SAG: Stars and Galaxies Vol. 6, id. 4, 2023 December 28
c 2023. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝なゆた望遠鏡MALLSによるBe星δ Scorpii、π Aquariiの中分散分光観測石田 光宏 1†∗1

横浜市立戸塚高等学校

Medium resolution Spectroscopic Observations of Be stars δ Scorpii and π Aquarii
with the Nayuta Telescope MALLS
Mitsuhiro ISHIDA 1†
1

Yokohama Municipal Totsuka High School,
2–27–1 Gumizawa, Totsuka-ku, Yokohama-shi, 245–0061, Japan†
mi06-ishida@city.yokohama.jp(Received 2023 October 31; accepted 2023 November 29)

概要
長年、Be星（γ Cas型変光星)の測光・分光観測が行われているが、星周円盤への角運動量輸送機構（連星系の場合、伴星の寄与もあるのか）等、明らかになっていないことも多い。2018年9月から学校天文台にある小口径望遠鏡+低分散分光器を用いて、複数の Be 星の分光モニター観測を行った。観測結果より「Be星の伴星が近星点を通過するときの潮汐力で円盤がリング化する」という仮説を立てた (石田 2022, Starsand Galaxies, 5, 10)。これを検証するため、兵庫県立大学西はりま天文台のなゆた望遠鏡を用い、Be星δ Scoと π Aqr において、それぞれの伴星が近星点を通過した時と後で中分散分光観測を行った。BeSS databaseの解析結果も合わせると、円盤のリング化は見られなかった。学校天文台での観測と合わせると、δ Scoの円盤は、有効温度が下がって膨張していると予想され、今後は消滅に向かう可能性がある。π Aqr の円盤は、近星点前後で円盤の有効温度が変化する傾向がある。これらより、Be星の円盤への角運動量輸送機構に、伴星が大きく影響を与えている可能性がある。

Abstract
Although photometric and spectroscopic observations of Be stars (γ Cas-type variable stars) have been carriedout for many years, there are many things that remain unclear, such as the mechanism of angular momentum transport
to the circumstellar disk (in the case of binary systems, is there also a contribution from the companion star).
Spectroscopic monitoring observations of several Be stars were performed using the Small Aperture Telescope +low-dispersion spectrograph at the school observatory starting in September 2018. As a result, we hypothesized that“the disk is ringed by tidal forces when the Be star’s companion passes through the perihelion point” (石田 2022,Stars and Galaxies, 5, 10). To test this hypothesis, we performed medium-dispersion spectroscopic observations ofBe stars δ Sco and π Aqr using the Nayuta Telescope at the Nishi-Harima Observatory, University of Hyogo, duringand after the periastron passage of their respective companion stars. Combined with the results of the BeSS database
analysis, no ring formation of the disk was observed. Combined with the observations at the School Observatory, thedisk at δ Sco is expected to be expanding due to a decrease in effective temperature, and may be headed for extinctionin the future. In the disk of π Aqr, the effective temperature of the disk tends to change around the perihelion. Fromthese results, it is possible that the companion star has a signiﬁcant effect on the angular momentum transportmechanism of the Be star to the disk.
Key words: emission-line—Be Star—optical astronomy—spectroscopic

1. Introduction
Be 星 (γ Cas 型変光星) は、光度階級が III-V の B(一部 O または A) 型星のうち、過去に一度でも水素の輝線がみられた星として定義される(野本ほか 2009)。1866年、イタリアの天文学者セッキ神父(P.A. Secchi)がγ Casのスペクトル中に水素の輝線を発見した(Secchi 1867)。この星が最初のBe星である。
Be 星は変光星であり、爆発型変光星 (eruptive variables)∗Last update: August 22, 2019に分類される。数百 km s−1 で自転していることが知られており、赤道周りに星周円盤を作り、そこから水素輝線が観測される(Struve 1931)。円盤の半径は、過去の観測、シミュレーションからおよそ星半径の10倍程度であることが知られている(Jaschek & Jaschek 1993)。輝線の形は、星の自転軸側から見るとシングルピーク、軸と赤道の間でダブルピーク、赤道側から見るとダブルピークの中心に鋭い吸収線が見られるものとなる(Struve 1931)。Be星はB型星に現れる過渡的現象と考えられており、ある時期には輝線が消失して B 型星に戻ることもある (Kogure 1990)。なお、B型星の約10–15%がBe星と見積られている(Merrill 1933)。

