-11-14• 宇宙物理学的には、新星は白色矮星表面での突発天体現象。
2023/10/2

せいめいユーザーズミーティング2

新星のメカニズム: 熱核暴走反応(Thermonuclear Runaway)• 白色矮星 (主星) + 晩期型星 (伴星) から成る近接連星系。
• 伴星からガス降着 → 白色矮星表面に水素に富んだガス層 (envelope) 形成
白色矮星

白色矮星伴星H-rich envelope(伴星由来の水素)(c): H. Maehara

降着円盤• ガスが降着すればするほど、水素層の密度・温度が上昇→ 突然原子核反応が暴発 (熱核暴走反応) して新星を引き起こす。
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せいめいユーザーズミーティング3

新星のメカニズム: 熱核暴走反応(Thermonuclear Runaway)• 白色矮星 (主星) + 晩期型星 (伴星) から成る近接連星系。
• 伴星からガス降着 → 白色矮星表面に水素に富んだガス層 (envelope) 形成
Burning!!!
白色矮星

白色矮星

伴星

H-rich envelope(伴星由来の水素)(c): H. Maehara

降着円盤• ガスが降着すればするほど、水素層の密度・温度が上昇→ 突然原子核反応が暴発 (熱核暴走反応) して新星を引き起こす。
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せいめいユーザーズミーティング4典型的な新星の光度曲線• ~ 10 等くらい増光する• 最初に急激な (数時間 ~ 1 日) 増光

Warner (in Bode & Evans 2008)• その後は、数週間 ~ 100 年くらいかけて減光する

Magnitude• 稀に (≲ 3%) 年単位で増光するものもTime
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せいめいユーザーズミーティング5

急増光期中の新星の分光観測例 (Arai et al. 2015)

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せいめいユーザーズミーティング

N IV / He IIC IVLight Curve ofT Pyx in 2011

BowenComplex• 2011 年の T Pyx は、 • 極大付近 (急増光期終了後) とは全く異なる!!
発見の僅か 4 時間後に
• 高階電離の輝線 (e.g., He II, C IV, N III, N IV)分光されている。
• P Cygni 型の吸収成分が見られない• 観測例が殆ど無く、未開拓！

6急増光期中の新星の分光に対するせいめい望遠鏡の強み• ToO 観測に適した構造・運用• 分割鏡やトラス構造などの軽量化による、高速指向。
• ToO 観測がシステムとして組み込まれている。
• スクリプト観測やキュー観測も整備されている。

• 口径が大きい• 暗い段階から分光観測可能。
• 露出時間を短く抑えることが可能 → 急増光期中の詳細な時間変化を追える可能性• 19A より「初期新星候補天体の即時分光」 ToO を提案している• 統計的には 2 – 3 年に 1 度は岡山から観測可能なタイミングで新星が発生する
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せいめいユーザーズミーティング

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V1405 Cas in 2021 (Taguchi et al., in revision)• 発見 9.88 時間後に分光• 前述の T Pyx に続き 2 例目となる急増光期中の分光!
• 強い He II, N III 輝線が検出!
• 1 例目の T Pyx と同様• 発見 1 日後以降にも分光• He II, N III は消失!

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せいめいユーザーズミーティング

9輝線の種類の変化
N III

He II

N II+23.77 h

✓
×

✓
×

+33.94 h×+71.79 h+81.90 h+9.88 h(✓)

Si II×OI×✓

(✓)

××✓

(✓)

×××

(✓)

(✓)

(✓)

××

(✓)

(✓)

(✓)

• 高階電離輝線から、低階電離・中性輝線へと変化• 理論的にも、急増光期中は極めて温度が高いことが知られている(Hillman et al. 2014; Kato, Saio, Hachisu 2017, 2022 など)→ 1 つの観測的な証明
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せいめいユーザーズミーティング10

1-zone 近似を用いた輝線強度からの逆推定• 目標: 急増光期中・急増光期終了後の温度の推定• 仮定: LTE (初期の新星は高密度のため妥当) + 1-zone 近似。
• 式:

• 方針:
• 系の温度・密度・組成 (説明変数) を与えると、LTE から emissivity が分かる。
• Emissivity に系の体積を掛けると輝線の強度 (応答変数) が分かる。
• これを実際に観測した輝線強度と照合することで、説明変数を逆推定する。
(この天体は Gaia で距離が既知なので flux から luminosity に変換可能)
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せいめいユーザーズミーティング11

