テキストを読む

　今日で何回目かの精読が完了予定

　今回は4日程度で完了。

　基本的には読んでいるわけですが、昨日だと

　・いて座A西

　・とかげ座BL天体

　・禁制線

　・反響マッピング

　・バリオン音響振動

　・κ機構

　などを逐次調べていて、

「禁制線」については自分なりにまとめ直して前回投稿案件。

　　調べるといってもネットでwikiとか天文学辞典を見比べる程度なんですが、

　時間的にはそこそこの道草になります。

　今まで何度も調べてわからない言葉が残っています。

　調べるにしても多分ほとんど同じ資料を見返しているだけですが、そのたびに一歩一歩ずつ理解が進んでいるものもあれば、全く進まないものも。

　ただしこんなことやっていていいのか？

　いつも念頭にあるのは、「テキストと今後どう付き合うか」ということ。

　検定試験自体は6月ですからまだ先といえば先なんですけども。

　心持ち的には、今回同様、より深く調べたい現象/天体を適宜調べていくような「道草しながら」の精読をしたいのですが、実際のところこれが合格最短距離か？というとちょっと疑問。

　今までの出題傾向を見ると、

　・ほとんどテキストの言い回しそのまま

　・式変形した最後の数式のみを問う

　など、テキストから大きく踏み外すことは稀です。

　となると、バリオン音響振動みたいなテキスト未掲載の件を勉強したり、反響マッピングなどのテキストを越えた深掘りは「試験合格」には必要ないのでは,,,と思ってしまいます。

　何となく考えていることとして

　① 精読とは別に、「下線部のみの抜き読み」を併用する

　　1冊精読するには数日かかりますが、抜き読みであれば2時間程度?なので、

　　テキストとの付き合い方に緩急を入れると言いかえてもいいかもしれません

　　心持ちとして1日1回の抜き読みと、その他の時間は精読に振り分けるような感じ

　　2級受検前は2級テキストを「朝飯前」にパッと読んでいました。

　　そして朝食後に1級の勉強をしていました,,,そんな感じです。

　②もう一冊用意している1級テキストに下線なり書き込みを開始する

　　今のテキストはごちゃごちゃしすぎなので、整理する意味も含めて

　　

　③ 数日後に、放送大学印刷教材2冊が手元に来ます

　　この中身をざっと見ると、また気持ちが変わるかもしれません。

　　また先日読了した連星の本も1級に出そうなところをまとめ直すことも,,,

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　今朝7時前、雲無し

　昨晩は5分1時間3天体+αを予約撮影+手動操作で

　asiairの手引書を探しているところですが、有志の動画くらいしか見当たらず

　autorunから作業予約するやり方でとりあえず3天体の撮影は完了

　時間設定できるのか？

　星図で画角調整できるのか？

　autorunとplanの違い？

　などトライアルすることはまだまだありますが、

　この鏡筒とは昨晩でしばらくお別れ

　パタヤ湾に沈む月　いつものようにNikon CP950で1枚撮り

　HAC125DXのちょっとした面倒さは鏡像になること。

　やはり馬の顔は左向きでしょ,,,

　でも明確にわかるのはいいのですが、星団だとどっちがどっち？

　いい写真が撮れています、モノクロカメラらしい,,,

　次回、いつからになるか不明ですが、

　　・北天ベランダ（ ≠ 自宅）にて

　　・予約撮影で基本放置

　　・しし座、おおぐま座、おとめ座,,,辺りの春の銀河

　　・メシエナンバー総撮り＆1天体に時間をかけて

　　・HAC125DX+モノクロ+近赤外

　を挙行したいと思っています。

　以下すべてダークなし。

　ちょっとした?トラブルが発生中で、ダークが撮れません。

　撮影はしていますがダークファイルがASIAIRに残りません。

　作業が終わると、作業コンプリートのメッセージは出るんですけどね、

　これは予約撮影をしようと思って、時間的に撮れるのがこれくらいだったため

　トールの兜,,,どれがどれやら

　写真ファイルの半分くらいに斜め右上の白い雲が写りこんでいて、正体不明

　いずれにしても、画角的に不十分

　また近赤外では無理かな？

禁制線[OⅢ]や［SⅡ］

　禁制線について、「希薄なガスで見られるもの」というのが私の知識

　天文写真だと超新星残骸などで[OⅢ]が見られますが、1級テキストだとセイファート銀河などの活動銀河の項で出てきますが、あまり詳しく説明されていません

　これは天文学辞典の記述。

　読む限り我々になじみのあるHαなどは許容線と呼ばれているようで、SⅡとかOⅢは［　］で書かれて禁制線と呼ばれる,,,この程度が私の知識の限界

　この枠の中には「電気双極子放射」とか「磁気双極子放射」「電気四重極子放射」による遷移（禁制遷移）という記載があります。

　おのおのを辞典で引いてもあまり酸素窒素硫黄に関した記載に行き当たらず、ここでは禁制線の自然遷移確率が許容線に比べてはるかに小さい,,,ということだけが当てはまるようです。

