新星：変わりものランキング 加藤　万里子　（慶応大）.

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1 新星：変わりものランキング 加藤　万里子　（慶応大）

2 変わりものランキング ? 「変わりもの」の定義ー新星らしくない 新星らしいとは
観測的：増光（>15mag),　スペクトル,　P-Cyg profile、膨張速度、減光の様子などから 理論的：白色矮星上での核爆発である 　　　　　　光度曲線の普遍則にのる 　　　（パンダのぬいぐるみをかぶっていても人間は人間。 　　　　光度曲線がもこもこしていても、普遍則が隠れている）

3 いろいろな新星 V1668 Cyg (1978) 光度曲線が普遍則に きれいに乗る 典型的な新星 V1668 Cyg (1978）
y mag: Gallagher et al (1980) UV :Cassatella et al (2002) Model:　Kato & Hachisu (2007)

4 いろいろな新星 光度曲線のプラトー は降着円盤のためで 変ではない 回帰新星　U Sco プラトー Hachisu et al. 1999

5 すごく 速い V838 Her (1991 菅野さん発見) WD mass:1.35Mo 光度曲線が普遍則に きれいに乗る。
速いが変わっては いない。 OPT: IAUC, IUE Vfes IR: IAUC, Harrison & Stringfellow WD mass:1.35Mo for X=0.55, O=0.03, Ne=0.07, Z=0.02 Kato, Hachisu & Cassatella (2009)

6 GQ Mus (1983) すごく 遅い X-rays: ROSAT Orio et al (2001)
Shanley et al (1995) すごく 遅い 光度曲線が普遍則に きれいに乗る。 遅いが変では ない。 0.75 Mo for X=0.55, CNO=0.2 0.7 Mo for X=0.45, CNO=0.35 0.65 Mo for X=0.35, CNO= Hachisu, Kato, Cassatella, (2008) ApJ,687,1238

7 形が 変な天体いろいろ ヘン おそい新星 変な新星の候補だが、まだ モデルを作って ないので、はずす ダストによる減光は
変ではない。回復後に普遍則にのる Payne-Gaposchkin (1957)

8 非常に遅い 光度曲線 2 ランキング２位 V445 Pup (2000 金津さん発見)

9 V445 Pup (2000) C, Na, Fe,Ti, Cr, Si, Mg, etc.の輝線が強い H lines が無い
水素がない V445 Pup (2000) Iijima & Nakanishi (2008) H lines　が無い C, Na, Fe,Ti, Cr, Si, Mg, 　　　etc.の輝線が強い P Cyg profile 遅い新星に似ている => 　　 これでも新星の一種 iijima & Nakanishi (2008) A&Ap Hα 6563 A .

10 新星風理論 質量放出率、光球温度：正確に決まる 定常、球対称 方程式： 運動、連続, 拡散、エネルギー保存 定常解の系列をつくり、進化を追う
変な新星だが 新星には違いないので モデルを計算しました。 新星風理論 水素がなくて ヘリウムだけと仮定 ガスが光球の内側で加速される 定常、球対称 方程式： 運動、連続, 拡散、エネルギー保存 定常解の系列をつくり、進化を追う 　質量放出率、光球温度：正確に決まる Kato & Hachisu (1994) ApJ,437,802 新星の光度曲線を計算する唯一の方法

11 自由-自由放射 光球 加速 自由-自由 放射 WD He O 清田さんの観測

12 理論的な光度曲線 -- 自由-自由放射 加藤、蜂巣、清田、斉尾 (2008) ApJ

13 Light curve fitting of V445 Pup
MWD > 1.35 Mo Dust formation

14 WDの質量 がとても重い （ > 1.35 Mo) Ia 型超新星の候補天体である 伴星がヘリウム星で、連星系の進化 として特殊
受賞理由 2 WDの質量 がとても重い　（ > 1.35 Mo) Ia 型超新星の候補天体である 伴星がヘリウム星で、連星系の進化 　として特殊 ３つとも めずらしい 理由 加藤、蜂巣、清田、斉尾 (2008) ApJ

15 1 PU Vul　　 1979年　 桑野・本田さんにより独立発見 ちっとも新星らしくない Kanamitsu et al.　(1991)

16 異常な 光度曲線 1 PU Vul (1979) UV

17 スペクトル： 初期1982-83 異常な スペクトル Kanemitsu et al. (1991） 吸収線ばっかり これでnova か？
スペクトル：　初期 異常な スペクトル Kanemitsu et al. (1991） 吸収線ばっかり これでnova か？ 4000 4500 5000

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

19 スペクトル：　中期　1989 Kanemitsu et al. (1991） やっと輝線 でも細い 4000 4500 5000

20 理論曲線を計算しました ただし 質量放出が ないと仮定 これは かなり異常 0.7 Mo X=0.7 Z=0.01

21 質量放出がある場合とは 質量放出がない場合 Optically thick wind: 輻射圧による加速
　　→　核反応で出たエネルギーフラックスが外へ流れていく途中で、２０万度のところにある　OPACITY　のピークでブロックされ、加速される MWD が大きいとかならず起こる 質量放出がない場合 輻射圧による加速が抑えられる 密度構造が違うとき MWD が小さいとき

22 新星のHR 図 質量放出がおこらない 質量放出と 静止解が 共存する領域 X=0.35, Y=0.33 C=0.1, O=0.2
Z=0.02 Wind mass loss fast nova 質量放出と 静止解が 共存する領域 moderately fast nova slow nova 質量放出がおこらない

23 静水圧平衡解と質量放出解 白色矮星質量が同じ WD大気の質量も同じ ２種類の解がある （内部構造が違う） MWD=0.6 Mo
　２種類の解がある 　（内部構造が違う） MWD=0.6 Mo 2.3E-5 Mo Kato & Hachisu (2009) ApJ, 699, 1293

24 受賞理由： なんと 質量放出が起こってない！
　　　　　　受賞理由： なんと 質量放出が起こってない！ 1 Optically thick wind モデルは 0.7 Mo X=0.7, Z=0.01 加藤ほか準備中