多波長で探る
高密度天体の高エネルギー現象
植村誠（広島大学宇宙科学センター）

第11回高宇連研究会＠早稲田大学
２０１１．０８．１０

RECENT TOPICS:
JET & RAPID OPTICAL VARIATION•

ジェットからのシンクロトロン放射が可視−近赤外域でも卓越？
•

•

可視光

有効な観測→•

可視ー近赤外域のスペクトルインデックスの変化

•

偏光観測

可視光でも数秒以下の変動？
•Ｘ線

有効な観測→

Ｘ線変動とも相関？

可視域での高速測光＋Ｘ線同時観測

V404 Cygの電波ー可視光の相関(Fender 2001)

GX 339-4の可視光ーＸ線相互相関(Gandhi, et al. 2008)

かなた望遠鏡（2006〜）•口径１．５ｍ•

ユニークな観測装置• 可視ー近赤外同時観測装置「ＴＲＩＳＰＥＣ」• １露出型偏光撮像装置「ＨＯＷＰｏｌ」• 高速撮像分光装置•突発天体現象に特化した研究• Ｘ線連星• ガンマ線バースト• 激変星• ブレーザー今日の話の内容• 近赤外線観測の有用性•

偏光観測への期待と現実•

可視域での高速観測•

位置天文の話•矮新星

近赤外線観測の有用性

近赤外線の強み•

星間吸収を受けにくい→銀河中心方向のＸ線トランジェントも観測可能• 例：XTE J1720-318 （右図）の場合、Av~7.0mag。

•ジェットからの寄与• 可視光ー近赤外線同時データがあると成分分離に有用。

•

数日以下の変動について、近赤外モニターはポテンシャルが大きい。
• 次の例。

XTE J1720-318の近赤外線とＸ線光度曲線。
２回の再増光が同期。(Nagata+03)

GRS 1915+105 ：SOFT STATEにおける近赤外線ーＸ線の反相関•

Av~20 mag＝可視光では見えない。

•

近赤外線（Kバンド）では12−13等。1m級でもモニター可能。

•「かなた」でモニター。

••

Ｘ線スペクトルで soft stateの時。

•近赤外線では明るいが、間欠的に10日程度の減光期間。

•

それに同期してＸ線と電波では増光→近赤外線と反相関。

•

電波の増光＝ジェットの放出、だとす
ると、降着率の変化→ジェット放出→近赤外線だけ暗くなる？

•

近赤外分光が必要。（より大きな望遠鏡で）こんなにクリアな観測事実が未知だったこともむしろ驚き。

国産近赤外線検出器•

銀河中心方向に集中するＸ線連星の多波長観測に、近赤外線観測は可視光観測よりも有利 →もっとすれば良いのに。

•

問題点：近赤外線検出器が高い。アメリカからの輸入（軍需品）も大変。

•解決方法（？）

自前で作ろう。

• 浜ホト製 InGaAs赤外線検出器（64X64 pixels）の真空・冷却下での性能評価 by 伊藤（広大Ｄ１）

偏光観測への期待と現実可視光ー近赤外線でジェットが見えてるなら偏光が受かるはず
GRO 1655-40の偏光 (Russell+08)••

GRO J1655-40, Sco X-1で synchrotron
from jet的な偏光が受かる。
•

暗い時期 (=low/hard state；定常ジェット状態？)•

偏光度は数％。長波長ほど偏光度が高い（短波長側は円盤からの無偏光放射が強い）

可視光ー近赤外線域でジェットの寄与が確定できれば、電波からつないでtotalのジェット光度(power)を推定•

降着エネルギーから何割くらいがジェットに回っているのか？

•State transition間の偏光の変化は？

Sco X-1の偏光 (Shahbaz+08)

