本研究の主な成果は次の通りである。まず白色矮星の質量が小さい場合には新星風が起こらないか, 遅れて起こる機構を解明した。次に新星の色色図上の進化の一般法則を発見し, この性質を利用して星間吸収や距離を決められることを多数の新星について示した。また新星の光度曲線は, 遅い新星では自由自由遷移放射に加えて光球面からの輻射も寄与することを解明した。新星風の加速は鉄の組成量に依るため, 古い種族の新星では加速が弱く, その結果, 球状星団に出現した新星は白色矮星の質量が大きいものに限られることを示した。またIa 型超新星との関連では, 爆発直前の連星系の進化を計算し, 非常に重い白色矮星の質量分布等を求めた。
We found that, for less massive white dwarfs (WDs), the opticaly thick wind does not occur throughout the outburst or if it does it begins after a delay time for a transition. We also found the general evolution course in the color-color diagram (nova-giant sequence) that is common for various types of nova. This property is useful to estimate the interstellar extinction and distance. In the light curve analysis of slow novae, the contribution of photospheric emission cannot be neglected, whereas in the fast novae the free-free emission dominates. Novae in globular clusters may contain only massive WDs because of weak acceleration of the winds. We also calculated binary evolution including super-Chandrasekhar WD mass.
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