2015/01/27	

Scenario	  of	  Dust	  Formation	  in	  Novae

遅い古典新星 V2676	  Oph	  における分子外層の生成
河北秀世 1	  藤井 貢 2	  新井 彰 1	  長島雅佳 3	  梶川智代 3	  3	  久保夏紀	  Nova	  explosion

t=0	  dFormation	  of	  simple	  molecules	  like	  CN,	  CO	  etc…

Larger	  molecules	  like	  PAHs	  t	  ~	  week	  	  	  	  	  	  	  	  –	  a	  month??

Dust	  formation	  (“nucleation”	  around	  PAHs)	  t	  ~	  30	  –	  100	  dt	  ~	  a	  month?

(1) Formation	  of	  simple	  molecules	  in	  the	  nova	  outﬂow,	  CN,	  CO,	  and	  etc.	  
(2) Chemical	  evolution	  to	  form	  larger-­‐size	  molecules	  like	  PAHs	  (Poly-­‐cyclic	  Aromatic	  Hydrocarbons)	  in	  the	  outﬂow.	  
(3) Dust	  formation	  by	  the	  “nucleation”	  of	  ejecta	  materials	  around	  the	  large	  molecules	  as	  nuclei.	  

1神山天文台・京都産業大学	  2	  藤井−黒崎天文台	  3	  京都産業大学・理	  	  	  2“Presolar”	  Grains•

Origin	  of	  Presolar	  grains

Particles	  surviving	  the	  solar	  system	  formation	  and	  embedded	  in	  meteorites.	  
à Pristine	  materials	  keeping	  information	  about	  pre-­‐solar	  history.	  

J-­‐type	  Carbon	  stars?	  

•	  Showing	  isotopic	  signatures	  of	  objects	  where	  nucleo-­‐sysnthesis	  and	  mass-­‐loss	  events	  occurred.	  	  à	  Diﬀerent	  elemental	  isotopic	  ratios	  from	  the	  solar	  system	  value	  (as	  average	  of	  pre-­‐solar	  material).	  	  Secondary	  electron	  image	  of	  the	  graphite	  nova	  candidate	  grain	  KFC1a-­‐551	  after	  SIMS	  analysis.	  Image	  courtesy	  of	  S.	  Amari.	  	  Clayton	  &	  Hoyle	  1976;	  Amari	  et	  al.	  2001;	  	  José	  et	  al.	  2004;	  José	  &	  Hernanz	  2007

AGB	  stars

SNe

AGB	  stars

Novae
SNe

Molecular	  cloudNovae?

3First	  detection	  of	  Molecules	  in	  Novae	  ––	  DQ	  Her	  in	  1934	  ––DQ	  Her,	  on	  UT	  1934	  Dec.	  28	  	  	  (Antipova,	  1969)

Optical	  light	  curve	  of	  DQ	  Her

Predicted	  by	  nucleo-­‐synthesis	  models	  of	  novae.

4

第19回 天体スペクトル研究会

José	  et	  al.	  (2004),	  José	  &	  Hernanz	  (2007)

Detection	  of	  CO	  in	  Novae
V705	  Cas

V2274	  Cyg

Detection	  of	  CN	  violet	  bands

3861.4Å	  CN	  3871.8Å	  CN3883Å	  CNDrop	  in	  brightness	  by	  dust	  formation

2.05	  	  	  	  	  	  	  	  2.10	  	  	  	  	  	  	  	  2.15	  	  	  	  	  	  	  	  2.20	  	  	  	  	  	  	  	  2.25	  	  	  	  	  	  	  	  2.30	  	  	  	  	  	  	  	  2.35	  	  	  	  	  	  	  	  2.40	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Wavelength	  [μm]DQ	  Her	  in	  1934	  :	  the	  ﬁrst	  nova	  to	  be	  identiﬁed	  as	  a	  dust	  forming	  nova.	  The	  absorption	  bands	  of	  CN	  were	  observed	  just	  after	  the	  brightness	  maximum	  (at	  the	  ﬁrst	  time	  in	  novae!).
5

Recently,	  the	  ﬁrst	  overtone	  vibrational	  band	  (Δv=2)	  of	  CO	  was	  routinely	  observed	  in	  some	  novae,	  e.g.,	  V705	  Cas	  (Evans	  et	  al.	  1996),	  and	  V2274	  Cyg	  (Rudy	  et	  al.	  2003).