　裳華房のサイト,,,以前から気になっていたもの。

　かに星雲M1のスペクトル図,,,大きく立ち上がるのは[　]付の禁制線スペクトル。

　スペクトルを見るとHαとかHβがあるので、Ⅱ型超新星であることはわかります。

　ただし強度的に強いのはSⅡ＞Hα、OⅢ＞Hβであるようです。

　以下は上掲かに星雲M1スペクトル図の解説。

　ドップラー効果により円弧上に曲がり,,,という個所は不明ながら、かに星雲の可視光域では[　]付の禁制線スペクトルがよく見えていることが分かります。

https://www.shokabo.co.jp/sp_opt/milky/nebula/m1.htm

　地上の実験室だと真空度が確保できないので、他の分子と衝突して元の準位に戻れないところ、宇宙空間の希薄な状態だと元の準位に戻れて輝線を発生する,,,ということのようです。

　今ふと思ったのですが、Ia型超新星の場合、1級でも2級でも試験問題的には水素のスペクトルは見えないというのが正解なので、HαメインのいわゆるナローバンドフィルターではIa型超新星残骸は写らない,,,ということなのかな？

　サイトロンだと少しく幅の広いQBPを使うべきで、幅の狭いDBPを使うとSⅡが漏れてしまうようですね､､､DBPのDはデュアルで輝線（Hα，OIII）の2本を通すという意味なのと、もともと水素のバルマー系列がないIa型超新星ではHα透過は意味がない？

　またM1のスペクトルを見ると根元のところで幅が広いですよね。

　これって超新星爆発で、手前側に来る光と背面側に行く光のドップラー効果で幅が広くなっているのではないかと思います,,,ということは3nm幅とかで、幅の狭いフィルターを好む人がいますが、対象によっては逆効果というか取れる光を排除しているようにも思えます。,,,いずれにしても撮影対象の特性に合わせたフィルター選択が必要なのでは?と思うところ。

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　午後4時過ぎ、微妙な空

　一応の予定として、

　・夕方、赤道儀セッティング

　・空に雲が見えなければそのまま1天体3時間コース

　✕なら、早寝して

　・未明に起床して予約撮影の練習,,,

　という予定

　現在20時半。南東の空にカノープスが昇ってきています。

　握りこぶしで計測すると仰角10度。ほかにエリダヌス座1等星アケルナル、そして土星が見えるだけ,,,これから仮眠します。

　午前零時頃、起き出して確認するつもり,,,

高エネルギー現象

　以前やっていたのですが、理（or 利）がないということで取りやめにしたこと

　天文学辞典から用語を拾ってしらみつぶしに勉強していくという手法

　テキストに項目ごとまとまっていれば、そのページを読めばいいわけですが、まとまりのないグループがあり、FRBとか宇宙ジェットなどを天文学辞典をベースに取りまとめようと下記の作業。

　

　天文学辞典だと「高エネルギー現象」に当たるようで、調べると全部で53項目。

　FRBと高速電波バーストなど同じ言葉の言いかえもあり、整理すると20項目余り。

　ブラックホールなども含まれるようで、一時整理で上記の◎。

　本当のところは、宇宙ジェット、高速電波バースト、相対論的ビーミング辺りをまとめられればということだったのですが、とかげ座BLとかブレーザー、マグネターなども入っていて、これは必要であれば別項でまとめるべきかな、とも。

