新星の組成解析内藤博之

(なよろ市立天文台)

連星系・変光星・低温度星研究会2017＠なよろ市立天文台

2017.09.16

（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）＋

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

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

白色矮星

恒星降着円盤

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

軟X線

光球

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

Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

硬X線

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

光球

可視光

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

光球

自由-自由放射 （連続光）

可視光

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

光球

自由-自由放射 （連続光）

輝線 （禁制線）

可視光

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

光球

ダスト形成

自由-自由放射 （連続光）

輝線 （禁制線）

可視光

紫外線

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

Hachisu & Kato 2006, ApJS, 167, 59

新星風理論

➡時間が経つと高エネルギーの電磁波へシフト

許容線期

星雲期

輝線形成期の変動

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

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。

しかし、、、

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

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。

しかし、、、

スペクトル進化

多くのフォローアップ観測が重要！！

だから、、、

新星は天然の元素合成実験室

新星シェルのいろいろな形

新星の来し方行く末

‣作られた元素を直接観測できる ‣銀河（宇宙）の化学進化

興味ある問題

‣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？

‣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？

新星は天然の元素合成実験室

新星シェルのいろいろな形

新星の来し方行く末

‣作られた元素を直接観測できる ‣銀河（宇宙）の化学進化

興味ある問題

‣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？

‣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？

Hachisu & Kato 2006, ApJS, 167, 59

組成に関する過去の文献

組成に関する過去の文献

信頼できる 測定値は？？

Hachisu & Kato 2006, ApJS, 167, 59

24倍違う

4-7倍違う

‣U Sco (He)

‣V2468 Aql (He)

‣V407 Cyg (He)

CLOUDY(+MINUIT) Blue shifted absorption

X-ray model

‣V339 Del (Be7)

‣V5668 Sgr (Be7)

‣V2944 Oph (Be7)

‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne)

‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe)

: Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Munari et al 2008, A&A, 492, 145

: Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S)

‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe)

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe)

: Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

NEBULAR package+

: Iijima 2002, A&A, 387, 1013

組成解析の方法（2000年以降）

: Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73

: Iijima 2015, AJ, 150, 20

2010 April

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

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

Hβ

He I

‣U Sco (He)

‣V2468 Aql (He)

‣V407 Cyg (He)

CLOUDY(+MINUIT) Blue shifted absorption

X-ray model

‣V339 Del (Be7)

‣V5668 Sgr (Be7)

‣V2944 Oph (Be7)

‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne)

‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe)

: Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Munari et al 2008, A&A, 492, 145

: Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S)

‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe)

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe)

: Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

NEBULAR package+

: Iijima 2002, A&A, 387, 1013

組成解析の方法（2000年以降）

: Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73

: Iijima 2015, AJ, 150, 20

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

‣U Sco (He)

‣V2468 Aql (He)

‣V407 Cyg (He)

CLOUDY(+MINUIT) Blue shifted absorption

X-ray model

‣V339 Del (Be7)

‣V5668 Sgr (Be7)

‣V2944 Oph (Be7)

‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne)

‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe)

: Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Munari et al 2008, A&A, 492, 145

: Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S)

‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe)

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe)

: Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

NEBULAR package+

: Iijima 2002, A&A, 387, 1013

組成解析の方法（2000年以降）

: Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73

: Iijima 2015, AJ, 150, 20

‣U Sco (He)

‣V2468 Aql (He)

‣V407 Cyg (He)

CLOUDY(+MINUIT) Blue shifted absorption

X-ray model

‣V339 Del (Be7)

‣V5668 Sgr (Be7)

‣V2944 Oph (Be7)

‣V2362 Cyg (H,He,N,O,Fe,Ar,Ne)

‣V1065 Cen (He,N,O,Ne,Mg,S,Ar,Fe)

: Tajitsu et al. 2015, Nature, 518, 381

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Tajitsu et al. 2016, ApJ, 818, 191

