(古典)新星の光度曲線
せいめい望遠鏡を用いた
古典新星の ToO 観測計画の現状
2019.8.7 (せいめいユーザーズミーティング)

田口健太 (京都大学M2)

16
2011/03/01

9 months

AAVSO Data
2011/12/01

Date• 突然 (≲ 1 日) 、明るくなる (V 等級 𝑚V で 10 くらい)→ 夜空に新しい星が現れたように見える

共同研究者: 前田啓一、小路口直冬(京都大学)、前原裕之(国立天文台)、新井彰(京都産業大学)
2019/8/7

𝑚V

6→ その後数日から数百年で元に戻る (Payne-Gaposchkin 1957)• 複数回 (間隔は 10∼100 年) 新星を起こす天体も存在→ 回帰新星と呼ばれモニター観測されている

せいめい UM (田口)せいめい UM (田口)2019/8/7

12

新星の爆発メカニズム

新星の爆発メカニズム• 白色矮星 (主星) + 伴星 (晩期型) の近接連星系• 伴星から白色矮星にガスが流入• 白色矮星 (主星) + 伴星 (晩期型) の近接連星系• 伴星から白色矮星にガスが流入→ 白色矮星表面に堆積 → H-rich な gas-shell を形成• ガスが shell に溜まれば溜まるほど shell が高温⋅高密に

白色矮星
(主星)

白色矮星

(c): 前原裕之

白色矮星伴星Degenerated
H-rich shell

降着円盤3(c): 前原裕之

4

新星の爆発メカニズム

HR 図上での新星の進化

𝐿bol /𝐿⊙• 白色矮星 (主星) + 伴星 (晩期型) の近接連星系• 伴星から白色矮星にガスが流入• ガスが shell に溜まれば溜まるほど shell が高温⋅高密に104→ ある瞬間に shell のガスに火がつき一気に燃える = 新星(→ 新星に伴う質量放出も発生する)

103• 爆発終了後は降着が再開 → 次の新星へ (再帰新星)
白色矮星 伴星
Burning(主星)白色矮星

3. 輻射による膨張 → 可視増光

105

→ 白色矮星表面に堆積 → H-rich な gas-shell を形成

𝐿bol 一定で膨張

102
1

1. 降着

0.1

Degenerated
H-rich shell(c): 前原裕之

5白色矮星
(主星)

伴星

参考: Hillman et al. (2014)

降着円盤

106

6105.5 𝑇 [K] 105

104.5

降着円盤

「通常の」新星の可視スペクトル「通常の」新星の可視スペクトル• P Cygni 型 (吸収成分+輝線成分) のスペクトル線多数• P Cygni 型 (吸収成分+輝線成分) のスペクトル線多数→ 外向きに広がる新星に伴う質量放出を見ている→ 外向きに広がる新星に伴う質量放出を見ている• 但しほとんどの観測は急な増光が終わった後にされている

7500

H𝛼H𝛼(拡大)(拡大)BR
再放射吸収赤方偏移

白色矮星
(光源)

青方偏移4500

𝜆 [Å]

BR

この辺で観測16
2011/03/01

77500

6𝑚V

𝜆 [Å]4500• 但しほとんどの観測は急な増光が終わった後にされている

DateAAVSO Data
2011/12/01

8

増光初期のスペクトル (まだほとんどない)

新星の早期分光観測を行う動機• Arai+ (2015): 新星の増光中に分光に成功→ Wolf Rayet like な高階の輝線スペクトル• 疑問• 但し、初期段階の観測は1度のみ (発見から 0.19 日後)– T Pyx で初期に見られた Wolf-Rayet 星に似たスペクトルは他の新星にもみられるか?
– もし見られたとして、継続時間は?
– スペクトルの変化の物理的解釈は?