　結局残ったのはこれだけ　

　ここまで絞り込む段で、何度も辞典の記述を読み直しているので、分かった感が残ります。

　冷静に見れば、ガンマ線、X線、電波と波長ごとに名前が付いているだけなので、それぞれの発生天体を覚えればよいだけなのかも。

　上表を見れば、幽霊の正体見たり枯れ尾花　のような思い,,,

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　昨夕の状況

　大き目の雲があり、夕方段階で赤道儀のセッティングだけは済まそうと思いましたが、雲で星が少なく赤道儀調整できず。

　深夜1時過ぎに目覚めるとびっくりするくらいの空の暗さ,,,いつもだと薄雲があってパタヤの夜景を照らして白っぽい空になるのですが、それがない。

　赤道儀調整して、ASIAIRで初めて予約撮影にチャレンジ。

　・3天体1時間撮影を試みたものの、1枚目の途中から雲が出て成果品無し

　・1枚目はそれでも撮影完了していました。

　・予約撮影設定手順を間違えて2枚目3枚目動いておらず,,,

　ピント調整中の画面

　3秒露出、オリオン大星雲の外形とトラペジウムが写っています。

　ただし3秒でもトラペジウムは潰れ気味。

　これはプレビュー画面で3秒一枚撮りです。

　スタック合成したら星雲部分が濃くなってトラペジウムが埋もれてしまうかも。

　4つの星を見ようとしたら露出1秒とかに短くする必要があるのかもしれません。

　この鏡筒は明るいので、通常鏡筒だと露出時間とかgainを振ってみて確認するのでしょうね,,,

　西の空、沈みつつある月

　朝7時、買い物中。

　雲一つなし、ただし23℃でこの冬一番の寒さ。

　バイクで半そでは厳しいので長そでを羽織っています

連星から見た宇宙

　昨晩衝動買いでポチッた「連星から見た宇宙」

　昨日は連星が誕生するとき原始惑星系円盤はどうなるのか?という疑問がわき、いろいろと調べて画像なりシミレーションが出てきて、何となくわかったところ。

　検索途中でこの書籍情報が出てきてamazonをみると手ごろな値段だったので、Kindle版をポチリ。

　ポチってからレビューを見ると「検定1級の勉強にちょうどよい」とも。

・著者は西はりま天文台の人。

　西はりま天文台で学芸員的な仕事をしていた(している)ようです。

　一般人への説明する技術はある方のようです。

・内容は「検定1級から数式を抜いた」レベル。

　多少高度な内容は含まれますが、読み過ごしてしまう程度。

　Blue Backsにしては読みやすいというか、一般レベルの読本という感じ

・連星を総ざらいするにはよい本

　最初は延々と二重星、三重星、四重星,,,と説明が続き若干マダルッコシイ

　その後は連星をキーワードに、順次事例が続き、高度な内容に繋がります

・自分として未整理なキロノバ、FRB(高速電波バースト)などは再読したいと思います

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　もう数えるのやめていますが、現時点で何度目かの再読。

　その中で、これも試験には出ないと思いながらも、連星系の原始惑星系円盤ってどうなるの？ということ

　普段から見慣れたアルマによる原始惑星系円盤の絵姿。

　星は単独星なんでしょうね。あるいはまだ連星に分割される前の姿なのか

　原始惑星系円盤内での連星の状況

　これをみると主星と伴星がおのおの原始惑星系円盤を形成するものと思われます

　これは一つの円盤内に主星と伴星が出来上がっている状況

　時系列的に考えると、この状況から前掲のシミュレーションのように二つの原始惑星系円盤に分かれていくのでしょうか？

　これは連星が形成中の写真のようで、この写真からは判然としませんが、複数の星周円盤が角度を持って存在しているようです。

　これについては、連星の読書にかまけてまだ分析できていません。

つくづく計算能力の衰えを感じる

　2級検定と1級検定の違いでありがたいと思うのは、1級には面倒な計算がないこと。

　2級は高卒レベルなので、単位変換が2重3重とある計算問題があります。

　例えば㎏-ｍとg-㎝の混在や、式で算出された秒数を年に変換するなど。

　高卒レベル＝大学受験生と考えれば、単位変換などはお手のものなんでしょう。

　これは分子雲が自由落下して星になるまでの時間を算出する公式です

　ルートの中は万有引力定数Gとガスの平均密度ρで、枠の文章にもありますが、分子雲ガスの密度ρだけが変数です。

　もとの分子雲の大きさとか、温度には関係しません。

　1級テキストでは3ページくらいかけて、この自由落下について説明があります。

　最後に演習問題として星間ガスと分子雲の密度が提示されていて、星間ガスからだと「無限に近い時間がかかる」のに対して、分子雲コアからだと10万年程度で星が形成されることが分かる,,,という演習問題になっています。

　テキストの演習問題そのものが、現象のオーダーを教えるツールになっています

　これは2級では範囲外ですが、仮に2級の問題だとすると、公式とGとρの数値が与えられていて、所要年数を求めろ,,,という数値計算問題になります。考えようによっては点取り問題で、単純に計算すればよい問題です。

　対して1級では、Gとρが式の分母分子で入れ替わったり、分子雲の大きさが別途与えられていて、正解の式を選ばせる形になります。,,,多分。

　そしてもし仮に、計算問題風に出題されていたとしても、テキストそのものの条件であり、選択肢は細かい数値ではなくてオーダーが分かれば正しく選択できるようになっています。,,,この場合だと10万年オーダーを選べば正解。

