M 31 で初めての赤外新星探査を報告する。10 個の新星の Spitzer 観測を行った。 IRS 観測８個、IRAC 八個の観測の内６個は共通していた。観測は爆発後 3 - 7 か月 後に行われた。二つの新星でダスト形成の証拠が見つかった。もう一つで[NeII] 12.8 μm 輝線が検出された。
図１．IRAC による M31 新星の近赤外SED。M21N2006-10a と多分 2007-07f に 赤外超過が見られる。
図３．2007-11e の IRS スペクトルには [Ne II] 12.8 μm 輝線が見える。 ネオン新星の特徴である。
図５．M31 N 2006-10a の B, V 変光曲線。tB = 74 d, tV = 83 d
図７．M31N 2006-09c, 2006-10a. 2006-10b の HET スペクトル。2006-10b の 太いバルマー線、He, N ラインに注意せよ。
図９．M31N 2007-11d と 2007-11e の HET スペクトル。 Fe II システムを示す。
図１１．観測されたダスト凝結時間 tcond 対 スピードクラス t2 の関係。
地上観測と合わせ、新星のスピードクラスと分光タイプを決めた。 ダスト形成タイムスケールは新星のスピードクラスと相関していることが判った。 速い新星ほどダスト形成が早期に起こる。今回の観測で多くの新星にダストの証拠が 見出せなかった原因は爆発から Spitzer 観測までの時間が長過ぎたためである。 実際、ダスト形成が見つかった新星は slowest の新星であった。
図２．IRAC, IRS 双方での検出があった M31 N-2006-09c(上) と 2006-10a(下)。 2006-10a での赤外超過のピークが 5 μm 付近にある。
図４．R バンド変光曲線。×印は検出限界。ディケイタイム t2 は 17 d (2006-09c), 112 d (2006-10a), 21 d (2006-10b), 14 d (2007-08d).
図６．M31 N 2006-10b の B, V 変光曲線。tB = 20 d, V は極大をミスった。
図８．M31N 2006-11a, 2007-08d, 2007-10a の HET スペクトル。latter nova は Fe II と He/N ラインが特徴である。
図１０．10 個の新星の位置。 赤丸 = Fe II 新星, 青四角＝ 2006-10b He/N 新星に 進化しているハイブリッド新星。三角＝不確定タイプ 2007-08a, 2007-10a
図１２．赤外極大時間 tmax 対 スピードクラス t2 の関係。