RS CVn 型連星における超巨大フレアの観測-せいめい望遠鏡と X 線望遠鏡の連携(Inoue et al., 2023, ApJ, 948, 9 / Günther et al. in prep)

井上峻(京大 宇宙線研究室)
前原裕之 (NAOJ), 榎戸輝揚 (京大), 野津湧太 (コロラド大), 行方宏介 (NAOJ),
本田敏志 (兵庫県立大), 岩切渉 (千葉大), 甲原潤也, 浦部蒼太, 那波咲良, 根本登,
金子陽, 後藤絵美, 猶木皓太, 坪井陽子 (中央大), 濱口健二 (NASA/GSFC, UMBC),
Hans Moritz Guenther, Dheeraj Pasham (MIT), Keith Gendreau,
Zaven Arzoumanian (NASA/GSFC), 内田裕之, 鶴剛,浪崎桂一, 野上大作, 柴田一成 (京大)2023 年 9 月 12 日

発表の流れ1

史上最大質量かつ超高速プロミネンス噴出の検出 (研究 1)Inoue, Maehara, Notsu et al., 2023, ApJ, 948, 9
せいめい望遠鏡 (可視分光), TESS (可視測光) を使用.

V1355 Orionis (RS CVn type) において発見.
2

史上最大のエネルギー規模のスーパーフレアの観測 (研究 2)Günther, Inoue, Enoto et al. in prep
せいめい望遠鏡, SCAT (可視分光), LEIA, NICER, Swift (X 線) を使用 1 .

HD251108 (RS CVn type?) において発見.
3

XRISM 時代における恒星磁気活動と惑星形成 (将来計画)
これまでの晩期型星の研究で得た知見を活かし, 前主系列星へ.
せいめい望遠鏡 (可視分光) と次期 X 線天文衛星 XRISM (X 線) を連携.
へびつかい座星形成領域 L1688 を観測予定.

1 本発表では日本チームが観測と解析を主導したせいめい, SCAT, NICER の結果を中心に紹介.
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研究背景 (研究 1): フレアと質量噴出
太陽観測

恒星観測

フレア

分光観測
プロミネンス噴出

SMART望遠鏡 (飛騨天文台)

規格化された強度

Honda+180.50-400-2000
速度 (km/s)

200400

プロミネンス噴出を示すHα線の非対称成分

太陽・恒星フレアはプロミネンス 2 噴出を伴う.
噴出したプロミネンスはコロナ質量放出 (CME) に発展し, 惑星環境に多大な影響を与え得る. (宇宙天気現象)
恒星フレア中に観測される Hα 線の非対称成分はプロミネンス噴出に起因すると考えられる. が, 脱出速度を超過した例はほぼなし.
2 コロナ中の温度 10,000 度のプラズマ.
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観測体制 (研究 1): TESS 衛星 + せいめいでの監視観測

フレアは予測不可能な現象なので, 「望遠鏡をあらかじめ星に向けておき,フレアが起きるのを待つ 」という監視観測の体制.
「分光」観測には京都大学のせいめい望遠鏡を, 「測光」観測には NASA のTESS 衛星を使用.
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観測天体 (研究 1): RS CVn 型連星オリオン座 V1355

1990 年に ROSAT 衛星 (ドイツ) により発見. RS CVn 型連星に分類.
RS CVn 型連星は活動性が高く, 最大級の太陽フレアの 10 倍以上の規模のフレア (スーパーフレア) を頻繁に起こす.
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観測結果 (研究 1): 2020 年 12 月 19 日のスーパーフレア

2020 年 12 月 19 日 23 時 30 分 (日本時間) ごろ, TESS 衛星とせいめい望遠鏡がそれぞれ, 星からの白色光と Hα 線が増光していることを検出.
星で起きた, 最大級の太陽フレアの約 7000 倍の規模のスーパーフレアが増光の原因.
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観測結果 (研究 1): フレア中に見られた Hα 線の非対称性