: Munari et al 2008, A&A, 492, 145

: Helton et al 2010, AJ, 140, 1347

‣V4743 Sgr (H,He,C,N,O,Ne,Mg,Si,S)

‣RS Oph (O,N,Ne,Mg,Si,S,Fe)

‣V458 Vul (N,O,Ne,Mg,Si,S,Fe)

: Rauch et al. 2010, ApJ, 717, 363

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 3414

: Ness et al. 2009, AJ, 137, 4160

NEBULAR package+

: Iijima 2002, A&A, 387, 1013

組成解析の方法（2000年以降）

: Iijima & Naito 2011, A&A, 523, A73

: Iijima 2015, AJ, 150, 20

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。

Blue shifted absorption on V1280 Sco

✦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

Model 1 Model 2 Model 3 Model 4 Model 5 Model 6

水素密度 [個/cm3] 105 105 106 106 105.28 105.28

CNO組成 KS Solar KS Solar KS Solar

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

✦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

参考：Schwarz 2002, ApJ, 577, 940 http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...577..940S

❖とりあえずの仮定→今後はfree�parameterに

❖仮定：fixed�parameter

Model 1（スペクトル） Subaru: Sep. 30, 2011

Hβ

[O II

I] 4

959

[O II

I] 5

007

Hα+

[N II

]

CLOUDY（1D）での解析

-600 km/s -700 km/s -800 km/s -900 km/s

-950 km/s

CLOUDY（1D）での解析 Model 1（イオン分布）

Hβ

[O II

I] 4

959

[O II

I] 5

007

Hα

CLOUDY（1D）での解析 Model 2（スペクトル） Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析 Model 2（イオン分布）

-950 km/s

-600 km/s -700 km/s -800 km/s -900 km/s

Hβ

[O II

I] 4

959

[O II

I] 5

007

Hα+

[N II

]

Hγ

Hδ

[N II

] 575

5H

e 58

76

???

???

CLOUDY（1D）での解析 Model 3（スペクトル） Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析 Model 3（イオン分布）

-950 km/s

-600 km/s -700 km/s -800 km/s -900 km/s

Hβ

[O II

I] 4

959

[O II

I] 5

007

Hα+

[N II

]

Hγ

Hδ

[N II

] 575

5H

e 58

76

He

6678

[Fe

III]

527

1

[Fe

III]

465

9[F

e II

I] 4

702

???

???

???

CLOUDY（1D）での解析 Model 4（スペクトル） Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析 Model 4（イオン分布）

-950 km/s

-600 km/s -700 km/s -800 km/s -900 km/s

Hβ

[O II

I] 4

959

[O II

I] 5

007

Hα+

[N II

]

Hγ

[N II

] 575

5H

e 58

76

He

6678Hδ

CLOUDY（1D）での解析 Model 5（スペクトル） Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析 Model 5（イオン分布）

-950 km/s

-600 km/s -700 km/s -800 km/s -900 km/s

Hβ

[O II

I] 4

959

[O II

I] 5

007

Hα

Hγ

Hδ

He

5876

He

6678

CLOUDY（1D）での解析 Model 6（スペクトル） Subaru: Sep. 30, 2011

CLOUDY（1D）での解析 Model 6（イオン分布）

-950 km/s

-600 km/s -700 km/s -800 km/s -900 km/s

Model 1 Model 2 Model 3 Model 4 Model 5 Model 6 過去論文

水素密度 [個/cm3]

105 105 106 106 105.28 105.28

CNO組成 KS Solar KS Solar KS Solar

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

出ない。[N II] 5755が

出ない。

[N II] 5755が再現が強い。未同定

（謎）のラインが出ている。

未同定（謎）のラインが出て

いる。

[N II] 5755が弱い。

[N II] 5755が出ない。

*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)

CLOUDY（1D）での解析過去論文との比較・検証

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。

まとめ・今後の展望✤今回やったこと

✤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）