2M. Ishida

1900年代前半より、様々なBe星において等級、水素をはじめとする様々な原子の輝線強度、等価幅等のモニター観測が行われており円盤の性質、生成・消滅のメカニズムが議論されている。近年のシミュレーションにより、Be星が粘性円盤を形成し、その円盤が中心天体からの質量減少に対応して膨張すること、質量減少が止まると、円盤は徐々に消滅することなどが報告されている (Carcioﬁ et al.
2013) 。しかし、中心星からの円盤放出メカニズムや、円盤への角運動量輸送機構(連星系の場合、伴星の寄与あるのか)、中心天体の質量減少のメカニズムなど分かっていないことも多い。
Be連星系に関する研究として、Šteﬂらは、複数のBe星(ζTau、4 Her、ϵ Cap、ϕ Per、ψ Per、ν Gem)においてV/R(輝線ダブルピーク紫 [V]、赤 [R] 強度比) の変動と連星軌道周期との相関を調べ、数天体で良い相関があることを報告した(Šteﬂ et al. 2007)。Pollmann and Vollmann (2014)では、Be星プレオネ(ガス殻星, B8Vne )の高分散分光観測で、伴星の近星点(periastron)通過前後でV/Rが変動することが報告された。この現象は、片平順一氏や本田敏志氏の同天体の観測 (2013 年–2015 年) でも確認されており、両氏は periastron
通過後に円盤が元に戻ることから伴星の潮汐力の影響を指摘している (本田, 片平 2018)。
筆者は 2018 年 9 月より、勤務校の天文台にある小口径(2018 年 9 月–2020 年 3 月: 30 cm, 2020 年 4 月–現在: 35 cm)
望遠鏡 + 低分散分光器 Alpy600(中心波長 650 nm での波長分解能 ∼ 600) を用いて、水素輝線等価幅に加え、観測の報告が少ないバルマー逓減率 (本研究では Hα と Hβ の輝線等価幅の比) D34 の変動を調べた。その結果、有意な変動を示す Be星 (δ Sco、π Aqrなど) が見つかり (図1)、それぞれの伴星のperiastron通過時期と照合したところ、D34 はperiastron前で減少傾向、後で増加傾向であることが分かった(石田 2022)。ここから「伴星がperiastronを通過する時に円盤がリング化(i.e. 主に円盤の内側からでるHβ のEWβ が小さくなり、D34 が増加)する」という仮説を立てた (石田2022)。この仮説の検証には、分光器の分解能を上げ、periastron前後で、主に円盤の内側から出る Hβ 輝線の裾の幅が小さくなっていくかを測定する必要がある。
本研究では、石田 (2022) でバルマー逓減率 D34 に有意な変動があったδ Sco、π Aqrの中分散分光観測を行う。それぞれの天体の性質を表1に示す。δ Scoは、伴星のperiastron通過時期である2000年にγ Cas型の増光をし、B型星から Be 星になった天体として知られている (Miroshnichenkoet al. 2001)。Hα 輝線等価幅 (以下 EWα、Hβ も同様) と V 等級の長期的な観測により、円盤は 2000 年から 2005 年に形成、2005年から2006年に一次消失した後は変動期となり、2010 年に直近では最後の円盤形成が起こり、2011 年からほぼ定常状態となっていると考えられている (Suffak et al.
2020)。これらの現象が、およそ11年周期でperiastronを通過する伴星の影響であるかは不明 (Suffak et al. 2020) であり、2022 年の periastron 前後で円盤がどのように振る舞うかは確認されていない。π Aqr は、X 線でも明るい Be 星 (γCas analog)に分類され、伴星が白色矮星だとすると、X線放射をうまく説明できるという報告がある(Tsujimoto et al.
2023)。また、過去の分光観測により、EWαは1950年から1990年は強く、1996年から2000年に弱くなり、2014年1月にEWαが0になり円盤が消失したが、それ以降は順調に成長していることが報告されている(Naze et al. 2019, 直近のEWα の推移は図 1aも参照)。
表1に示すように、δ Scoの伴星軌道周期、離心率は、多Vol. 6,(a) Plot of EWα and periastron.