　なので1級受験者は数値計算問題にびくびくする必要はないのですけども,,,

　今朝は多分2回目となる、実際の数値計算を行いました。

　前回はいつ行ったか不明ですが正しい計算ができたようで、鉛筆で書き込みあり

　今朝は,,,ノート2ページくらい、何回計算をやり直したか,,,

　結局、密度がg-㎝3の単位を㎏-m3単位に直すところで間違えたみたいです。

　昔は苦も無くやっていましたけどね、

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　昨晩の成果

　・一昨晩は単純にピントが撮影途中にずれたようです

　・赤道儀はピシッと合わせ、安心代としてウェイト装着

　　(鏡筒重量は5㎏程度なのでノーウェイトでもOK です）

　・1天体1時間、ω星団は30秒露出、これ以外は3分露出、

ω星団

　まあこれは写りますよね。

NGC253

一昨晩と比してピントが合っている分、銀河内の濃淡もあります

NGC1365

NGC247

　これは限界かな？

　他の方の作例をみると、この程度のものもあり

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　このところ1天体1時間で撮影していますが、上記銀河の中から一つ選んで、3時間くらい撮影してみたらどうなるか？

　現時点ではいずれにしても習作というか、アレコレ試験段階なのでこれも一興。

ドーズの限界

　2012年版の公式問題集で最初にドーズの式を見た時、ちょっとした嫌悪感。

　エー、こんなの覚えるの？　

　Θ(分解能)＝116″/D（㎜）

　19世紀の天文家ウィリアム・ドーズが二重星の観測を行って実験的に導き出した経験則、その後波動光学によって理論づけされたと解説文にあります。

　そんな経験則を覚えなければいけないのかよ,,,と。

　その後、公式テストを勉強して、その他の簡便式、例えばウィーンの変位則になじむようになりました。

　

　これは温度Tを代入するとスペクトルのピーク波長が求まるというもの。

　(ちなみに頭の中での暗算ではｂ＝3✕10^-3です）

　最初これを見た時もちょっとした嫌悪感がありましたが、使うと便利でそのうちに温度と波長の代表値が頭に入ると、わざわざ計算しなくてもおおよその値が思い浮かぶくらいになって問題集を解くときはほとんど計算しなくてもよい状態になっています。

　実は新しい年代の問題集だとドーズの式を用いずに、

　波長/口径✕180/π✕3600で秒角単位の分解能を求めるように問題集ができていて、しばらくこれに慣れて、今日またドーズの式を見たところ。

　改めて検算すると、波長を550nmに決め打ちした時、180/π✕3600が予め計算されていて、116"になるみたいですね,,,

　このドーズの式の簡便さゆえの問題点として、波長＝550nmにのみ対応した式であることだと思います。

　1級だと電波望遠鏡の分解能を求める問題もあり、また、例えば銀河中心のブラックホールの視野角を求める問題もあります。

　電波望遠鏡だと波長1㎜にして,,,という設定もあるので、550nm決め打ちのドーズ式は使えません。またブラックホール視野角は分解能とほぼ同様の式になり、一般化された分解能の式の方が汎用性があるわけです,,,

　ドーズの式が知識問題として出る場合もありますが、基本の分解能式で多少遠回りで計算する方が汎用性はあるのでしょうね。

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　これは1/3に撮影したケンタウルス座A

　もうちょっと明るくしたかったのですが、バックグラウンドがカブっていて、銀河とのコントラストが取れず断念。

　星が大きくなっているのは明るさを上げたため。

　しかしバックグラウンドは黒く引き締まったまま

　随分と変わるものですね

　これで星の大きさをもっと小さくできたらいいのに,,,

　実は久しぶりにGraXpertを使用したもの

　最初、GraXpertはいいなと思ったのですが、どうも使い方が悪いのかかえって画像が劣化するようになり、使わなくなっていたもの。

　今までの各アプリの自分なりの使い勝手、評価はカラー画像ベースであったわけですが、モノクロだとアプリの得意不得意があるようで、いろいろと掘り起こして比べてみよかと思っています。　

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　先ほどKindleで購入、ベランダ観望中の待ち時間で読了。

　　あと30分すると本日3天体目の撮影が完了するので、就寝予定,,,眠たい。

白色矮星の表面温度

　実は先日の京大オニールさんの白色矮星についての論文を引用している際、ちょっと??と思ったことがあって、それは白色矮星の表面温度。

　オニールさんの記事には「これらの恒星の表面温度は1万～3万kで予想の2倍」とあって、1万kもそうだけど、予想値は5000kって、白色矮星にしては低くない？

　恒星の中心って、1000万k以上で核融合していているわけじゃないですか。

　太陽質量の8倍程度までの恒星は、最後の最後、フワフワっと周りの水素が惑星状星雲として拡散していき、やがて白色矮星になる,,,だから誕生したばかりの白色矮星は表面温度1000万Kであるんじゃない？