MAXI J1659-152の可視光度曲線（小松, 2010, 修論）

かなたの偏光観測
MAXI J1659-152•

MAXI J1659-152• 2010.09.25にMAXIが検出したＸ線トランジェント。
• 可視域で比較的明るい対応天体（Ｖ１６等台）。

•かなた望遠鏡＋ＨＯＷＰｏｌによる偏光観測• 有意な検出はなし。
• もっとphotonが欲しい。

MAXI J1659-152の Stokes QU（小松, 2010, 修論）

小松, 2010, 修論より器械偏光、星間変光
器械偏光：装置内で変光が発生（消失）。偏光標準星の観測で補正。
星間偏光：星間磁場で偏光。周囲の星の偏光を測るなどして推定。

可視域での高速観測可視光短時間変動：
メカニズムは？
•数秒程度の変動でＸ線と同期 (low/hard state)••

XTE J1118+480, GX 339-4

数分より長く、より大きな変動 (quiescence)••

XTE J1118+480の可視光ーＸ線相互相関関数(Spruit & Kanbach 2002)

V404 Cyg, A0620-00, GRS 1124-684、等メカニズムは？
•円盤外縁からの熱放射だとタイムスケールは連星軌道周期並みになるはず。（＝数時間〜数十日）• Ｘ線の reprocessなら？

•比較的内側からの非熱的な放射？
• ジェット？

•リコネクション？

どのようなアプローチ？
•

可視光とＸ線で同時観測•

可視光の高速分光？

（←前例あり）

高速偏光？

（より多くのphotonが必要）

GRS 1124-684の可視光短時間フレア(Shahbaz+10)高速分光撮像装置•

京都大学と広島大学との共同開発• 2006年〜 高速カメラ（浜ホト製）• 2008年〜•

分光モード追加

最短で0.03秒の時間分解能• ただし、その分解能だと限界等級は９等程度。
• Ｘ線連星では厳しい。
• もっとphotonが欲しい。

矮新星 V455 Andの光度曲線

80分

観測例：矮新星 V455 AND•

積分時間10秒• 約80分の連星軌道周期• 約300秒の白色矮星の脈動

300秒• 約67秒の白色矮星の自転周期•

こういう変動がＸ線連星でも受かればうれしい。

矮新星 V455 Andのパワースペクトル67秒

京大岡山3.8m新技術望遠鏡ＨＰより

京都3.8M望遠鏡計画•

近赤外線、偏光、高速観測、全てで主要な問題点は「明るいトランジェント天体がでない」•逆に言えば「もっと大きい望遠鏡が欲しい」→京大
3.8m計画、などに期待。

大学間連携
•

1機関＋７大学（国立天文台、北大、東大、東工大、名大、京大、広大、鹿大）•

事業名：大学間連携による光・赤外線天文学研究教育拠点のネットワーク構築−最先端天文学課題の解決に向けた大学間連協共同研究ー•

2011年度からスタート•

突発天体現象がメインテーマの１つ。
• 多経度連携（日本ー南アフリカーチリ）• 多モード連携（測光、分光、偏光、可視ー近赤外）。

位置天文の話

JASMINE•

日本の位置天文衛星•

Nano-JASMINEが今年打ち上げ、小型JASMINE計画は現在進行中•

位置決定精度＝10µas•

いくつかのＸ線連星や激変星の軌道運動が見える？ →S/N的に、観測機会的に厳しそう（Small以降）

天体

距離

典型的なCV,XRBでの例
連星間距離 質量比
連星周軌道(cm)(M1/M2)傾斜角 期(日)SS Cyg(CV)

170 pc1.5e111.50510.275

3511184

GK Per(CV)470 pc5.6e11

2.1~752.05425137

Cyg X-1(XRB)

2.5 kpc

2.9e120.36

485.6205.686

GRS 1915+105~10 kpc

7.1e12

1766

3145?

?