• 観測的アプローチ𝜆 [Å]– 新星を爆発開始後に速やかに発見する– 発見されたらすぐに (その夜の間に) 分光する

𝑚V

6Spectroscopy

16
2011/03/01

DetectionDate• 理論的アプローチ
AAVSO Data
2011/12/01

9– モデル計算 (輻射輸送計算など)

10

新星の早期分光観測に向けて• 観測的アプローチ

観測の詳細• S/N > 20 が欲しい (線の強度・速度の決定のため)– イメージローテータを使用– 新星を爆発開始後に速やかに発見する– 発見されたらすぐに (その夜の間に) 分光する

– V mag > 14.5
• VPH-blue (4000-8900 Å) で 300 秒積分• 京大 3.8 M せいめい望遠鏡を用いた即時分光観測を計画中– V mag < 14.5 ならば• VPH495 (4300-5900 Å) と VPH683 (5800-8000 Å) を併用• 露出時間は300 秒ずつ (VPH683 は感度はいいが新星は青いので)→ 細かいスペクトル線の速度情報を厳密に決定できる– 2019年後期 (下半期)• 共同利用観測: 採択• 京大時間観測: 採択• ありがとうございます!!

(参) 2019年前期 (上半期)• 京大時間観測: 採択(新星は不発、観測なし)

11– いずれにせよ、1回の観測に 20 分はかからない• この観測を新星発見最初の夜は 2 時間おきに、(必要ならば) 次の夜にも 1,2 回行う→ 1新星あたり合計 (最大) 3,4 時間

12新星の発見情報

新星の発見情報• 年間10-15天体• 大部分はアマチュアの方の発見• 大半は銀河面 (特に銀河中心付近) に出現– 超新星サーベイとは異なる天域– 特に再帰新星は密にモニターされている• サーベイ (ASAN-SN, ZTF, Gaia など) でも• M31 にも面白い天体が数天体

Imamura and Tanabe (2012)2019/8/7

せいめい UM (田口)13

2019/8/7

せいめい UM (田口)1414

再帰新星要望• 複数回の新星爆発が報告されている天体• 今の所、特にないです– 10-100年くらいの間隔• 今後数年で次の新星を起こしそうな天体– U Sco: 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969,1979, 1987, 1999, 2010 に新星爆発– T CrB: 1866, 1946 に新星爆発(など数天体)• 普通の新星より白色矮星が重い系が多い– U Sco の場合 1.55 ± 0.24 𝑀⊙ (Thoroughgoodet al. 2001)

15

2019/8/7

せいめい UM (田口)16

Event Rate の見積もり

Tomo-e のサーベイとの連携• 近年は銀河系内に年間 10 天体ほど新星が発見• 2時間で全天を掃くサーベイ@木曽105cm– 詳しくは次の田中雅臣さんの話を参照– 2018 年は 15 天体の銀河系内の新星– 2019 年は超不作 (ASAS-SN 19mo くらい?)– 半期の観測期間だと 3,4 天体ほど?
– 天域・晴天率などを加味し高々 1,2 天体• 将来的には木曽で発見 → 岡山で観測– 同じ日本なので同時に夜になる– 超新星の人たちはパイプラインを作成中– 新星 (銀河系) でも似たことができないか• 近いうちに新星爆発を起こしそうな回帰新星• 銀河系内天体のため似て非なる処理が必要か• こちらはできていないらしい (ので作らねば...)– U Sco (過去 1999 年と 2010 年に新星) など数天体• 頻繁にモニターされてる → 発見早い
• 増光 = 新星だと確信できる→ これらは即座に ToO 発動
2019/8/7

17– 銀河系内パイプライン (できれば...) によって発動する観測は我々の観測夜数を使用する

せいめい UM (田口)2019/8/7

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せいめい UM (田口)まとめ
• 過去の観測のまとめ:– 増光中: 輝線が多いスペクトル (Arai et al. 2015)• このような観測例はほとんど存在しない– その後: P Cygni 型 (質量放出を示唆) の線• 新星の発見はアマチュア + サーベイ
– 半年だと即時観測可能なのは高々1,2天体– 大半の発見はアマチュア (特に再帰新星)– サーベイ: ASAS-SN, ZTF, Gaia など• Tomo-e をサーベイとして検討– 超新星とは異なる銀河系用のパイプラインが必要?
• 今後 (誰かが) 開発する必要2019/8/7

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せいめい UM (田口)