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　wikiの白色矮星の中で温度に関する文章を拾い読み。

①白色矮星中心は10^7kに保たれる

　縮退していない物質でできている外殻は10^7kから10^4k 程度にまで冷える。

　白色矮星の形成後、通常の物質からなる希薄な大気外層はおよそ 10^7kで輻射を始め、質量の大部分を占める内部は 10^7kで保たれる

　外側の通常の物質でできた殻を通してしか放射することができないため、白色矮星は長い間にわたって放射を続けることができる。

② 白色矮星の有効表面温度は、高いものは 150,000k、低いものは 4,000k(理論値)

　白色矮星から放射される可視の放射は、O型主系列星の青白色からM型の赤色矮星の赤色まで広いスペクトル範囲があるため、表面温度も千差万別。

③ 表面の冷え方の例 

　例として、水素大気を持つ0.59太陽質量の炭素白色矮星の冷却の経過は以下。

　最初に表面温度が 7,140kまで冷えるのにおよそ15億年の時間を要する

　さらにおよそ 500k 冷えて 6,590kになるのに約3億年を要する

　その後およそ 500k冷えて 6,030kになるに4億年

　さらに約 500k冷えて 5,550kとなるに11億年の経過が必要である。

④ 観測された白色矮星の大部分は 8,000kから 40,000k程度

　白色矮星は高温でいる期間よりもより低温でいる期間の方が長い

　このため高温の白色矮星よりも低温の白色矮星の方が多く存在する

　またより高温で明るい白色矮星ほど観測されやすいという観測選択効果もある

　調査する温度領域を低くすることでより多くの白色矮星が発見される傾向がある

　表面温度が 4,000 K を下回る白色矮星はいくつか発見されている

⑤ 4000k程度が下限値

　低温の白色矮星が少ないのは宇宙の年齢が有限であることが理由である

　白色矮星がこの温度を下回るほどまだ十分な時間が経過していないということ

　このため白色矮星の光度関数を用いると恒星が形成され始めた時期を推定できる

　この手法を用いて推定された銀河系の銀河円盤の年齢は80億年である。

　白色矮星は何兆年もの時間をかけて、周囲および宇宙マイクロ波背景放射と熱平衡し放射を行わない黒色矮星になる。

　現時点で、十分な時間が経過していないため黒色矮星はまだ存在していない

⑥ やがて中心部から結晶化する

　白色矮星を構成する物質は初めは原子核と電子からなる流体であるプラズマである

　冷却の後期段階で天体中心から結晶化を起こすことが60年代に理論的に予測された

　ケンタウルス座V886星はおよそ90%が結晶化を起こしているという観測結果がでた

　白色矮星の核が結晶化を起こして固体に変化するに従って潜熱が解放される

　この潜熱は白色矮星の冷却を遅らせる熱エネルギー源となる。

　ガイアによる観測で15000個を超える白色矮星に潜熱による冷却の停滞が見られた

⑦ 低質量白色矮星

　質量が0.20太陽質量未満の低質量ヘリウム白色矮星は超低質量白色矮星と呼ばれる

　連星系で形成され、水素豊富な外層を持つ

　CNOサイクルを介した残余の水素燃焼が長い期間にわたって白色矮星を高温に保つ

　冷却経路に到達する前に最大で20億年もの間、膨張した前白色矮星段階に留まる

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NGC1365

　HAC125DX+ASI662MM+IR640ProⅡ　3分✕20枚、gain0

　昨晩は3分露光に挑戦、トータル撮影時間は1時間

　・一生懸命に赤道儀を合わせたつもりで、これは追尾していますが流れたものも

　・ダークは2回撮影して、2回とも??　

　　3分20枚1セットなのでダークを撮るだけで1時間

　　合成する際に設定違いだと警告が出ますがそれは出ず。

　・以下すべてダークなしです。

        「超高感度・極低読出しノイズを誇るSony IMX662を採用した最新の,,,」だそうで

　　これが効いているのか、ジワジワノイズは見られません。

　・傾斜カブリ？だったのでGraXpertで処理

　　周辺は悪化するものの中心付近はスッキリします。

　・gain0だからダークなしでもOKだったのか？

NGC7293

　すべて同じ処理です。

　これもGraXpertで処理ですっきりしました

NGC253

　これは盛大に流れています。

　NGC1365とほぼ同じ方向で、赤道儀が大きく動いているわけではないのですが。

　反省してウェイトを付けました,,,

　昨晩の撮影はこれが最後で、ウェイトの効果は未検証

激変星 / 重力波放射 / 磁気ブレーキ

　多分、1級検定試験には絶対に出ないのだろうなと思いつつ、テキストに書いてある限り、いくらかでも理解しなければ,,,と。

　激変星というくくりがあって、テキストによれば高密度星である白色矮星とロッシュローブを満たした晩期型の恒星からなる連星系の総称であるとされ、この中には新星や矮新星が含まれます。

