2017.09.16

新星の組成解析内藤博之(なよろ市立天文台)（将来の）共同研究者
飯島孝（アジアゴ天文台）・高妻真次郎（中京大学）＋連星系・変光星・低温度星研究会2017＠なよろ市立天文台

新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

白色矮星

降着円盤

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)恒星新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

光球

軟X線

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

可視光

硬X線

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

可視光

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

可視光
光球

紫外線
軟X線
Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

可視光
光球

紫外線

自由-自由放射（連続光）

軟X線
Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応

可視光

輝線
（禁制線）

光球

紫外線

自由-自由放射（連続光）

軟X線
Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星：白色矮星表面での熱核暴走反応
ダスト形成

可視光

輝線
（禁制線）

光球

紫外線

自由-自由放射（連続光）

軟X線
Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)新星風理論

Hachisu & Kato 2006, ApJS, 167, 59➡ 時間が経つと高エネルギーの電磁波へシフト

輝線形成期の変動

許容線期
星雲期

スペクトル進化
スペクトルからエジェクタやガスの✦組成が分かる✦運動が分かるスペクトル進化
スペクトルからエジェクタやガスの✦組成が分かる✦運動が分かる
しかし、、、放射領域の物理状態が変化し、時期によってスペクトルも変化する。

スペクトル進化
スペクトルからエジェクタやガスの✦組成が分かる✦運動が分かる
しかし、、、放射領域の物理状態が変化し、時期によってスペクトルも変化する。
だから、、、多くのフォローアップ観測が重要！！

興味ある問題
新星は天然の元素合成実験室‣ 作られた元素を直接観測できる‣ 銀河（宇宙）の化学進化

新星の来し方行く末‣ 連星系の進化‣ 新星の将来は明るい（Ia型超新星として爆発する）か？

新星シェルのいろいろな形‣ なぜいろいろな形があるのか？
‣ いつ・どのように形成されるのか？

興味ある問題
新星は天然の元素合成実験室‣ 作られた元素を直接観測できる‣ 銀河（宇宙）の化学進化

新星の来し方行く末‣ 連星系の進化‣ 新星の将来は明るい（Ia型超新星として爆発する）か？

新星シェルのいろいろな形‣ なぜいろいろな形があるのか？
‣ いつ・どのように形成されるのか？

組成に関する過去の文献

Hachisu & Kato 2006, ApJS, 167, 59

組成に関する過去の文献24倍違う信頼できる測定値は？？
4-7倍違うHachisu & Kato 2006, ApJS, 167, 59

組成解析の方法（2000年以降）
NEBULAR package+‣U Sco (He): Iijima 2002, A&A, 387, 1013

‣V2468 Aql (He): Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73‣V407 Cyg (He): Iijima 2015, AJ, 150, 20

CLOUDY(+MINUIT)‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne): Munari et al 2008, A&A, 492, 145‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe): Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

X-ray model‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S): Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

Blue shifted absorption‣V339 Del (Be7): Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381‣V5668 Sgr (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191‣V2944 Oph (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

V407 Cyg (Iijima 2015, AJ, 150, 20)2010 April

HβHe I

輝線領域が同じかどうか、チェックする必要あり➡複数の観測が必須

組成解析の方法（2000年以降）
NEBULAR package+‣U Sco (He): Iijima 2002, A&A, 387, 1013

‣V2468 Aql (He): Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73‣V407 Cyg (He): Iijima 2015, AJ, 150, 20

CLOUDY(+MINUIT)‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne): Munari et al 2008, A&A, 492, 145‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe): Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

X-ray model‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S): Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

Blue shifted absorption‣V339 Del (Be7): Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381‣V5668 Sgr (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191‣V2944 Oph (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

UQ Vul (Schwarz 2002, ApJ, 577, 940)

組成解析の方法（2000年以降）
NEBULAR package+‣U Sco (He): Iijima 2002, A&A, 387, 1013

‣V2468 Aql (He): Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73‣V407 Cyg (He): Iijima 2015, AJ, 150, 20

CLOUDY(+MINUIT)‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne): Munari et al 2008, A&A, 492, 145‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe): Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

X-ray model‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S): Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

Blue shifted absorption‣V339 Del (Be7): Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381‣V5668 Sgr (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191‣V2944 Oph (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

組成解析の方法（2000年以降）
NEBULAR package+‣U Sco (He): Iijima 2002, A&A, 387, 1013

‣V2468 Aql (He): Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73‣V407 Cyg (He): Iijima 2015, AJ, 150, 20

CLOUDY(+MINUIT)‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne): Munari et al 2008, A&A, 492, 145‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe): Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

X-ray model‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S): Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe): Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

Blue shifted absorption‣V339 Del (Be7): Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381‣V5668 Sgr (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191‣V2944 Oph (Be7): Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