(XRB)

角度
(µas)

固有運動(Hipparcos;mas/yr)

固有運動（µas/周期）

連星軌道要素が確定すれば中性子星質量が決まる•

数µasの位置精度があれば、いくつかのNSXBでは数％の精度でNS質量が決定する。

•NS以外にも、Cyg X-1, SS 433, 4U 1700-377 (2.4MoのNSという報告あり）、LS I+61 303, LS 5039は
SIM Liteの精度ならコンパクト天体の質量が精度良く求まる可能性あり。
•

ただし、a*sin(i)は別途測っておく必要あり。

Tomsick & Muterspaugh 2010

他の次世代位置天文計画•SIM Lite• 可視のスペース干渉計でµarcsec精度を目指す。基線長６ｍ、望遠鏡１つの口径50cm。位置精度＝数µas、限界等級20等。15度角くらいの領域内を観測。全天サーベイはしない。
• Astro2010 Decadal Survey で推薦されず。NASAは予算打ち切り。

•GAIA（2013〜）• ESAのスペース位置天文計画• 可視光全天サーベイ• JASMINEと同等かそれ以上の位置決定精度• ただし同じ領域を多数回繰り返して観測はしない

矮新星

WZ SGE-TYPE & EARLY SUPERHUMPS•

Early superhump• 連星軌道周期にほぼ等しい• ダブルピークの光度曲線• 非軸対称な円盤構造を見ている。

Early superhumps in V455 And (Matsui, et al. 2009)
ハンプ成分が赤い →円盤外縁が膨張？

Zoo of early superhumps (Kato , et al. 2002)
Edge-onの天体ほど振幅が大きい？

EARLY SUPERHUMP MAPPING•

光度曲線から円盤構造（高さ）を再構成する•••

時系列情報＝方位角方向、温度（色）情報＝動径方向

トモグラフィーのためのベイズモデルを開発•多バンドの光度曲線を再現するように（尤度関数）•

局所的には滑らかになるように（事前分布）•

マルコフ連鎖モンテカルロ法で円盤各点の高さを推定する。

潮汐効果で歪んだ円盤構造を再現。
•

潮汐だけでは説明できないfeatureも。今後の課題。

Ogilvie, 2002

矮新星 V455 Andの光度曲線から再構成された円盤構造

EARLY SUPERHUMPS IN XB?
•WZ Sge型矮新星の特徴• 軌道周期が短い＝連星質量比 M2/M1が小さい（~0.1）•低質量Ｘ線連星との類似性• 例えば XTE J1118+480の場合、Ｋ型星の伴星、軌道周期4時間、M2/MBH=0.04• Early superhumpが見えてもいいはず•→しかし検出例は無し。

なぜＸ線トランジェントに early superhumpが見えないのか？
• 矮新星との相違点：円盤外縁部の irradiationが重要であると考えられている（←アウトバーストのタイムスケールの点から理論的に）• しかし、円盤外縁の温度が上がれば縦方向にさらに膨らむセンスでは？

まとめ•

Ｘ線連星の可視光観測では「可視域でのジェット放射」「短時間変動」に注目して多波長観測を進めたい。

•

ポテンシャルの大きなアプローチ• 近赤外線観測（星間吸収を受けにくい、ジェットからの寄与が大？）• 偏光観測（ジェットからの寄与を検証）• 高速観測（Ｘ線と同時、高速分光、偏光）• もっと大きな望遠鏡が必要。
•位置天文、矮新星の話

SWIFT J1357.2-0933: MOST RECENT WORK•

Swift J1357.2-0933• 2011.01.28にSwift/BATが検出。
• 比較的明るい可視光対応天体（Ｖ16等台）• 静穏時対応天体が赤い→M4相当。非常に短い軌道周期？（2時間程度）•かなた望遠鏡・ＴＲＩＳＰＥＣによる連続測光観測• 有意な周期性検出なし。

これまでの(私の)Ｘ線連星の研究•（ＢＨ）Ｘ線トランジェントの可視光モニター• Ｘ線光度曲線（RXTE）と比較して変動の原因＆円盤内の降着現象の研究
V4641 Sgrの可視光（上）とＸ線（下）の光度曲線。(Uemura+02)• 可視変動が７分先行。→ outside-in型のoutburst• タイムラグが短い（7分）のは thermal instability発生場所が内側？
円盤内側がtruncated (Kim & Mineshige 04)？

Ｘ線可視光