[論文レビュー] The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae

S. N. Shore, T. Augusteijn+2 more|CINECA IRIS Institutial research information system (University of Pisa)|Aug 17, 2011

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 15被引用数 25

ひとこと要約

本研究では、2011年の増光期における再発新星T Pyxidisの高分解能分光観測を行い、再結合駆動の吸収線特徴が支配する光学的厚さの段階が明らかになった。観測された速度シフトを示す吸収成分は、膨張する塊状の噴出物質における後退する再結合フロントに起因し、衝撃波や周囲星間物質との相互作用を仮定せずとも、移動する線を説明できる。距離の推定値は ≥4.5 kpc、赤方偏移 E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1 である。

ABSTRACT

The nova T Pyx was observed with high resolution spectroscopy (R ~ 65000) spectroscopy, beginning 1 day after discovery of the outburst and continuing through the last visibility of the star at the end of May 2011. The interstellar absorption lines of Na I, Ca II, CH, CH$^+$, and archival H I 21 cm emission line observations have been used to determine a kinematic distance. Interstellar diffuse absorption features have been used to determine the extinction independent of previous assumptions. Sample Fe-peak line profiles show the optical depth and radial velocity evolution of the discrete components. We propose a distance to T Pyx $\geq$4.5kpc, with a strict lower limit of 3.5 kpc (the previously accepted distance). We derive an extinction, E(B-V)$\approx0.5\pm$0.1, that is higher than previous estimates. The first observation, Apr. 15, displayed He I, He II, C III, and N III emission lines and a maximum velocity on P Cyg profiles of the Balmer and He I lines of $\approx$2500 km s$^{-1}$ characteristic of the fireball stage. These ions were undetectable in the second spectrum, Apr. 23, and we use the recombination time to estimate the mass of the ejecta, $10^{-5}f$M$_\odot$ for a filling factor $f$. Numerous absorption line systems were detected on the Balmer, Fe-peak, Ca II, and Na I lines, mirrored in broader emission line components, that showed an "accelerated" displacement in velocity. We also show that the time sequence of these absorptions, which are common to all lines and arise only in the ejecta, can be described by recombination front moving outward in the expanding gas without either a stellar wind or circumstellar collisions.

研究の動機と目的

• 再発新星T Pyxidisの2011年増光期における初期膨張段階の物理的状態と噴出物質構造を特定すること。
• 光度測定の仮定に依存しない、星間吸収線および21 cm放射データを用いた信頼性の高い距離推定を行うこと。
• 光度測定の仮定に依存しない、拡散星間帯を用いた分光的赤方偏移測定を行うこと。
• 時間に依存する速度シフトと光学的厚さの変化を分析することで、新星における移動吸収線の起源を解明すること。
• 観測された線幅の時間的変化が、衝撃波や周囲星間物質との相互作用を仮定せず、塊状で膨張する噴出物質内の後退する再結合フロントによって説明可能かどうかを検証すること。

提案手法

• 2011年4月15日から5月30日まで、北欧望遠鏡（NOT）を用いて高分解能分光観測（R ≈ 65,000）を実施し、3635–7364 Åの波長域をカバーした。
• 星間吸収線（Na I, Ca II, CH, CH⁺）およびアーカイブ済みのH I 21 cm放射を用い、運動距離を導出し、下限として3.5 kpc、好ましい値として ≥4.5 kpc を得た。
• 拡散星間帯を用いて赤方偏移を測定し、E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1 を得た。これは以前の推定値よりも顕著に高い。
• バルマー線、鉄族元素線、Ca II、Na I線におけるP Cygniプロファイルおよび吸収成分の時間的変化を追跡し、速度構造と光学的厚さの変化を推定した。
• 半径方向に膨張する塊状の噴出物質において、r⁻³密度依存性を有する再結合フロントの外向き移動をモデル化し、吸収特徴の時間的変化を再現した。
• ヘリウムIIおよび炭素III/N III線の再結合時間スケールを用いて噴出物質質量を推定し、f（体積充填率）を用いて2×10⁻⁵f M⊙の値を得た。この結果、塊状構造の影響が顕著に現れるものとされた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 T Pyxidisの真の距離は何か？ そして、以前の光度測定による推定値と比較するとどうなるか？
• RQ2 T Pyxidisへの赤方偏移は何か？ そして、光度測定の仮定に依存せずに分光的に測定可能か？
• RQ3 観測された移動吸収線の原因は何か？ そして、塊状で膨張する噴出物質内の後退する再結合フロントによって説明可能か？
• RQ4 観測された線幅の時間的変化は、衝撃波や周囲星間物質との相互作用といった追加のメカニズムを必要とするか？
• RQ5 噴出物質の質量および構造は、鉄カーテン段階の持続時間およびその時間的変化とどのように関係しているか？

主な発見

• 星間吸収線および21 cm放射データを用いた運動距離推定により、T Pyxidisまでの距離は ≥4.5 kpc と推定され、厳密な下限は3.5 kpcである。
• 分光的測定により赤方偏移が E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1 と得られ、以前の推定値（約0.25）よりも顕著に高い。
• 初回スペクトル（4月15日）では、最大速度が ≈2500 km s⁻¹ のP Cygniプロファイルが観測され、強力なHe I, He II, C III, N III線の発光を示す火球段階を示している。
• 4月15日から4月23日までの間にHe IIおよびC III/N III線が消失したことから、再結合時間スケールは約5日と推定され、外側の噴出物質における電子密度は約2×10⁶ cm⁻³ と算出された。
• 噴出物質質量は ≈2×10⁻⁵f M⊙ と推定され、体積充填率fが実際の質量を決定づける。f ≈ 0.01 の場合、塊状構造により質量が約100分の1にまで減少する可能性がある。
• 全線における吸収成分の時間的変化は、衝撃波や周囲星間物質との衝突を仮定せず、塊状で膨張する噴出物質内の後退する再結合フロントによって良好に説明できる。