矮新星V3101 Cygのアウトバースト終了後の連続分光観測磯貝 桂介
京都大学 附属天文台 岡山天文台 研究員
東京大学 大学院総合文化研究科 特任研究員

加藤太一、野上大作、反保雄介、小路口直冬（京都大学）、成田憲保、福井暁彦（東京大学）他MuSCAT1/2 team、VSNET/VSOLJ collaborations

激変星
伴星

•主星に白色矮星を持つ近接連星系

白色矮星•伴星からガスが流れ込み降着円盤を形成

降着円盤

矮新星
•激変星のsubclass•軌道周期1-9時間ほど•outburstと呼ばれる、数等級の突発的な増光現象を起こし、数日かけて減光する•recurrence timeは数週間から数十年

等級

時間(day)再増光Relative MagMag• WZ Sge型矮新星やX線連星はsuperoutburst後に再増光を示す。しかし機構は未解明。

time

矮新星 WZ Sge (Godon+ 2004, data from VSNET)

X線連星 ASASSN-18ey(Niijima+ in prep., data from VSNET)再増光の仕組み•

基本的にはoutburstと同じで円盤が光っているが、何故outburst直後にまた明るくなるのかが謎。

• 次の2つの説がある– 伴星からの質量輸送率が増加(Hameury et al. 2000)– 粘性の増加によるアウトバースト(Osaki, Meyer, Meyer-Hofmeister 2001)• 前者のEnhanced Mass Transfer説は疑問が多い– 質量輸送率が増加している様子は観測されていない– 伴星が照射を受けることで起きると説明されるが、照射を受けたところで質量輸送率は増加しない• 理由１） L1点は円盤の影に隠れている• 理由２）少し離れた場所は加熱されるが、コリオリ力が邪魔でL1点までは容易にたどり着けない(Osaki & Meyer, 2003, 2004)

ただし、描像が簡単だからか信じている人は多い

http://users.uoa.gr/~kgaze/粘性増加 + Mass Reservoir Model
Neustroev et al. 2017•

アウトバースト後の円盤は粘性が一時的に増加していてアウトバーストしやすい状態になっているかもしれない。

青•

ただし、繰り返し同規模の再増光を起こすには質量を注入する必要がある(Meyer & Meyer-Hofmeister 2015)•

観測から、superoutburst終了後に赤い状態が続く様子が確認されている(e.g. Matsui et al. 2008)•

円盤外縁部に低温のmassが残っているのでは。

•外側に残った質量が角運動量を失って降り注げば再増光を起こせるかも。
(Kato 1998, Hellier 2001, Osaki, 2001)

アウトバースト中終了後

赤Inner hot region(rebrightening)
low temperature Mass Reservoir

分光観測による再増光の研究• アウトバースト後、何度も再増光を繰り返す天体V3101 Cygの連続分光観測を継続して行った。
• 京都大学の岡山天文台が持つ3.8mせいめい望遠鏡が稼働し、分光観測による再増光の研究が可能に

Tampo et al. 2020

せいめいでDoppler Tomography(Marsh & Horne 1988)••

Tomography = 断層撮影法。
CTスキャンのように、連星系をいろんな方向から分光観測し、輝線プロファイル変化から速度空間上での輝度構造を推定する。
Uemura et al. 2015で下から円盤を見たとき、開発されたコードを使用「等視線速度線」は上図のようになる。

Doppler Tomographyの例：(a) 人工データを模擬観測

再構成結果(b) 再構成結果

軌道フェーズ

人工データ

円盤由来の輝線はdouble peakの形で観測される(Hellier 2001)（Uemura et al. 2015のコードを使用）

視線速度(km/s)(a) と(b)の残差

Doppler tomographyで何が見えるか• WZ Sgeの静穏時の観測では円盤とhot spotが観測された伴星降着流の位置に対応するKepler速度

主星
円盤L1点からの降着流視線速度空間上のマップなので注意！
外側が円盤内縁部

WZ Sgeの静穏時のスペクトル (Spruit and Rutten 1998)• 再増光がEMTで発生するなら、照射を受けた伴星とhot spotが目立つはず• Mass Reservoirがあるなら低速度成分が豊富な円盤V3101 CygのDoppler map• 残念ながらこの天体はinclination、軌道運動の位相、主星質量が不明のため、それらしい値を使って推定するしかない。
明るい点 = 伴星と仮定した場合明るい点 = hot spotと仮定した場合