61	

2015/01/27	

Dust	  Forming	  Nova	  V2676	  Oph

Detected	  Diatomic	  Molecules	  in	  Novae	  to	  Date	  (until	  2013)p Only	  two	  molecular	  CNDQ	  Her

COFH	  Ser,	  	  NQ	  Vul,	  	  LW	  Ser,	  V1668	  Cyg,	  	  V842	  Cen,	  	  V705	  Cas,	  	  V2274	  Cyg,	  	  V2615	  Oph,	  	  V496	  Sct,	  	  V1724	  Aql,	  V2676	  Oph

species	  (as	  diatomic	  molecules)	  p CNà1	  sample	  p COà11	  samples	  	  FWHM(Hα)	  <	  ~7o0	  km/s	  “Rise”	  in	  NIR	  by	  dust	  formation	  (“thermal	  emission”)

ü How	  rich	  in	  chemistry	  occurred	  in	  nova	  outﬂow?	  
ü Is	  CN	  so	  peculiar	  product	  in	  novae?
7Spectral	  Evolution	  in	  OpticalOn	  UT	  2012	  Mar	  27,	  observed	  at	  KAO.
FWHM	  of	  Hα	  emission	  <	  ~5o0	  km/s	  à Typical	  for	  a	  “slow”	  nova,	  that	  shows	  very	  slow	  evolutions	  in	  both	  brightness	  and	  spectral	  features	  and	  frequently	  show	  the	  dust	  formation.	  

“Drop”	  in	  optical	  by	  dust	  formation	  (“extinction”)

Multi-­‐band	  light	  curves	  of	  V2676	  Oph,	  in	  optical	  and	  near-­‐infrared	  (taken	  from	  AAVSO	  and	  SMARTS)

Spectral	  Evolution	  in	  OpticalMay.	  26May.	  26May.	  22May.	  22May.	  18May.	  18

Apr.	  28

Apr.	  28

Apr.	  27

Apr.	  27

Apr.	  24

Apr.	  24

Apr.	  18

Apr.	  18

Narrow	  emission	  lines	  with	  P	  Cyg	  proﬁles	  (Hα,	  Hβ,	  Fe	  II,	  and	  O	  I),	  until	  April	  4.	  O	  I

Nova

HβFe	  II

Molecule

HαDiscovered	  on	  UT	  2012	  Mar.	  25.8	  by	  H.	  Nishimura	  (CBET	  3072).	  Our	  initial	  spectroscopic	  observations	  (with	  a	  low-­‐resolution)	  revealed	  narrow	  emission	  lines	  of	  Hα,	  Hβ,	  Fe	  II,	  O	  I	  with	  P	  Cyg	  proﬁles	  (mainly	  from	  low-­‐ionized	  atoms).	  
à	  “Fe	  II	  type”	  nova	  Apr.	  16Apr.	  16

Apr.	  8After	  Apr	  18,	  FWHM	  of	  emission	  lines	  became	  broader	  than	  before.	  
~700	  km/s	  à	  ~1200km/s

Apr.	  6Apr.	  4Mar.	  28Mar.	  27

Apr.	  8Apr.	  6Apr.	  4Mar.	  28Mar.	  27

Normalized	  spectra	  (in	  logarithmic	  scale)	  of	  V2676	  Oph	  from	  UT	  2012	  Mar	  27	  to	  May	  26.

Normalized	  spectra	  (in	  logarithmic	  scale)	  of	  V2676	  Oph	  from	  UT	  2012	  Mar	  27	  to	  May	  26.

The	  First	  Detection	  of	  both	  C₂	  and	  CN	  Molecules	  in	  Novae

以上については、以下の論文で今年始めに報告した…。

HαHβV2676	  Oph	  (2012/04/08)
O	  I
Na	  IΔv	  =	  +1 Δv	  =	  0C2A	  Cabon	  star:	  TX	  PscΔv	  =	  -­‐1Δv	  =	  +5Δv	  =	  +4CNΔv	  =	  +3à	  Telluric	  absorption	  We	  detected	  both	  C2	  and	  CN	  absorption	  bands	  on	  Apr	  8.	  The	  observed	  spectrum	  of	  V2676	  Oph	  was	  similar	  to	  the	  spectrum	  of	  a	  typical	  carbon	  star	  (TX	  Psc).	  

122	

2015/01/27	

O I 7773

Fe II (73) 7469
O I 7477[O II] 7325

Fe II 7127

Fe II 7008
He I 7065

He I 6678

H_ 6563

Fe II (40) 6516

Fe II (74) 6456

[O I] 6364

Fe II (74) 6248
[O I] 6300

Fe II (74) 6149

Fe II (46) 5991
Fe II 6006

He I 5876
Na I 5892

N II 5680Fe II 5715
[N II] 5755

Fe II (55) 5535
[O I] 5577

Fe II 5428

Fe II (42) 5169
Fe II (49) 5198
Fe II (49) 5235
Fe II (49) 5276
Fe II (49) 5317
Fe II (48) 5363

Fe II (42) 5018
Fe II 5048

H` 4861

Fe II (38) 4523
Fe II (37) 4556
Fe II (38) 4584
Fe II (37) 4629

Fe II (42) 4924

More	  Observations	  by	  Amateur	  Astronomer	  (Mr.	  M.	  Fujii,	  Japan)!

