2019 年度せいめいUM/第29回光赤外UM
京都大学 2019/08/08

なゆた望遠鏡MALLSを用いた大質量星連星の探査
須田 拓馬（放送大学 / 東大RESCEU）
森谷 友由希（東大Kavli IPMU）
茂山 俊和（東大RESCEU）
斎藤 貴之（神戸大）
科研費基盤C「連星系での超新星爆発の影響を受けた星の熱進化」
研究代表: TS、2016-2019年度

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なゆた望遠鏡MALLSを用いた大質量星連星の探査: 須田拓馬

銀河考古学

  ☉

Metal-deﬁcient stars= ancient stars

Dwarf galaxies

First Stars
No elements

Current Milky Way

heavier than lithium

Near Field Cosmology

MWSupernova Remants

Protostars
Molecular Clouds

GalacticMain Sequence

Supernovaestars

Stars
Red GiantsArchaeology
Planetary Nebulae
White Dwarfs

NGC2440 :from HST
Crab nebula :from Subaru

2 /16（炭素過剰）金属欠乏星の起源• Mixing and fallback (supernova) models

Supernova scenario
Umeda+Nomoto03• Mixing regionとfallback parameterを調整することで多くの金属•欠乏星の組成パターンを説明可能。(Tominaga+14)
faint supernovaから次世代の星を作ることができるかどうか議論されている。(Chiaki+16,17)• すべてのPop. IIIをfaint supernovaと仮定した場合の[C/Fe]とRotating star scenario[Fe/H]分布との比較が行われている。(Cooke+Madau14)• Fast rotating massive star models

Meynet+06• すべてのPop.IIIがFRMSだと仮定して化学進化モデルの計算。
(Chiappini+06)• Li組成や12C/13C比を説明するためにmixing parameterを調整。
(Choplin+17)• Binary mass transfer models• 金属欠乏AGB星に特有な物質混合(Fujimoto+90,00, Cassisi+96,

Binary scenario

Schlattl+02, TS+04,07,10, Campbell+08, Iwamoto+04,09, Lau+09,Lugaro+12)• 連星モデルから星のIMFを予言。(Komiya+07)• HE0107-5240では連星周期150年を予言。(TS+04)• CEMP(-no)星は連星に属していないという観測結果。
•(Starkenburg+14, Hansen+16)

実際に視線速度変動が検出され周期も理論と整合。(Arentsen+19)/16
3 TS+04
なゆた望遠鏡MALLSを用いた大質量星連星の探査: 須田拓馬

第4のシナリオ: 超新星連星シナリオ
第一世代の大質量星

第一世代の小質量星
伴星表面の剥離超新星イジェクタの降着
連星間距離が小さい必要あり。
赤色超巨星 (R >~ 5 au) では成
立しないが第一世代星はOK(cf. Marigo+01, Heger+10,Kinugawa+14).

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超新星イジェクタと伴星衝突のシミュレーション• 恒星進化モデル: 一次元球対称静水圧平衡 (Suda+10)• 超新星爆発モデル: SN1987A (Shigeyama+90)• SPHシミュレーション: ASURA (Saitoh+08)• 連星系: 20 M⦿ + 0.8 M⦿
• 連星間距離 : ~0.05 au (~10 R⦿) or ~0.1 au (~20 R⦿)• イジェクタ粒子数: ~16M, companion: ~1M• 先行研究: 超新星イジェクタ衝突による剥離• Ia: Marietta+00: PPM• Ia: Pakmor+08: GADGET• Ia: Pan+12: FLASH• II: Hirai+14: yamazakura, massive + massive
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大質量星連星の観測的証拠• 大質量Pop. IIIは現在まで生き残れない。

• 近傍のOB starsにcounterpartはいるか？

• Target: 大質量星 (+低質量星)• OB星を分光カタログから選定 (Skiﬀ, 2009-2016) 64112個• double-lined, eclipse, and visual binariesを除外。 (20文献以上探査）
56370個• 分光連星のうちSB1を取得。 59個• 8等より明るい星を取得 21個• Dec. > -25 14個• 先行研究の調査で厳選 10個• 視線速度のmonitoring• MALLS on なゆた望遠鏡 (中分散)• 2 (16B) + 6 (17A) + 4 (17B) + 5 晩 (18A)+ 3 晩 (18B継続観測) + 3 晩 (19A継続観測)• HIDES on 岡山188cm望遠鏡 (高分散)• 17A: 6晩• GAOES on ぐんま天文台150cm (高分散)• 2016/11/12-2017/2/4: 7晩

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観測と解析

• なゆた望遠鏡MALLS• 中心波長: 440 nm, 480 nm• 波長分解能: R~5000• S/N > 200• ぐんま天文台150cm望遠鏡GAOES、岡山188cm望遠鏡HIDES• 波長域: 400-500 nm• 波長分解能: R~30000 (GAOES), R~60000 (HIDES)• S/N > 200• 解析: IRAF

• bias subtraction, ﬂat ﬁelding, extraction to 1-dspectrum, wavelength calibration, intensity
normalization, and heliocentric correction.
• cross correlation methodを用いた視線速度変動の検出
Moritani, TS+ (Stars and Galaxies, 1, 1, 2018)

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観測天体と解析進捗状況 (2017年9月)

ぐんま、岡山どちらも含む※ 2017/05/28以降未解析
NameRADecMag., Sp. Typedel Cet02 39 28.96+00 19 42.6

HD 18326

02 59 23.17

HD 20756

HighMid. Disp.

