連続分光観測による矮新星の降着円盤構造推定
磯貝桂介、 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MuSCAT team, VSNET collaboration

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• 一部の矮新星やX線連星はoutburst終了後に再増光を示す。

time

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

ブラックホール連星 ASASSN-18ey(Niijima+ in prep., data from VSNET)再増光の2つのモデル•

基本的には通常のoutburstと同様に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)– 粘性の増加と外側に残った円盤(Osaki, Meyer, Meyer-Hofmeister 2001, Kato 1998)• 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•青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。
(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• 再増光の観測的研究はあまり進んでいない– 再増光を起こす天体はアウトバースト頻度が低く発見数が少なかった– 新天体は再増光を起こすかどうか予測困難– 暗い天体が多く、再増光前後の暗い状態のデータを取るのが困難• せいめいが稼働し、分光観測による再増光の研究が可能に• アウトバースト後、何度も再増光を繰り返す天体
TCP J2104の再増光前後の暗い状態を連続分光観測。

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(DTTVM)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

J2104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°

J2104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13日

2020年12月28日• 少なくともsuperhumpなどの円盤内で位相が変化する成分ではない

2020年4月29日

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が出来ていることを示唆する

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、照射を受けた伴星とhot spotが目立つ
モデル2. Mass Reservoirがあるなら低視線速度成分が豊富
伴星はあまり目立たないが複数のhot spotと思われるものが観測され、EMT（質量輸送率増加）モデルを示唆する結果となった。
(モデル2はinclinationの不定性および速度分解能の問題で検証できないことが分かった…)

ただし、この天体は再増光中にsuperoutburstを起こした初の天体で、特殊な例であるため、今回の結論は他の天体には適用できない。
実際、普通の天体では、再増光前後の色は静穏時より赤い。
この天体は静穏時 g - i = 0.23 (PS1)に対して10月13日 g - I = -0.44と非常に青く、高温になっている。

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、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。
• Mass Reservoirの存在が予想される場所を分光（視線速度）で調べるには最低でもVPH-683の4倍の波長分解能が必要。
なかなか厳しいことが分かった。
• 他にも別の時期に撮った未解析の分光データがあるので解析を続けて論文化予定です。