More	  Observations	  Were	  There?

Apr. 14.8
Apr. 08.7

Normalized flux

Apr. 07.8
Apr. 06.7
Apr. 04.7
Apr. 03.8
Apr. 01.8
Mar. 28.8
Mar. 28.7
Mar. 27.8
Mar. 27.7

The	  40-­‐cm	  telescope	  with	  a	  hand-­‐made	  spectrograph	  at	  Fujii-­‐Kurosaki	  Observatory.	  
à	  Mr.	  M.	  Fujii,	  amateur	  astronomer,	  also	  monitored	  V2676	  Oph!!

4500

13

23.7

May

22.6

6000
6500
Wavelength [Å]Change	  in	  Hα	  emission	  proﬁle-1500 km/s -1000 km/s

7500

8000

14-500 km/s

0 km/s+500 km/s +1000 km/s +1500 km/s +2000 km/s

May

23.7

04.8

0.6
Apr. 26.8

0.4

0.2

06520

6540

65606580Wavelength [Å]

6600

6620

1.2

18.6
-1500 km/s

MayMay0.83May

7000

1

Normalized flux

[爆発初期から分子形成期まで]	  ・分子形成期にむけてHα輝線強度は減少	  ・〃
膨張速度減少	  ・P	  Cygプロファイルを示す。	  	  [C2,CN分子吸収消滅後]	  ・分子形成期後は、Hα輝線強度増加	  ・〃
膨張速度増加	  ・P	  Cygプロファイルを示さない。

O I 7773

Fe II (73) 7469
O I 7477[O II] 7325

Fe II 7127

Fe II 7008
He I 7065

He I 6678

H_ 6563

Fe II (40) 6516

Fe II (74) 6456

[O I] 6364

Fe II (74) 6248
[O I] 6300

Fe II (74) 6149

Fe II (46) 5991
Fe II 6006

He I 5876
Na I 5892

N II 5680
Fe II 5715
[N II] 5755

Fe II (55) 5535
[O I] 5577

Fe II 5428

Fe II (42) 5169
Fe II (49) 5198
Fe II (49) 5235
Fe II (49) 5276
Fe II (49) 5317
Fe II (48) 5363

Fe II (42) 5018
Fe II 5048

Fe II (42) 4924

H` 4861

Fe II (38) 4523
Fe II (37) 4556
Fe II (38) 4584
Fe II (37) 4629

Normalized flux

26.7

May5500

1.2

More	  Observations	  by	  Amateur	  Astronomer	  (Mr.	  M.	  Fujii,	  Japan)!

May

5000

-1000 km/s

-500 km/s0 km/s

+500 km/s+1000 km/s

-1500 km/s -1000 km/s

+1500 km/s

-500 km/s

0 km/s+500 km/s +1000 km/s +1500 km/s +2000 km/s

104.8
2.5

Apr. 28.7

0.8

Apr. 26.8
Apr. 24.8

21.5

Apr. 18.7

0.2

1

6000
6500
Wavelength [Å]

7000

7500

15CN(6v=+3)Apr. 07.8

Apr. 06.7

O I 7773[O II] 7325

Fe II 7127

Fe II 7008
He I 7065

He I 6678[O I] 6364

He I 5876
Na I 5892

N II 5680
Fe II 5715
[N II] 5755

Fe II 5428

Formation	  of	  C2	  and	  CN!

Absorption	  only,	  except	  for	  Hα

6550

6560
6570
Wavelength [Å]6580

6600 6520 6610

6590

6540

6560
6580
Wavelength [Å]6600

16 6620

2.5C2(6v=+1)

C2(6v=0)C2(6v=-1)

Apr. 08.7

Normalized flux

2

Apr. 05.4

Emission	  lines	  became	  weaker	  and	  weaker

5000

5500

6000
6500
Wavelength [Å]1.5

Apr. 04.7

7000

Growing	  but	  saturating	  for	  strong	  C2(Δv=０)	  band	  !	  àBecame	  “optically	  thick”?

The	  column	  density	  of	  C2	  was	  increasing.