質量比 = 0.88(既知)主星質量 = 0.785Msol
inclination = 40°

質量比 = 0.88(既知)主星質量 = 0.05Msol
inclination = 30°

V3101 CygのDoppler maps
• 間に何度か再増光を起こしても得られるDoppler mapはほぼ一定

2019年10月6日

2019年12月28日

2020年4月29日• 少なくともsuperhumpなどのprecessionする成分ではない2019年10月12, 13日の観測結果
phase averaged profile

同時多色測光•••••岡山188cmに搭載された3色同時撮像装置MuSCATと姉妹機MuSCAT2（テネリフェ, 152cm)で準同時測光観測を行った。
軌道周期に一致する周期変動が見られた
明るいときに色は青くなっており、光度変動の起源は高温成分
光度変動のダブルピークとDoppler Mapの2つのspotが同じ位相を持つことを確認
照射によって加熱された伴星は数千K程度なのでDoppler mapのspotは伴星ではなくhot spot

青↑
│
↓
赤

Phase
g-i

Phase
温度(blackbody fitしただけ)

Phase
位相のzero pointを光度変動と合わせたDoppler Map

輝線の起源•明るい方のspotがhot spotだと仮定すると左図のようになる

今回の結果

••
•

複数のhot spotが出現する場合の位置(Roelofs et al. 2005)(HT Cas; Neustroev et al. 2016)

hot spotの逆側にもspotがある構造は他の天体でも見られるが起源は不明
潮汐力によってアーム構造が出現し、円盤が一部厚くなっていてirradiationによって生成された温度逆転層から放射？(Neustroev et al. 2016)
降着流がhot spotではすべて止まらずに溢れ、ふたたび円盤とぶつかることでsecond hot spotが出現する？(Roelofs et al. 2005)⇒ 今回は、予測される2nd, 3rd spotの位置が輝いている⇒ 質量輸送率が増加し、複数のhot spotが出来ているかもしれない？

結論
Tampo et al. 2020
再増光を説明する2つのモデルを検証
モデル1. EMTで再増光が発生するなら、照射を受けた伴星やhot spotが目立つ⇒次第に目立たなくなり再増光を起こさなくなるモデル2. Mass Reservoirがあるなら低視線速度成分が豊富⇒次第に円盤が縮む（低速度成分が見えなくなっていく）
V3101 Cygでは長期に渡る観測でも大きな時間変化がなく、上記の検証を行うことが出来なかった。
ただ、普通の天体はアウトバースト後赤くなるのに対し、この天体は青くなっている（g-iで0.23 -> -0.44 in r3—r4) 。
更に複数のhot spotと思われるものが目立つことから、赤い低温成分であるMass ReservoirモデルよりはEMT（質量輸送率増加）モデルがそれらしい。
ただし、この天体は再増光中にsuperoutburstを起こした初の天体で、1年半たっても静穏状態よりV=2.5等ほど明るく、時折スーパーアウトバーストを起こす。
通常の再増光とはあまりに違う現象で、再増光モデルの検証にならないかも。

まとめ• せいめいによる分光と、岡山188cm等による準同時撮像から再増光前後での円盤構造の研究を行った。
• Doppler map上に見られる複数のspotは光度変動と同期しており、1万K以上の高温成分だと分かった。
• Doppler map上で一番明るいspotがhot spotだと仮定すると、doppler mapで見られる他のspotが2nd, 3rd hot spotと場所が一致しており、更にアウトバースト前の静穏状態より色が青くなっていることから、質量輸送率が一時的に上昇していることを示唆する結果となった。
• 分光データの解析はまだpreliminaryなものなので視線速度変化から位相を調べるなどしていきたい。