Disp.

# obs.

span [d]23Notes# obs.

span [d]4.1 (V), B2III

475+60 33 59.5

8.0 (V), B0003 21 13.63+21 08 49.5

5.4 (V), B53106

HD 35439

05 24 44.83+01 50 47.2

4.9 (V), B3e262HD 52266

07 00 21.08-05 49 36.0

7.2 (V), OB377

bet CMi07 27 09.04+08 17 21.5

2.9 (V), B8IV/V494

HD 93521

10 48 23.51+37 34 13.1

7.1 (V), B35104

Not reduced: 2 days

HD 98664

11 21 08.19+06 01 45.6

4.1 (V), B95104

Not reduced: 1 day

HD 164438

18 01 52.28-19 06 22.1

7.5 (V), B1234

Not reduced: 1 day

HD 184279

19 33 36.92+03 45 40.8

7.0 (V), B2e1n/a24

Not reduced: 1 day (High)and 2 days (Mid)HD 190864

20 05 39.80+35 36 28.0

7.8 (V), O61n/a

21

Not reduced: 1 day (High)and 2 days (Mid)HD 194739

20 27 02.14+09 05 31.7

7.5 (V), B2.5V

1n/a

24

Not reduced: 1 day (High)and 2 days (Mid)HD 195592

20 30 34.97+44 18 54.9

7.1 (V), B1e234

1n/a

Not reduced: 1 day (High)and 1 day (Mid)HD 204827

21 28 57.76+58 44 23.2

8.0 (V), O9.5IV024

Not reduced: 2 days

Not reduced: 2 days

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視線速度変動を検出できた天体赤: 高分散
青: 中分散9 /16
なゆた望遠鏡MALLSを用いた大質量星連星の探査: 須田拓馬

短周期連星：HD 164438• 観測中に詳細な観測結果を報告した論文が出版された。
(Mayer+17)• 連星周期: P = 10.25日• 主星質量: M1 = 19 M⦿• 伴星質量: M2 = 2.02-4.32 M⦿

• 探索中の連星に近い天体と判明。
• 視線速度の変動データとconsistentであることを確認したので観測対象リストから除外。

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視線速度変動を検出できた天体

赤: 高分散青: 中分散11 /16なゆた望遠鏡MALLSを用いた大質量星連星の探査: 須田拓馬

周期の絞り込み: HD 93521
MALLSの継続観測を利用。2018年12月以降4ヶ月間毎週データが取れている。
Hamming 窓関数を入れてフーリエ解析。
ノイズ大だが、位相0.5付近以外OK(?)。

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大質量星 + ブラックホール連星

伴星質量: M2 > 6 M⦿
P=72.5 d
P=33.2 d
P=15.3 d
HD 93521
O9.5Vp (Rauw+08)
16 M⦿

13 /16なゆた望遠鏡MALLSを用いた大質量星連星の探査: 須田拓馬

大質量星 + ブラックホール連星の検証• 潮汐効果による明るさの変化• 軌道離心率が大きければ検出しやすいが、HD 93521は離心率小• 高精度の測光モニタリング観測が必要• ブラックホールからのX線放射による大質量星への照射• detached binaryの場合検出困難• 降着円盤の蝕

• 軌道面の角度に依存するが検出は困難• コンパクト天体の証拠は見つかっていない。

• Rauw et al. (2012)によるX線観測• “No trace of a compact companion is found in the X-raydata.”

相互作用をしていない連星系か？
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HD 93521の素性• 銀河円盤から高緯度に位置する高速度星• 連星系における力学的相互作用か超新星イベントによって銀河面から放出された種族Iの星 (Rauw et al. 2012)• ブラックホールを伴星に持つ連星系• 初期型主系列星を主星とするSB1は低質量(A-K型)の伴星を持つとは限らず、1-3 M⦿の白色矮星、中性子星、ブラックホールを持つ場合も多い。(Moe & Di Stefano 2017)• 赤色巨星(M1 ~ 2-4M⦿)と伴星(M2 > 1.4 M⦿)を主張する例がある。(Thompson et al. arXiv:1806.02751)• 将来的に重力波を発生する天体か？

• 大質量星+ブラックホールの観測例はまだない(はず)• Gaia DR2には有用な情報なし• DR3では視線速度の観測データ公開• 2番目に近いブラックホール(?)• いっかくじゅう座X-1 (3000光年)とはくちょう座X-1(6000 375光年)の間(5447光年、Irvine89)

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まとめ
• 第一世代の大質量星連星の間接的証拠を発見すべく、OB型星の視線速度変動モニタリングを行った。

• 金属欠乏星の起源を説明する連星起源説、超新星起源説、回転大質量星起源説に次ぐ第4のシナリオの提案• なゆた望遠鏡、ぐんま天文台150cm望遠鏡、岡山188cm
望遠鏡の観測を組み合わせて2016年より観測• OB星カタログから14個のSB1を観測対象に選定• 8天体で視線速度の変動を検出• 意図せずブラックホールと思われる伴星を発見• 重力波起源天体との関連(?)• 見えないブラックホールが近くにたくさんいるかも？
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