なゆた望遠鏡MALLSによる
γCas型天体HD45314の分光観測

森⿐久美⼦ (名古屋⼤学)

Collaborators: 辻本匡弘 (JAXA/ISAS)、本⽥敏志(兵庫県⽴⼤学)、森⾕友由希 (Kavli IPMU)

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

1/11Be星• 可視光域で1度でも⽔素のバルマー輝線を放射したB型星• バルマー輝線︓Be型星から放出されたガスが広がり形成された星周円盤由来• 速い(数百km/s)⾃転速度• ⾼速⾃転するBe星の光球からの広がった吸収線の上に輝線⇨シングルピーク or ダブルピーク
HαHβHγ(Horaguchi et al., 1994)

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

γCas型天体••2/11
γCas型天体の性質
ObjectSp. type

LX (1032erg/s)kBT (keV)

B0.5 Ive

4-1111.5/0.2

B0.5 IIIe

3-7>30/4.5

B0.5 Ve

4-7

13/1.7

B0.5 III-Ve

4-12

8.0/0.8

SAO49725

B0.5 III-Ve

3-12

12.8/0.9

SS 397

B0.5 Ve

2-4

12HD45314

O9e

1.3

11.3/0.8

NGC6649LW9

B1-1.5 IIIe

510πAqr

B1III-IVe

4-11~11可視光︓典型的なBe型星
γCas
X線︓カシオペア座γ星 (γCas)か HD110432
ら初めてX線放射を発⾒(Mason HD119682
HD161103
et al., 1976)• X線での性質•

⾼温 (〜108 K) の光学的に薄い熱的プラズマ放射• 3本 (6.4, 6.7, 7.0 keV) の鉄輝線
• 典型的なBe型星より1-2桁⼤きいX線光度 (Lx = 1032-33 erg/s)• 通常の早期Be型星︓星⾵内部のショックでX線光度1030erg/s、温度が106〜107 K (0.5 -1.0 keV)と⼤きく異なる

可視光では典型的なBe星だがX 線では特異な性質を持つ

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

3/11

X線放射機構(1) 磁場を持つ単独Be星モデル (e.g., Smith et al., 2006) X線• 磁場を持つBe星の表⾯での磁場活動⇨⾼温プラズマ• ⾼温プラズマからのX線がBe星表⾯で反射⇨6.4 keV鉄輝線、コンプトン散乱成分

6.4 keV

コンプトン散乱

フレア

星周円盤

可視分光で分かる星周円盤構造に基づいた議論(2) Be星と⽩⾊矮星の連星系モデル (e.g., Murakami et al., 1986)• Be星からの降着物質が加熱⇨⾼温プラズマ放射• プラズマが⽩⾊矮星表⾯で反射⇨6.4 keV鉄輝線、コンプトン散乱成分

乱散ン
熱的放射
トロップ
ロッシュローブ X線ン
コ 6.4 keV

白色矮星
magnetic CV の場合

これまで多温度プラズマ放射モデルでの X 線スペクトルフィッ
ティングのみによる現象論的な議論

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

4/11(2) Be星と⽩⾊矮星の連星系モデル• 新たな⽩⾊矮星連星系放射モデル (Hayashi et al., 2018)• ⽩⾊矮星への降着プラズマ流から放射された熱的プラズマ＋⽩⾊矮星表⾯で再放射される成分の⽩⾊矮星の降着柱物理を考慮• これまでより少ないパラメーターでのスペクトルフィッテイングから連星パラメーターと伴星質量導出を可能にした (Tsujimoto etal., 2018)

γCasのX線放射源は⽩⾊矮星とBe型星の連星系である可能性
MWD by X-ray: 0.72 (+0.04, -0.06) !☉MWD by optical: 0.8±0.4 !☉ (Smith et al., 2012)(Tsujimoto et al., 2018)

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ5/11• 物理現象に基づいた新しいX線放射モデルと可視分光による伴星質量の導出⇨ γCas 型天体の放射起源
γCas 型天体のうちOAO/HIDES(a) γCas以外で唯⼀軌道周期が既知のpi Aqr (Porb=84day)(b) 最も X 線でハードで磁場の強い⽩⾊矮星とBe型星の連南半球でのみ観測可能星系である可能性が⾼いHD110432(c) ⾼温で軌道周期数ヶ⽉と予測されており (Boyajian et al.,2007)、過去に連星系であることが⽰唆されている (Mason etal., 1998) HD45314
本発表の観測の 3 天体の視線速度精密測定からその起源を探る
しかし、γCasとpi Aqr以外のγCas型天体の軌道周期は不明① 可視分光観測で軌道周期を求め、② 周期に基づき観測⽴案を⾏い、視線速度精密測定を⾏う1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

