1. Introduction

3. Results & Discussion - Optical Polarimetries

1-1. ガンマ線連星とは?

3-1. 2005-2008年の可視偏光分光観測結果(Nagae+ 06, 09)

TeVガンマ線放射が見つかったX線連星

典型的Be型星の固有偏光の波長依存性⇒Be diskによる散乱

※ガンマ線連星※X線連星におけるTeV放射の位置づけ

int

PSR B1259-63 (Aharonian et al. 2005), LS 5039 (Aharonian et al. 2006)
LS I +61 303 (Albert et al. 2006), HESS J0623+057(Hinton et al. 2009; 候補)
時間変動

X線連星又はガンマ線連星の想像図

時間変動

・通常のX線連星のX線放射メカニズム

重力エネルギーの解放が放射メカニズムではない!!

解放される重力エネルギー ＝ 10%静止質量 → 陽子(=１GeV) ⇒ 100MeVオーダー ※PSR B1259‐69のTeV放射の描像

星間偏光差引き(Nagae etal. 2006)※LS 5039とLS I +61 303の描像

3年間でBe diskのPA~115°(∵θint~25°)は変化がないint

X線：降着円盤とNS⇒降着物質の重力エネルギーの解放

・良くわかっていない
原因1：コンパクト星の正体がパルサーなのか降着型のNS(BH)かがはっきりしない⇒パルサーウインド vs マイクロクエーサージェット
原因2：広帯域（電波からTeVガンマ線）の同時多波長観測
データがほとんどない⇒SEDをスムーズに繋ぐことが困難

TeV放射強・最近のLS 5039のX線とTeVガンマ線による同時観測(Aharonian et al. 2005)

図3：岡山188cmとHBSによって観測された偏光度と偏光方位角(赤と黄緑)。青い点は、かなた望遠鏡とTRISPECによる観測。

図4：固有偏光度と固有偏光方位角。偏光度には時間変動があるが、偏光方位角には時間変動はほとんどない。

Pobsが小さいほど固有偏光(Pint)が大きい ⇔ 星間偏光 > Pint かつ 星間偏光方位角とθintは約90度違う

3-2. 2005-2009年のV-bandの偏光特性の時間変動

X-TeVが軌道周期に綺麗に相関

図２．LS I +61 303と構成要素が類似しているPSR
1259-69は、コンパクト星（パルサー）がBe diskを通過する際に、TeV 放射大きくなる。
⇒パルサー風とBe diskが相互作用

LS 5039は降着が起こってないかもしれない(Kishishita+ 09, Takahashi+ 09))連星のジオメトリがTeV放射を解く鍵!?
図2．X線とTeVガンマ線ライトカーブ

1-2. 本研究の目的

図7：Be星の質量放出に相関したHα輝線のEW。
黒：Zamanov+ 99, Paredes+ 94。その他： 今回の結果。水色(2009年の観測）は偏光撮像のため除外。

可視偏光観測： LS I +61 303における連星系内のジオメトリを探る。一部は同時多波長時観測X線観測： 同観測天体のX線（sub keV〜数10keV)におけるスペクトルや時間変動を精査する。

図5：V-bandの偏光の変動の様子①。赤：05
年1月、黄緑：05年10-11月、青：０６年8月、
桃：08年4月、水色：09年1-２月

2. Observation

図6：V-bandの偏光の変動の様子②。
横軸: Be星の質量放出周期(4.4 yr; Gregory2002)

05年以降のEWは4.4 yr相関ないようだが。。。EW大⇒Pint大（Pobsは小）の傾向有! 数年周期の変動は確かに存在!!

偏光特性の時間変動あり! ⇒ 軌道周期には依存せず Be星の質量放出に依存!!