1-zone 近似を用いた輝線強度からの逆推定(急増光期中: 発見 9.88 時間後)
• Solid line: 各輝線に対する Lmodel = Lobserved となる (T, 𝜌) 平面上の位置• 灰色: 禁止領域 (実際は観測されていない輝線がモデルでは強く出るなど)• Result:• T ~ 20000 – 22500 K• 𝜌 ∼ 10-13.5 g/cm3• X(N) / (X(N))⊙ ~ 10

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せいめいユーザーズミーティング12

1-zone 近似を用いた輝線強度からの逆推定(急増光期中: 発見 33.94 時間後)
• Solid line: 各輝線に対する Lmodel = Lobserved となる (T, 𝜌) 平面上の位置• 灰色: 禁止領域 (実際は観測されていない輝線がモデルでは強く出るなど)• Result:• T ~ 10000 – 15000 K• 𝜌 ∼ 10-14 g/cm3→ 𝑀ej ∼ 𝜌𝑉 = 10-5.5 𝑀⊙• X(N) / (X(N))⊙ ~ 10• X(Al) / (X(Al))⊙ ~ 40

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せいめいユーザーズミーティング

13逆推定の結果まとめ
𝝆 [g/cm3]

T [K]

X(N) / (X(N))⊙X(Al) / (X(Al))⊙+9.88 h~ 10-13.5≳ 20000~ 10+33.94 h~ 10-14~ 10000(≥ 10?)~ 40+81.90 h~ 10-14.5~ 10000(≥ 10?)~ 40• 急増光期中のみ明らかに温度が高い• 窒素とアルミニウムの超過• アルミニウムは太陽組成の 40 倍！

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せいめいユーザーズミーティング

14恒星進化と白色矮星• 軽い星は最終的に白色矮星になる。
• CO 白色矮星と ONeMg 白色矮星がある
HH
He0.5 𝑀⊙ ≲ M

M ≲ 0.5 𝑀⊙
He WD

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HeCOHeCO8 𝑀⊙ ≲ M

M ≲ 8 𝑀⊙
CO WD

H

ONeMg

10 𝑀⊙ ≲ M 重力崩壊型白色矮星

M ≲ 10 𝑀⊙
ONeMg WD or Electron-capture SN(only 0.25 𝑀⊙ range: Porlarends et al. 2008)

せいめいユーザーズミーティング15

アルミニウムを多く作る新星は?

• 元素合成計算によると、アルミニウムを太陽組成の 10 倍以上作る新星は、ONeMg 白色矮星に限られる
CO 白色矮星での新星 (MWD = 1.15 𝑀⊙ )ONeMg 白色矮星での新星 (MWD = 1.15 𝑀⊙ )José et al. (2006)
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せいめいユーザーズミーティング

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V1405 Cas の正体: 軽い ONeMg 白色矮星• V1405 Cas は減光が遅く、極大付近に bump が多数。
→ 理論的にはこれらの特徴は軽い白色矮星 (< 𝑀⊙ ) を示唆する(e.g., Kato & Hachisu 2006; Kato & Hachisu 2009)• しかし ONeMg 白色矮星は > 1.1 𝑀⊙ で生まれるはず(e.g., Lauffer et al. 2018)• 過去に何度も新星爆発を起こして質量を減らした?
• 軽い ONeMg 白色矮星由来の新星は V723 Cas(Takeda et al. 2018) に次ぐ 2 例目。
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まとめ

• 新星は数時間 ~ 1 日で急増光する現象。
• 急増光期中の分光観測例は T Pyx の 1 例のみだった。
• せいめい望遠鏡で 2 例目となる急増光中の新星 V1405 Cas の分光に成功。
• 輝線強度から、温度・密度・組成を逆推定• 急増光期中のみ温度は > 20000 K → 急増光期終了後は ~ 10000 K に落ち着く。
(急増光期中は温度が高いという理論の強い裏付け)• アルミニウムが太陽組成の 40 倍 → ONeMg 白色矮星を示唆• ただし光度曲線からは白色矮星が < 𝑀⊙ だと考えられる。
→ V723 Cas に次ぐ 2 例目の、軽い ONeMg 白色矮星からの新星爆発• 過去の新星爆発など、進化の過程で大量の質量を失った?
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せいめいユーザーズミーティング18