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共生型新星 PU Vul の 複合的な光度曲線モデル

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）. ガスの衝突 Ｘ線. 赤色巨星. 白色矮星. 可視光 紫外線 軟Ｘ線. 可視光. 赤外線. cool wind. 可視光 紫外線. hot wind. それぞれの寄与を求めるのは 難しい.

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共生型新星 PU Vul の 複合的な光度曲線モデル

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Presentation Transcript

  1. 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

  2. 共生星　（白色矮星＋赤色巨星） 赤色巨星 白色矮星 cool wind hot wind

  3. 共生星　（たいへん複雑な連星系） ガスの衝突 Ｘ線 赤色巨星 白色矮星 可視光 紫外線 軟Ｘ線 可視光 赤外線 cool wind 可視光 紫外線 hot wind それぞれの寄与を求めるのは 難しい

  4. eclipse UV PU Vul (1979) 特異な光度曲線：flat peak 軌道周期　13.4 年

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

  6. スペクトル：　初期　1986 Kanemitsu et al. (1991） 5000 4000 4500

  7. スペクトル：　　中期　1988 Kanemitsu et al. (1991） 4000 4500 5000

  8. 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

  9. photosphere 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： 0.6 Moでは両方の 解が共存する wind の加速機構は radiation-pressure gradient density-gradient　が 加速を打ち消す

  10. optical UV 1455 A 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 y-magがないので ＵＶをたよりにする

  11. 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,

  12. 温度と半径の時間変化 0.6 Mo WD

  13. 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

  14. optical UV 1455 A ｅｃｌｉｐｓｅの光度曲線モデルをつくる １回目　　　　　　　　２回目　　　　　　　　３回目？ 軌道周期　13.4 年 WD の光度曲線は固定 MWD =0.6 Mo X=0.7 Z=0.01

  15. 赤色巨星 cool wind ＰＵ　Ｖｕｌ；　1979年　白色矮星が新星爆発を起こした 白色矮星 白色矮星 hot wind

  16. 赤色巨星 cool wind 白色矮星が明るく、半径が大きい 白色矮星 脈動

  17. eclipse 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

  18. 赤色巨星 cool wind 白色矮星：高温になりＶ等級が下がる半径が小さくなる 白色矮星 脈動

  19. eclipse 1994 年 （２回目）の　eclipse • WD は total eclipse • 半径が小さくなった

  20. 白色矮星の半径が小さくなることが食で確かめられた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　Ｒｏ ２回目：＜　１　Ｒｏ 新星爆発では初めて 20

  21. 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　0.246 RGの半径も縮んだ ３２０ Ｒｏ→　２９０ Ｒｏ

  22. 赤色巨星の半径 脈動周期P=218 d • mbol=-3logP+21.5 • →　Ｍbol=-4.05 3300 Lo • スペクトル型　M5 →Ｔeff=3200 K • Rrg=187 Ro 赤色巨星 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 cool wind

  23. 光度曲線　（複合モデル）共生星： WD + RG + nebula 2つ

  24. 白色矮星 最近の増光 Shugarov et al (2012)

  25. 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

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