　「矮新星の多様性は激変星の質量輸送率と軌道周期の進化で統一的に説明できる」

　、、、まあここまでは良しとしましょう。

　伴星からの質量移動や軌道周期が変われば、多様性、すなわち変光周期や爆発的変光の強度が変わるのでしょう,,,

　「激変星は重力波放射と伴星の磁気ブレーキによって、時間とともに軌道周期が減少する方向に進化する」

　これはちょっとな。重力波放射って何よ,,,相対論？

　ここで、AIに「激変星 / 重力波放射 / 磁気ブレーキ」という3つの言葉で三題噺を書いてもらうと,,,

　激変星の進化において、重力波放射と磁気ブレーキは、連星系の角運動量損失の主要なメカニズムとして機能し、その進化の駆動力となっています。 

　なるほど、重力波放射と磁気ブレーキが、連星系の角運動量損失に影響を与え、これによって連星系が進化していくということね､､､

　この角運動量損失には主に2つの物理的プロセスが関わっています。

1. 磁気ブレーキ:
   伴星からのガスが白色矮星に降着する際、伴星の磁場が星の外層の回転にブレーキをかける役割を果たします。この磁気的な相互作用により、角運動量が系外へ持ち出され、連星間の距離が縮まります。

　・伴星の磁場が星の外層の回転にブレーキを掛ける

　　この磁気的な相互作用により角運動量が系外へ持ち出され連星間距離が縮まる

　　前段は不明ながら、

　　角運動量が減る⇒遠心力が減る⇒連星間距離は縮まるということはわかります。

　2.重力波放射:
　連星系のような非軸対称な質量運動は、一般相対性理論に従って重力波を放射します。この重力波が系のエネルギーと角運動量を運び去ることで、軌道が収縮します。 

　やっぱり重力波が出るんですか,,,

　重力波天文学の項で、連星系のブラックホールや中性子星の合体の際に重力波が出るということは学びます。

　これはブラックホール連星の場合ですが、合体に至るまでの間、連続して重力波を出していて、系として重力波を放出する＝エネルギーを失う＝遠心力を失い互いの重力で引き寄せられる⇒合体

　激変星の場合、ブラックホールのほどの巨大な重力場はありませんが、大小はあれ上記のような状況であれば、連星としての回転が結果としてエネルギーを放出していることに繋がるのだ,,,と理解しようと思えば理解できる。

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 　ちなみに新星とか矮新星などは激変星に含まれますが、超新星は？と思うわけです

　wikiだと、2つの案が示されていて、第1案はGCVS（変光星総合カタログ）という変光星業界の親分的資料だと超新星は激変星に分類されているとのこと。

　そして、「一方で、、、とする場合もある」と、超新星を激変星に入れない分類をしめしています。なお、検定テキストでは、後者で超新星は激変星に含まれません。

　AIに聞くと、

　、、、GCVS（変光星総合カタログ）はソ連邦科学アカデミーの資料で、まだ電子版では改定されているようですが、wikiは頭が古い人が激変星を執筆されているようです

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　とまあ、上述のようなことを考えると頭が疲れる。

　全天で一番小さい、狭い星座はみなみじゅうじ座。

　画面中央はみなみじゅうじ座。

　赤枠は135㎜+ASI2600MCの画角

　カメラ保持金具のところで画角は回転できるので、すっぽりと星座全体が納められます。

　十字といっしょに入れ込みたいのは

　・NGC4755（C94）κ星団（宝石箱星団）

　・コールサック（C99）

　ただしコールサックはケンタウルス座と「はえ」座に跨がるようで、この全景をいれようとすると十字が入るかどうかおぼつきません。

　135㎜はSamyangF2.0。

　現時点でみなみじゅうじ座の南中は午前6時なので、午前5時ぐらいまでなら反転なしに赤道儀が使えそう

　イータカリーナ星雲

　撮影時間的にはこちらの方が先になります

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　さて、テキストに戻ります。

激変星 矮新星

　激変星に分類される矮新星については「ようわからん」の一言

　矮新星についてテキストでは、

　・新星より小規模な増光を繰り返す激変星

　・降着円盤の水素ガスが中性状態と電離状態を行き来する熱的不安定性により

　　質量降着率が急変し、突発的な重力エネルギーの解放により増光する

　とあるだけで、何が何で増光するのかよくわかりません。

　ただし検定試験的には、新星と同様に激変星に分類され、上掲の太字部分を覚えていれば何とかなるので、これ以上の探索は試験勉強的には不要に近いのですが、「ヌルヌルで不安定」だとさすがに心もとない,,,