せいめい望遠鏡のデータから, スーパーフレア中に Hα 線がドップラー効果による波長のずれを起こしており, プロミネンス噴出が起きたと判明.
検出されたプロミネンスの速度は 1600 km/s に達しており, 過去最大クラスのスピード でプロネンスが噴出した模様.
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解析結果 (研究 1): プロミネンスの速度の時間変化

プロミネンス噴出は 30 分ほど確認され, フレアのピークにかけて高速になり, その後徐々に減速. この星の「脱出速度」はほぼ常に超過.
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解析結果 (研究 1): プロミネンスの質量

今回噴出が確認された超高速プロミネンスは, 質量も過去最大クラス .
(1018 g = 1 兆トン = 太陽での最大級のプロミネンス噴出の 100 倍以上)
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波及効果 (研究 1): 惑星環境/恒星進化への影響

これほど超高速・大質量なプロミネンス噴出も起きるという前例に.
恒星・惑星科学におけるプロミネンス噴出の立ち位置を大きく変える意味.
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インパクト (研究 1): 多数のメディアに掲載
朝日新聞 (大阪) 4月28日 夕刊

毎日新聞 (東京) 5月2日 朝刊

本成果について, 京大と国立天文台合同で記者発表を実施.
朝日新聞（4 月 28 日夕刊 8 面), 日本経済新聞（4 月 30 日 26 面) を始めとして, 5 件の国内メディア, 12 件の海外メディアに掲載.
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研究背景 (研究 2): 恒星フレアの上限値？

現在考えられている太陽/恒星フレアのモデルが, どれだけ大きい規模のイベントまで起こしうるかは, 理論的に不明.
現状の最大規模付近のイベントのサンプル数を増やす ことが重要.
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研究動機 (研究 2): LEIA が発見した謎の X 線増光

中国の広視野軟 X 線撮像望遠鏡 LEIA (18.6◦ × 18.6◦ , 0.5-4.0 keV) が 2022 年
11 月 7 日にオリオン座とふたご座の境界方向に増光を発見 (ATel# 15748).
過去の ROSAT の全天 X 線サーベイで, 今回の増光方向に HD251108 (距離∼ 550 pc, Prot ∼ 20 day) という連星が存在.

HD251108 が起こした恒星フレアが LEIA が発見した増光の要因だと判断.
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観測体制 (研究 2): X 線/可視光による追観測
11/7
06:26

11/8 11/9
12:25 11:52

15:10

18:41

11/11
11/12
14:50 15:33 07:16

UTC
LEIA discovery(X-ray)Swift start(X-ray)NICER start Seimei start(Hα)(X-ray)ATel rst report(#15748)

El Tigre start(Hα)

SCAT start(Hα)

日本チームが観測と解析を主導

第一報 (ATel# 15748) の時点での光度から, 過去最大の恒星フレアの可能性.
fiHD251108 は本イベント発生時, 日本から地上観測が可能な位置 3 .
日本チームも参加して, X 線/可視光での迅速なフォローアップ観測を達成.
3 一方, 全天 X 線監視装置 MAXI からは観測不可能な位置.
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Hα線光度 (1032 erg/s) X線光度 (1034 erg/s)

観測結果 (研究 2): X 線/Hα 線のライトカーブ

10−10 erg/s cm2

10−12 erg/s cm2

フレアピークからの経過時間 (日)e-folding 時間 (日): 1.47 ± 0.10 (0.5-4 keV) / 7.50 ± 0.32 (Hα 線)
フレアエネルギー (1038 erg): 24.9 ± 0.4 (0.5-4 keV) / 2.07 ± 0.21 (Hα 線)
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考察 (研究 2): 他のイベントとの比較

HD251108Hα線での解放エネルギー (erg)

軟X線でのe-folding時間 (秒)HD251108

軟X線での解放エネルギー (erg)log EHα = log ESXR − 1.0 ± 0.7

軟X線での解放エネルギー (erg)