1.岡山188cmとHBSによる偏光分光観測

2.かなた望遠鏡とTRISPECによる偏光(分光)観測

観測時期：2005年1月、2005年10月11月、2006年8月

観測時期：2008年4月、2009年1月,2月

3-3. 推察される連星ジオメトリ
120°＊Performance of TRISPEC @ optical

Massi et al. (2004)

2. 器械偏光 @Opt < 0.1% 3. 器械消偏光< 1%

2. 器械偏光 < 0.1% 3. 器械消偏光 ~2%

図8．可視偏光観測から予想されるジオメトリ。
固有偏光方位角~25°なので散乱面は

図9．2004年以前の電波観測。中心から伸びている構造はジェットだと考えられていた(マイクロクエーサー)

3.「すざく」衛星によるX線観測
観測日：2009年1月23日（34 ｋｓ）、26日（55 ｋｓ）、2月10日（62 ｋｓ）
XIS(CCD) 検出器

エネルギー帯 0.3 - 10 keV

HXD-PIN

HXD-GSO

15 - 70 keV 50 - 600 keV

エネルギー分解能

130 ev@ 6 keV〜3keV
50 eV@ 0.5 keV

7.6 keV/EMeV0.5

備考

撮像可

撮像不可、有意な検出なし

撮像不可

2009年1月、2月のかなた望遠鏡による観測と「すざく」衛星による観測
はLS I +61 303の電波からTeVガンマ線による同時多波長観測キャンペーンである。

※仮定①：ジェットと降着円盤は垂直。降着円盤は軌道面仮定②：パルサーウインドとBe diskと軌道面は同平面。

Nagae+ 2009

これらから想像されるジオメトリ

図11．左：LS I +61 303がマイクロクエーサーの場合のジオメトリ。
近星点付近でコンパクト星はBe diskを突っ切る。右:パルサーだった場合のジオメトリ。両ジオメトリとも近日点付近でBe disk近傍をNSが通過

4. Results & Discussion - X-ray Observation
4-1. ライトカーブおよび時間平均スペクトル(Wabs*PL)
09/1/23(軌道位相~0.58)

09/1/26(軌道位相~0.7)

4-2. 過去の観測との比較

09/2/10（軌道位相0.28)「すざく」
以前のような傾向はない

2-10keVHR

図14．1/26のXISのライトカーブ。フレアー
するもハードになってない

Reduced χ2=0.78

Reduced χ2=1.33

観測日
NH(1022 個/cm2)
Photon index
Flux @2-10keV

Reduced χ2=1.09

図15．1/26の時間平均スペクトル。

1/23
0.63±0.04
1.94±0.05~11x10-12

1/26 遠星点付近
0.66±0.03
1.86±0.03~10x10-12「すざく」以前(黒)遠星点で明るい「すざく」以前
遠星点ほどハード

軌道位相

軌道位相

図18．LS I +61 303のFluxと軌道位相

図19．LS I +61 303のPLの冪と軌道位相

Be disk通過直前、(τ~±20)明るさpeak

図17．2/10の時間平均スペクトル。

2/10 近星点付近
0.79±0.02
1.69±0.02~12x10-12「ずざく」
以前のような傾向はない「ずざく」以前
明るいとハード

Be disk通過中、PLの冪変化（ハード)

4-4 「すざく」観測まとめ

未だLS I +61 303にはX線にbreakがあった報告はない~9 keVにbreakあり

吸収量に相当するNHはほぼ一定

図21．近日点付近のPSR 1259-69のパラメータ

どの傾向も今回の「すざく」の結果は類似しない

Flux(2-10keV)
図20．LS I +61 303のPLの冪とFluxの関係

4-3 類似天体PSR B1259-69
近日点の冪やFluxはLS I +61 303と類似せず

PIN検出器BGD
モデル不定性検出器
熱ノイズ

図13．1/23の時間平均スペクトル。

図16．近星点なのにフレアー無。HR一定「すざく」（赤）以前のような傾向はない

Photon index

Flux(2-10keV)10-12

0.3-2keV

図12．1/23のXISのライトカーブ。
フレアーと同期してハードになる

図10．2006年の電波観測。電波構造体がBe星に棚引くような形になっている(Dhawan+ 06)。パルサーウインド説。

・電波構造PA~120°Be diskのPA~115°両者ほぼ平行

Photon index＊Performance of HBS

図22．τ~10-20days（disk通過中）のス
ペクトル①：fluxは軌道位相変化していなさそう。
②：冪とflux関係（明るいとハード）はなさそう
だが、近日点で最もハードで最も明るい③：他の2つのガンマ線連星（図2、図21, 図22）と類似点が少ない（明るさの時間変動が一定ではない、NHが近日点で大きくなる etc）。

更なる詳細は、2009年天文学会秋季年会ポスターを参照!!