Blue shifted absorption on V1280 Sco

いろいろな時期での各元素の電離領域の広がりに制限がつけられる。

CLOUDY（1D）での解析
参考：Schwarz 2002, ApJ, 577, 940
http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...577..940S❖仮定：fixed�parameter✦ 新星シェル：�10^15.9 - 10^16.1 [cm] (ref. Naito et al. 2013)✦ covering factor: 0.9 (ref. Naito et al. 2013)✦ 赤化: E(B-V)=0.40 (ref. Naito et al. 2012)�→観測スペクトルを補正❖とりあえずの仮定→今後はfree�parameterに✦ 入射スペクトル： 29000 K 黒体放射 (手で入力。3万度を超えると[O III]が急に強くなる。)✦ 光度：10^37 erg/s (ref. Schwarz 2002)❖今回のモデル→今後はfree�parameterにModel 1 Model 2 Model 3 Model 4 Model 5 Model 6
水素密度 [個/cm3]

105105106106

105.28105.28CNO組成

KSSolar

KSSolar

KSSolar

KS: 定金さん（大教大）が吸収線で解析した結果[C/H]= +1.5, [N/H]= +2.4, [O/H]=+1.3

CLOUDY（1D）での解析
Model 1（スペクトル）

Hα+[N II][O III] 4959
[O III] 5007

HβSubaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析
Model 1（イオン分布）-600 km/s-700 km/s-800 km/s-900 km/s-950 km/s

CLOUDY（1D）での解析
Model 2（スペクトル）[O III] 4959
[O III] 5007

HαHβSubaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析
Model 2（イオン分布）-600 km/s-700 km/s-800 km/s-900 km/s-950 km/s

HγHe 5876???
???

HβHα+[N II]

Model 3（スペクトル）[N II] 5755

[O III] 4959
[O III] 5007

HδCLOUDY（1D）での解析
Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析
Model 3（イオン分布）-600 km/s-700 km/s-800 km/s-900 km/s-950 km/s

HγHe 6678???
???

Hα+[N II]Model 4（スペクトル）[N II] 5755
He 5876[Fe III] 5271

Hβ[O III] 4959
[O III] 5007

[Fe III] 4659??? [Fe III] 4702

HδCLOUDY（1D）での解析
Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析
Model 4（イオン分布）-600 km/s-700 km/s-800 km/s-900 km/s-950 km/s

He 6678

He 5876

HβHα+[N II][O III] 4959
[O III] 5007

HγModel 5（スペクトル）[N II] 5755

Hδ

CLOUDY（1D）での解析
Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析
Model 5（イオン分布）-600 km/s-700 km/s-800 km/s-900 km/s-950 km/s

CLOUDY（1D）での解析

He 6678HαHβ[O III] 4959
[O III] 5007

Subaru: Sep. 30, 2011

He 5876

HδHγModel 6（スペクトル）CLOUDY（1D）での解析
Model 6（イオン分布）-600 km/s-700 km/s-800 km/s-900 km/s-950 km/s

CLOUDY（1D）での解析
過去論文との比較・検証
Model 1Model 2Model 3Model 4Model 5Model 6

水素密度 [個/cm3]

105105106106

105.28105.28CNO組成

KSSolar

KSSolar

KSSolar

平均電子温度 [K]

5200

8400

5300

9700

4700

8600

~5100*

He+ 数密度[1019個/cm2]

2.19

2.21

1.38

4.27

3.89

4.18

~1.5**He IIの電離領域Totally

Totally<-610 km/s <-630 km/s <-900 km/s

Totally<-850 km/s

[O III]の電離領域<-700 km/s

Totally<-600 km/s <-630 km/s <-630 km/s

Totally

Totally ?

備考[N II] 5755
が再現が強[N II] 5755が [N II] 5755がい。未同定
出ない。
出ない。
（謎）のラインが出ている。

過去論文

未同定（謎）の[N II] 5755が [N II] 5755がラインが出て弱い。
出ない。
いる。

*注: 電子温度は2007年の[O I] 5577, 6300, 6364の強度比から推量。(Naito+ 2012)**注: He数密度は2009年のHe I*から推量。電子温度 10000 Kを仮定。(Naito+ 2013)まとめ・今後の展望✤今回やったこと新星の組成についての統計的な議論に向けて、組成解析方法の確立に取り組んでいる。今回、V1280 ScoにおいてCLOUDY（1D）で解析を行なった。手始めにパラメータを手入力が、観測を全て満たすパラメータ解は見つからなかった。

✤今後の展望✦解析方法の確立（自動で最適解を見つける）。
✦アジアゴ天文台など過去のデータを解析する（統計的研究）。
✦1D→3Dで比較（組成量と構造の関係）