Apr. 03.8

4500

6540

Fitting	  with	  the	  model	  assuming	  optically	  thin	  condition	  for	  C2	  (Tex=4500K)

CN(6v=+2)
Fe II (73) 7469
O I 7477

Fe II (74) 6456

Fe II (40) 6516
H_ 6563

Fe II (74) 6248
[O I] 6300

CN(6v=+4)
Fe II (74) 6149

CN(6v=+5)
Fe II (46) 5991
Fe II 6006

Fe II (55) 5535
[O I] 5577

Fe II (42) 5169
Fe II (49) 5198
Fe II (49) 5235
Fe II (49) 5276
Fe II (49) 5317
Fe II (48) 5363

Fe II (42) 5018
Fe II 5048

Fe II (42) 4924

C2 (6v=-1)

	  Absorption	  bands	  had	  already	  disappeared	  on	  Apr	  14.8UT.	  
Longer	  than	  2	  days	  Apr. 08.7
Growing	  C2	  and	  CN	  bands!
but	  less	  than	  one	  weak	  for	  existence.
H` 4861

Fe II (38) 4523
Fe II (37) 4556
Fe II (38) 4584
Fe II (37) 4629

Normalized flux

C2 (6v=0)

Apr. 01.8−0.2

Apr. 07.8 (normalized near H_)

Apr. 01.8

6530

Spectral	  Evolution	  of	  C2	  in	  V2676	  Oph	  from	  Apr	  7.8	  to	  Apr	  8.7	  UTAnd	  one	  more	  from	  “SMARTS”
C2 (6v=+1)

0.5Mar. 28.8

Apr. 03.8

Mar. 27.8

8000

H` 48615500

Apr. 03.8

Apr. 14.8

0Mar. 28.8

5000

Mar. 27.8

0.4

Apr. 14.8

Apr. 16.7

4500

0.6

Normalized flux

Normalized flux

Apr. 27.7

Apr. 07.8

17500

Day-­‐by-­‐day	  spectra	  of	  V2676	  Oph	  from	  Apr	  3	  to	  Apr	  8.

“optically	  thin”

8000
0.5

174600

4800

5000

5200
Wavelength [Å]

5400

5600

5800

183	

2015/01/27	

Spectral	  Evolution	  of	  C2	  in	  V2676	  Oph	  from	  Apr	  7.8	  to	  Apr	  8.7	  UTC2(6v=+1)

In	  the	  case	  of	  C/O=0.2	  (DQ	  Her-­‐type	  novae)	   In	  the	  case	  of	  C/O=4.8	  (carbon-­‐rich	  type)	  Detection	  of	  C2&CN“Toy”	  model	  for	  optically	  thick	  case.

H` 4861

2.5

Compared	  with	  Molecular	  Formation	  ModelC2(6v=0)

C2(6v=-1)

Apr. 08.7

Normalized flux2

Growing	  but	  saturating	  for	  strong	  C2(Δv=０)	  band	  !	  à1.5Became	  “optically	  thick”?

The	  column	  density	  of	  C2	  was	  increasing.

Apr. 07.8

1

Pontefract	  &	  Rawlings	  (2004)“optically	  thin”
0.5
4600

4800

5000

5200
Wavelength [Å]5400

Our	  observations	  may	  indicate	  that	  the	  envelope	  was	  enriched	  in	  carbon.	  
5600

5800

Fitting	  with	  the	  model	  assuming	  optically	  thin	  condition	  for	  C2.

19

Isotopic shift for C2
1.2

Swan  band  (Δv=-1)for  13C13C,  12C12C  and  12C13C

131212

Normalized flux

Absorption coefficient	 

1.1

113

C13 C

13C12 C

12C12 C

C14 N

C15 N

C14 N

0.9

Isotopic shift is detectable evenfor low-resolution spectroscopy!
ß Due to difference in vibrationalquantum number.	 

Apr. 08.7
12C	  /	  13C	  	  	   	  =	  4	  0.85350

14N	  /	  15N	   	  =	  2

5400

5450

5500

5550
Wavelength [Å]

5600

5650

5700

5750

22To	  be	  published	  in	  PASJ	  …	  Coming	  soon!

Finally, …
12C/13C = ～4
14N/15N = ～2We	  derived	  both	  12C/13C	  	  and	  14N/15N	  ratios	  successfully.	  Especially,	  the	  nitrogen	  isotopic	  ratio	  was	  at	  the	  ﬁrst	  time	  for	  novae.	  	  	  à	  Novae	  might	  be	  closely	  related	  to	  the	  solar	  system	  formation.

Novae	  grains

Nova

12C/13C

Molecule

Referenes

NQ	  Vul>3

CO

Ferland,Lambert,Netzer (1979)

V842	  Cen

2.9±0.9

CO

Wichmann	  (1990)

V2274	  Cyg

1.2±0.3

CO

Rudy	  (2003)

V705	  Cas

>5

CO

Evans	  (2005)

DQ	  Her>1.5

CN

Sneden,Lambert(1975)

244