現状の最大恒星フレア (GT Mus, 8.4 × 1038 erg @ 2-10 keV, Sasaki+21) を本イベントは超過 (1.7(1) × 1039 erg @ 2-10 keV).
本イベントについて, X 線/Hα 線の間にある, フレアの解放エネルギーに関する既存のスケーリング則 (Kawai+22) が成立.
⇒ 根本的な物理機構は太陽フレアと共通していることを示唆.
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16 / 26多波長連携 (将来計画): 次期 X 線天文衛星 XRISM
2023年9月7日 打ち上げ

Xtendの視野@種子島宇宙センター
©三菱重工

©JAXA

XRISM
Resolveのシュミレーションスペクトル(G型星 DS Tuc A)©JAXA

過去最大の視野 (38′ × 38′ ) を持つ CCD カメラ Xtend と, 過去最高の波長分
解能 (7 eV@6 keV) を持つマイクロカロリメーター Resolve を搭載.

2023 年 9 月 7 日に打ち上げ成功.
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観測対象 (将来計画): 晩期型星から前主系列星へ
原始星

Tタウリ型星Class 0, I

ガス・ダストClass IIClass III

古典的Tタウリ型星(CTTS)

弱輝線Tタウリ型星(WTTS)

進化

進化
惑星中心星コア

原始惑星系円盤
Imanishi+03

Koyama+96

あすかImanishi+03

ChandraChandra

前主系列星も, 主系列星と同様の磁気活動を示す.
中心星のフレアによる X 線放射が, 化学組成の観点から惑星形成に与える影響が近年注目 (e.g., Notsu+21).
理論・シミュレーションが先行しており, 観測的証拠は貧弱.
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観測対象 (将来計画): ClassII 星の磁気活動と惑星形成
フレアループコロナ質量放出(a)
コロナ質量放出によりコロナの密度が一時的に低下することで, X線が減光(コロナ減光)古典的Tタウリ型星

原始惑星系円盤(CTTS)

5(b) 質量噴出を示すHα線の青方偏移4

規格化された強度

X線の強さ

フレアによる放射(電波/可視光/X線)

321

Veronig+210123456

XRISMとせいめいにより同時検出

0.50.0Honda+18-4000400

ドップラー速度 (km/s)

時間 (h)(b

惑星形成の観点から重要な Class II 天体での, フレアに伴う質量噴出に注目.

Xtend (CCD) による X 線でのコロナ減光とせいめい望遠鏡による Hα 線の青方偏移を同時に捉えることで, Class II 天体のコロナ質量放出の描像を確立.
Resolve (マイクロカロリメーター) による X 線ラインの青方偏移の検出も.
コロナ質量放出により円盤に吹き付けられる質量や運動エネルギーから, 惑星形成論へ接続.
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観測領域 (将来計画): へびつかい座 L1688
円盤画像はALMA DSHARP (Andrews+18)より
Elias 27
視野 (Xtend: 38 38 )Elias 24i ∼ 29.0 deg

SR 4i ∼ 56.2 deg

WSB 52i ∼ 22.0 deg
i ∼ 54.4 deg

DoAr 25Elias20i ∼ 67.4 degi ∼ 49.0 deg

視野 (Resolve: 3 3 )へびつかい座 星形成領域 L1688(可視光画像・Aladin Sky Atlasより)Xtend の視野で, 同時に 6 つの Class II 天体を観測可能なへびつかい座
L1688 領域を観測予定. Resolve は視野中心に位置する Elias 20 へ.
せいめいも基本的に, Elias 20 を観測. 観測中に Xtend が別の星でフレアを検出した場合, せいめいもそちらを追観測するような ToO も検討中.
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まとめ
史上最大質量かつ超高速プロミネンス噴出の検出 (研究 1)
せいめい望遠鏡・TESS 衛星により、オリオン座 V1355 から最大級の太陽フレアの約 7000 倍のスーパーフレアの観測に成功.
スーパーフレアに伴って, 超高速 (秒速 1600 キロメートル)・史上最大質量 (1兆トン) のプロミネンス噴出を検出.