　天文学事典では、

　・爆発機構は新星とは異なり、降着円盤の状態変化による。

　・降着円盤は、

　　①低温で水素があまり電離しておらず粘性が弱くて質量降着率が小さい状態

　　（静穏期）と、

　　②高温で水素が電離しており高粘性で質量降着が大きい状態

　　（アウトバースト期）という2つの安定状態がある

　・降着円盤の密度が臨界値を超えたときにこの2つの状態間を急激に遷移する

　とあり、降着円盤の粘性が具体的に書かれています。

　一方wikiの矮新星では、

　　降着円盤の不安定性により、円盤中のガスの粘度が変化する臨界温度に達し、

　白色矮星上に崩壊して大量の重力位置エネルギーを放出することで明るくなる

　とあり、

     ・白色矮星上に降着円盤のガスが崩壊する

　・重力位置エネルギーの放出で明るくなる

　また別途、wikiの激変星の項には、

　新星爆発が白色矮星の表面で起こっているのに対し、矮新星の増光は降着円盤内の水素の電離によって起こる降着円盤の発光によるものであり、新星とはその増光のメカニズムが全く異なっている,,,とあり、これを読む限り、中性水素⇔電離水素で降着円板そのものが発光するとあり、Hα等が生じるということなのでしょうか？　

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　一方で、天文学事典の降着円盤の項を見ると、

　恒星やブラックホールなどの天体に周囲からガスが落ち込む場合、

　・角運動量をもっているガスは主星にはまっすぐに落ちない

　・主星の周りにリングを形成しこれが広がって円盤になる

　ケプラー回転をしていると仮定すると、

　速度、角速度とも、中心に近づくほど大きく、角運動量は逆に外側ほど大きい。

　・内側ほど速く回っている回転円盤において粘性が働くと、

　　内側のリングが外側のリングに対し回転方向にトルクを及ぼす。

　　角運動量を失ったガスは遠心力が減少するため、内側へと降着する。

　　ここで前掲記載を振り返ると、

　　①低温で水素があまり電離しておらず粘性が弱くて質量降着率が小さい状態、

　　トルクが発生しないので、ガスが角運動量を失うことなく内側への降着はない

　　②高温で水素が電離しており高粘性で質量降着が大きい状態では、

　　トルクが生じて内側降着円盤のガスは角運動量を失い、さらに内側に移動する

　　wikiの記載によれば、ガスの一部が白色矮星上に崩壊して、

　　大量の重力位置エネルギーを放出することで明るくなる

　　で、ここまで整理しても、どうして粘性変化があるのかがどこにも書いていない,,,

　少なくとも私はまだ探せません。

　ただし、改めてこの図を見ると、「自明」なのかな？とも。

{出典不明｝

　白色矮星の降着円盤にはロッシュローブ経由で水素外層部が供給されます

　この降着したガス（多分高温）により降着円盤の水素が電離され粘性が増える

　これにより遠心力が失われガスは内側に落下し、重力位置エネルギーが熱・光に転換する,,,と、当面は考えることにします。　

矮新星はくちょう座SSの増光を楽しもう

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　昨晩の星見は第一部：トールの兜、第二部ケンタウル座の銀河

　トールの兜を撮るためにビシッと赤道儀を合わせ、3分20枚で撮影したのですが、途中で画像を確認すると画角半分が真っ白,,,満月が斜光で入ってきています。

　その後、反転して南中前のケンタウルス座方面へ。

　あとで確認すると三脚がガタガタしていたからかな､､､と思いますが、星像が流れていて、最初3分露出で頑張ろうと手を尽くしましたが、出来ず。

　結局、10秒なら流れないだろうと安易な発想になり、下記2天体を撮影。

　ケンタウルス座A　Aは電波銀河であるという印

　HAC125DX+IR640ProⅡ+662MM、目標30分（次も同様）

　左右切り落としのみトリミング

NGC4945　セイファート銀河

     前回、カラーで撮影したと思いますが、カラーで写せるものはカラーの方がイイかも,,,モノクロの方が明るいし、光害成分はカットできるのですが、微細なところがカラーの表現力に負けますね。

Nikon CP950 一枚撮り

DWARF3　自動設定

ごめん、星は結局死なないわ / みなみじゅうじ座

　一昨晩の星見遠征で何度も繰り返し繰り返し視聴した「ごめん、星は結局死なないわ,,,天才の発見」

　この動画を聴いていると、白色矮星がどういうものかについて詳しく説明されていますが、「星は結局死なない」というところがサラッと流れていて、何度聞いてもよくわからない,,,まあ寝ぼけているということもあるのですけども。

