共生型新星 PU Vul の複合的な光度曲線モデル

加藤　万里子　（慶応大）

共同研究者：　蜂巣泉、 A.Cassatella

R. Gonzalez-Riestra, J. Mikolajewska

共生星　（白色矮星＋赤色巨星）

赤色巨星

白色矮星

cool wind hot wind

共生星　（たいへん複雑な連星系）

赤色巨星

白色矮星

cool wind hot wind

ガスの衝突Ｘ線

可視光

赤外線可視光紫外線

可視光紫外線軟Ｘ線

それぞれの寄与を求めるのは難しい

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PU Vul (1979)特異な光度曲線： flat peak

軌道周期　 13.4 年

UV

eclipse

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ピークが平らな理由：白色矮星が軽いと新星風が起こらない

普通の新星とがったピーク

平らなピーク]]

はげしい質量放出のため、すぐ減光質量放出が起こらない(no optically thick winds)

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スペクトル：　初期　1986

4000 4500 5000

Kanemitsu et al.(1991 ）

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スペクトル：　　中期　1988

4000 4500 5000

Kanemitsu et al.(1991 ）

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新星爆発の光度曲線を計算する

新星風が起こるとき :quasi-evolution: sequence of steady-state

solutions Solve equations of motion, continuity,

diffusion, energy conservation

新星風が起こらないとき :quasi-evolution: sequence of static solutions equations of hydrostatic-balance, continuity,

diffusion, energy conservation

軽い白色矮星：新星風が起こる場合と起こらない場合がある： 　　

wind の加速機構は radiation-pressure

gradient

density-gradient 　が

加速を打ち消すphotosphere

0.6 Mo では両方の解が共存する

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PU Vul の光度曲線 静水圧平衡解の系列 可視光とＵＶの光度曲

線

UV 1455 A

opticaly-mag がないのでＵＶをたよりにする

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ベストフィットカーブを求める：UV の光度曲線に合う理論曲線

　　パラメタの決定 白色矮星の質量 ~ 0.6 Mo 質量放出率（ optically thin-

wind)

several x E-7 Mo/yr 元素組成にも少し依る

Kato et al. 2011, ApJ,

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温度と半径の時間変化0.6 Mo WD

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ＨＲ図

白色矮星の質量は　～ 0.6Mo

点線は 0.5 Mo

なのでMWD > 0.5 Mo

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ｅｃｌｉｐｓｅ の光度曲線モデルをつくる軌道周期　 13.4 年

UV 1455 A

optical

１回目　　　　　　　　２回目　　　　　　　　３回目？

WD の光度曲線は固定

MWD =0.6 Mo

X=0.7Z=0.01

ＰＵ　Ｖｕｌ；　 1979 年　　　　白色矮星が新星爆発を起こした

白色矮星

hot wind

赤色巨星

cool wind

白色矮星

白色矮星が明るく、半径が大きい

赤色巨星

cool wind

白色矮星

脈動

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1980 年 （１回目） の eclipse

total eclipse 底は RG の振動 仮定： L で 75% 振動　　　　 R は逆相関で

７％

RRG/a = 0.246

RWD/a = 0.07

eclipse

白色矮星：高温になりＶ等級が下がる半径が小さくなる

赤色巨星

白色矮星

脈動

1994 年 （２回目）の　eclipse

WD は total eclipse 半径が小さくなった

　　

eclipse

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白色矮星の半径が小さくなることが食で確かめられた

１回目：９０　Ｒｏ２回目：＜　１　Ｒ

ｏ

新星爆発では初めて

1994 年 （２回目）の　eclipse

底は RG + nebulae ＲＧは振動 (L で 65%) nebula 成分の 35% は隠

される

RRG/a = 0.22

　　

１回目は　 0.246RG の半径も縮んだ

３２０ Ｒｏ→　２９０ Ｒｏ

赤色巨星の半径 脈動周期 P=218 d

• mbol=-3logP+21.5

• → 　Ｍ bol=-4.05

3300 Lo

• スペクトル型　 M5

→ Ｔ eff=3200 K

• Rrg=187 Ro

赤色巨星

cool wind

ＴｉＯ

食から求めた半径335 Ro →300 Ro

振幅が小さくなったのでＶ半径も小さくなった

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光度曲線　（複合モデル）共生星： WD + RG + nebula 2 つ

最近の増光

Shugarov et al (2012)

白色矮星

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距離を求める

Ｖ等級の平らな部分　　　理論値と観測値の比較 ＵＶ光度曲線のピーク値　　　理論値と観測値の比較 赤色巨星のＫ等級より　　　脈動周期から出したＫ等級と観測

値