史上最大のエネルギー規模のスーパーフレアの観測 (研究 2)
LEIA が史上最大の恒星フレア (1.7 × 1039 erg @ 2.0-10 keV) を発見. X 線とHα 線の同時観測が達成された例としては 2 桁以上の更新.
X 線/Hα 線のそれぞれでの解放エネルギに関する, 既存のスケーリング則(Kawai+22) は今回のイベントについても成立.

XRISM 時代における恒星磁気活動と惑星形成 (将来計画)
せいめい-XRISM 連携観測により, Class II 天体の磁気活動を惑星形成へと接続.

せいめい望遠鏡運用への提案
XRISM Xtend の開発責任研究室にあたる宇宙線研究室からは, せいめい京大時間プロポーザルを提出できない.
XRISM-せいめい連携の活性化のためにも, 京大時間の門戸を物理学・宇宙物理学専攻全体へと広げていただけるとありがたい.
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あーるえす きゃんベーん

Appendix (研究 1):RS

CVn 型連星とは？

主星は K 型の準巨星か巨星, 伴星は F∼G 型の主系列星からなる連星系.
りょうけん座 RS 型星が典型例なので, RS CVn 型 (りょうけん座 RS 型) と呼ばれる.
銀河系内に ∼ 500 個程度見つかっている.
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あーるえす きゃんベーん

Appendix (研究 1):RS

CVn 型連星のフレア頻度

今回我々が観測したオリオン座 V1355 では, スーパーフレア (1033 erg 以上のフレア) はほぼ毎日起きている.
我々が検出に成功した大きさのフレアは約 10 日に 1 回程度の頻度で起きる.
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Appendix (研究 2): フレアによる放射と多波長観測
電波
硬X線

Hα軟X線

から急激に増光がdominantに

Hα

X-ray
(<10keV)
X-ray(10-30keV)

X-ray (>30keV)

Shibata+11

Shibata+11
Kane+74

Impulsive Phase

Gradual Phase

フレアによる放射は波長によって放射箇所も放射機構も異なる.
各波長のデータから違う情報を取り出せるので, 多波長観測が重要.
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Appendix (研究 2): エネルギー計算の詳細
e-folding 時間: τd (day)
静穏期の光度: Lq (erg/s)
ピークの光度: L0 + Lq (erg/s)
エネルギー: EX , EHα (erg)
X 線/Hα 線のライトカーブを{LX, Hα (t) =0.5-4.0 keV1.47 ± 0.10
(5.88 ± 0.00) × 1032
(1.25 ± 0.08) × 1034
(2.49 ± 0.04) × 1039

Hα7.50 ± 0.32
(7.50 ± 0.33) × 1031
(2.94 ± 0.64) × 1032
(2.07 ± 0.21) × 1038

Lq + L0 + (−L0 /ts )t
Lq + L0 exp(−t/τd )(t ≤ 0)(t ≥ 0)という関数系でフィット 4 . これから, フレアで放出されたエネルギーを計算∫ ∞EX,Hα =(LX, Hα (t) − Lq ) dt = (−L0 ts /2) + L0 τd .
ts

4 t = t , 0 はそれぞれフレア開始時刻, フレアピーク.
s
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Appendix (研究 2): ループサイズと磁場B (G)68135268n0 = 1011 cm−3n0 = 1012 cm−3n0 = 1013 cm−3L (R⊙ )26104∗kTpeak ∼ 4.9 keV, EMpeak ∼ 5.9 × 1056 cm−3
Shibata & Yokoyama (2002) の式(B = 50(L = 109EM
1048 cm−3EM
1048 cm−3)−1/5 ()3/5 ()3/10
n09−310 cm)−2/5
n0109 cm−3((T107 KT107 K)17/10
G(1)cm(2))−8/5で計算.

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