　京都大学の天文学のオリビア・マクニールさん（特定助教）の論文をもとにした動画のようです。

　自宅に戻って検索すると京大のプレスリリースが10月15日に出ています。

　趣旨としては「星が死んだ形態である『白色矮星』は実は活動しているものもある」というもののよう。

　ただAstroartsとかSoraeのような日本語ニュースサイトには関連記事が出ておらず、中身で判断したのか、英語でのプレスリリースなので見逃したのか,,,

　　プレスリリースによると

① 観測事実

　最近、1時間に1回よりも速く公転する短周期連星が存在が明らかになっている

　これらの恒星の表面温度は1万～3万kで予想の2倍、膨張もしている

　Soraeで検索すると、短周期で公転する白色矮星の事例が紹介されていました

② マクニールさんの研究

　潮汐理論で周回する白色矮星の温度上昇を予測

　潮汐力が白色矮星の進化に強い影響を与える可能性が明らかになった

　潮汐力が白色矮星の内部加熱に影響を与え、

　　膨張させ、少なくとも表面温度を1万kまで上昇させた

　白色矮星には質量移動が発生するが、従来想定直径２倍の大きさになっていた

　これまで予測されたよりも3倍長い軌道周期で相互作用を起こす可能性がある

③ 研究の意義、今後

　潮汐加熱により白色矮星の温度が上昇する

　白色矮星の軌道周期が短くなることが明らかになった

　短い軌道周期を持つ連星系内の白色矮星は、Ia型超新星や激変星などになる

　In the future, the team plans to apply their framework to binary systems with carbon-oxygen white dwarfs and potentially learn about type Ia explosion progenitors, paying particular attention to whether or not realistic temperatures favor the so-called double degenerate, or merger scenario.

　連星の二重縮退、あるいは合体シナリオ（前回投稿のDD説）に利するかどうかを検討したい,,,とのこと。

　まだまだ論争は続いているようです。

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　今までの常識というか、少なくとも私の認識としては、

　・白色矮星は縮退でガチガチになっている

　・高温で質量があり密度が高いが星としては不変、死んだ星である

　・ただし高密度星であるが故、連星の相方からの質量移動を受けて降着円盤形成

　　⇒チャンドラセカール限界を越えればIa型超新星

　　⇒降着円盤が不安定になれば新星や矮新星などの激変星

　,,,というものでした

　今回の研究で、白色矮星が潮汐加熱で膨張し高温になって、超新星爆発なり激変星が加速促進される可能性があるということが新鮮でした。

　ちなみに気になったのは、連星系の主星と伴星の呼びならわし。

　一般に連星系では明るい星を主星、暗い方を伴星としています

　ただし連星系でも一方がコンパクト星（白色矮星、パルサー星、ブラックホール）で近接連星の場合、見かけは暗くても、あるいは見えなくても、質量の大きなコンパクト星に見かけ的に明るく大きな星が振り回され、あまつさえ質量移動で外層部をはぎ取られる現象がみられるため、コンパクト星の方を主星、見かけ上明るく大きな方を伴星と呼ぶようです。

　結構取り違えている人いますね。

　もちろん私の知識が間違えているかもしれませんが。

　ちなみにシリウスAとB、Bは白色矮星ですが、互いに質量をやり取りするような近接連星ではないので、明るいシリウスの方が主星になります。

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　午前中の買い物、「火金市場」から見た青空

　今晩は自宅ベランダからの南天を見る予定

　現時点でHAC125DX+662MM（モノクロ）+IRパスフィルター

　ω星団、C105球状星団、ケンタウルス座A当たりの焦点距離250㎜で手ごろなもの

　あと、昨晩の心残りで「南十字」を撮れなかったこと

　デジカメの露出を誤り、星が写っていませんでした。

　南十字なら自宅からでも撮れるので、ちゃんと三脚に乗せて撮ればブレなく撮れるでしょう,,,最悪、南十字が撮れれば今晩はOK

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 午前2時20分起床

　 ポン置きでシリウス方向に向いたのに星一つしかないというASIAIR

　よく考えたらカメラを変えたんだ,,,iPadで星像を見ると視力判定のランドルト環

　ピント調整、赤道儀合わせが流れるように完了して、トールの兜撮影中

　トールの兜の次はケンタウルス方面の予定。

    かろうじてビルの頭をクリア

　南中は5時50分、今4時45分。

　まだ約1時間あるので、最終的にはビルはゆうゆう乗り越える

　全景+コールサックをいれようとするとDWARF3だと画角不足

　ポラリエ+135㎜+ASI2600か,,,

　それと自宅からだとビルが入りそうなので小遠征,,,

　いずれにしても南中を跨ぐタイミングでの撮影はまだ2カ月くらい先かな

　まあ無理くり南中マタギを考えなければAM5を使うか,,,、など妄想中