6/11

観測天体︓HD45314
•
••
•
•

(RA, DeC) = (06:27:15.78, +14:53:21.2)
V=6.64 mag
Sp. Type : O9e - O9.7e
Lx = 1.0×1032 erg/s (0.2- 12 keV)
温度︓~ 21 keV

DSS image

Hα輝線の裾野を⽤いた視線速度測定 (2ヶ⽉の可視分光観測,Boyajian et al., 2007)• Hα輝線のピークは、Be型星の星周円盤の密度差により変動するので適さない• RV – 24 km/s (-32 km/s - -21km/s)⇨軌道周期を数ヶ⽉と予測• Hα輝線のプロファイルの変化より、軌道運動ではなく円盤内のガス分布の物理的変化によるものである可能性を⽰唆

光球由来の吸収線やBalmerの⾼階線を使⽤

Hα(Boyajian et al., 2007)(Boyajian et al., 2007)

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

7/11

観測諸元

• なゆた望遠鏡/MALLS• Grating: 1800本• Slit width: 0.5”
• 中⼼波⻑︓4650 Å• 観測波⻑域︓4310 – 4810 Å• R ~ 9500 (@4500Å)• 露出時間︓各観測⽇30 min (600s ×5)• 観測期間︓2019.09.29 – 2020.03.13まで約2週間に1度の頻度で分光モニター観測20190929

20191218

20190930

20200103

20191014

2020011220191027

202002022019110920200303

2019120320200313※ただし、190929の中⼼波⻑︓4600Å、190930の中⼼波⻑︓4615Å

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ得られたスペクトルHeI4388

HeI4471

CIIHeII4647 4686

HeI
4388

Hβ4861

190929190930191014191027
Relative Intensity

191109191203191218200103
200112
200202
200219200303
2003134400

4500

S/N ~ 100

4600
4700
Wavelength (Å)

4800

8/114900

HeI
4471

HeII
4686

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

9/11

視線速度の測定

Hα輝線• Be星の星周円盤のガス分布の影響を受ける• 裾野を使う場合も変動するHα輝線のV/R⽐からのコンタミがある可能性
He I 4388Å
HeII 4686Å
C II 4647Å
He I 4471Å
Cross-correlation methodを⽤いて視線速度を測定(IRAF/fxcor)• ピクセルスケールで動かした2つのスペクトルのcrosscorrelationを計算し、動かしたピクセル値から視線速度に換算• テンプレートスペクトル︓191014のスペクトルを使⽤

光球由来の吸収線を⽤いる•

1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ

10/110RV (km/s)−10−20−30−40−50−60050100150HJD−2458757.29522• Be星の星周円盤の密度差の影響を受けない吸収線を⽤いて、視線速度変動を捉えた• 今後、周期解析を⾏う• 誤差がやや⼤きい⇨より⾼い波⻑分解能での観測や1回あたりの露出時間をより⻑くするなど、周期が出てきたら再度柔軟に観測を⾏いたい1. 研究背景 2. 観測 3. 結果 4. まとめ11/11まとめ•

γCas型天体は、可視光では通常のBe型星の特徴を持つがX線では⾼温プラズマ放射を⾏い、その放射機構は謎である。放射起源として、磁場を持つ単独Be星説とBe型星と⽩⾊矮星との連星系説の2説がある•

近年、⽩⾊矮星の降着柱物理を考慮したX線スペクトルモデルにより、硬X線域まで少ないパラメーターで⽩⾊矮星質量を求めることが可能となり、X線から求まる伴星質量と可視光から求まる伴星質量の⽐較から、γCas型天体の放射を探ることが可能となった•

しかし、γCas型天体の多くは軌道周期が不明のため、γCas型天体
HD45314の分光モニター観測をなゆた望遠鏡MALLSで約半年にわたり⾏なった•

得られたスペクトルから、 He I (4388Å), HeII (4686Å), CII(4647Å),He I (4471Å) の吸収線featureを⽤いて視線速度を測定し、変動を捉えた。今後周期解析を⾏う