新星V2891Cygniの光学および近赤外分光：衝撃によるダスト生成の証拠

新星V2891Cygniの光学および近赤外分光：衝撃によるダスト生成の証拠

Vipin Kumar (1,2), Mudit K. Srivastava (1), Dipankar P.K. Banerjee (1), C. E. Woodward (3), Ulisse Munari (4), Aneurin Evans (5), Vishal Joshi (1), Sergio Dallaporta (6), Kim L. (1), K. K. (2), K. K. (3),K. (4),K. (5), V. K. (6), K. K. (6), K. K. (6), K. K. (7) Page (7) ((1) Astronomy and Astrophysics Division, Physical Research Laboratory, Ahmedabad 380009, India, (2) Indian Institute of Technology, Gandhinagar, 382335, India, (3) Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota, 116 Church Street SE, Minneapolis, MN 55455, USA.の各研究所)。(4) INAF Astronomical Observatory of Padova, 36012 Asiago (VI), Italy、 (5) Astrophysics Group, Keele University, Keele, Staffordshire, ST5 5BG, UK、 (6) ANS Collaboration, c/o Astronomical Observatory, 36012 Asiago (VI), Italy、 (7) School of Physics and Astronomy, University of Leicester, Leicester LE1 7RH, UK)

今回は、赤色化した低速新星 V2891 Cygni の光学および近赤外線による観測を紹介します。この観測は、発見から15ヶ月に渡って行われました。静止状態から急激に増光し、約35日間に渡る最大光度前の停止が存在することはよく知られています。V2891 Cygの現在のアウトバーストは、いくつかの異なる質量放出エピソードを経ていることを、O,{sc i} 7773,Å 線の時間変化する P Cygni プロファイルによって証明した。ハイライトは∼+273d付近を中心としたダスト形成の発生で、これはコロナ線発光の位相と一致する。ダストの質量は約0.83-1.25×10-10M⊙であることがわかった。コロナ線は光電離ではなく、衝撃加熱によって生成されたことを示唆する強い証拠がある。また、ダスト線とコロナ線が同時に（速度シフトを変えながら）発生したことは、ダストの形成が衝撃的なものである可能性を支持しています。このようなダスト形成の経路は、一部のコア崩壊型超新星におけるダスト形成のメカニズムとして提唱されていますが、新星ではこれまで見られなかったものです。コロナ線の解析から、ガスの質量は8.35--8.42×10-7 M⊙、温度は∼(4.8-9.1)×105~Kで、アルミニウムとシリコンが過剰に含まれていることがわかりました。水素線のケースB解析により、電離ガスの質量は(8.60±1.73)×10-5 M⊙であることがわかった。赤化と新星までの距離は、それぞれ E(B-V) = 2.21±0.15, d = 5.50 kpc と推定されます。

 MNRAS誌に受理されました。
科目名 太陽・恒星天体物理学 (astro-ph.SR)
引用元: arXiv:2112.13425 [astro-ph.SR] 

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