(b) Plot of EWβ and periastron.

(c) Plot of D34 and periastron.

Fig. 1. Variations in EWα,EWβ and D34 of δ Sco and π Aqr. The data
are the most recent additions to the 石田 (2022). See 石田 (2022) forthe calculation method of each physical quantity.

くの観測報告があるプレオネのそれらより大きく、π Aqr
では、逆にプレオネより小さい。軌道要素が異なる天体を分光観測することで、良い比較材料となることが期待される。

2. Observations and data reduction
観測は、兵庫県立大学西はりま天文台（兵庫県佐用郡佐用町）で行った。観測装置は、有効口径 2m「なゆた望遠鏡」の可視光中低分散分光器 Medium And Low-dispersion
Long-slit Spectrograph (MALLS) である。MALLS は波長分解能 ∼ 7500 (中心波長550 nm, スリット幅1′′ .2)であり、設定は、スリット幅が0′′ .8、Gratingが1800 l mm−1 、観測波長域がHα, Hβ(一部、Mg I)中心から400 Å の範囲である。観測は、天体の伴星が periastron を通過する時と periastron から離れた時期に行った。観測ログを表1に示す。解析には、
天体画像処理ソフトウェアIRAFを使用し、一次処理（ダーク引き、フラット補正、一次元化、波長校正、規格化）を行った。処理したデータを、Microsoft Excelに出力し、各輝線のピーク強度(ダブルピークの場合、R側かV側で大きい方)、ピーク強度が半分になる波長を読み取り、半値幅(Full Width at Half Maximum, FWHM)を測定した。当初、ガウシアン関数などでのフィッティングを想定したが、輝線

id. 4

Spectroscopic Observations of Be stars δ Sco and π Aqrの形が複雑であったため、前述の手法をとった。ただし、ダブルピークの強度差が大きい輝線は、測定不可であった。

3. Observation Result
3.1. Nayuta Telescope「なゆた望遠鏡(以下なゆた)」で得られたスペクトルをそれぞれ図 2(δ Sco)、図 3(π Aqr) に示す。
δ Sco に関して、periastron 通過時と通過後で、Hα 線、Hβ線のFWHMに大きな変化はなかった(図6a)。一方、スペクトルの強度や形状に変化があり、Hα は輝線強度が減少しており、Hβ はダブルピークからシングルピークに近い形となっていた。Hα線、Hβ 線の中心波長がシフトしていたり、スペクトルの形状に変化が見られる点は、過去の観測でも報告されている (e.g. Suffak et al. 2020、図 4 も参照)。
中心波長のシフトは、δ Sco の公転運動によるもので、伴星の軌道周期とおよそ連動している(図4a, b)。V/Rの変動を含めたスペクトルの形状変化は、伴星の影響も大きいと予想されるが、説明には、詳細なモデルが必要である(Suffak et al. 2020)。図 2c と図 3c は、Hβ の撮像の際に同時に含まれている 5016 Å の He I 輝線で、過去の報告例が少ないものである (He I 輝線で、過去に報告が多かった 6678
Å は、今回連続成分に埋もれていた。5876 Å は、観測波長の範囲外)。2 回の観測ともダブルピークとなっており、輝線強度は 2 回目の観測で増加していた。
π Aqrに関して、FWHMはδ Sco同様、大きな変化はなかった (図 6b)。スペクトルの強度や形状に関しては、Hα は大きな変化はなかったが、6564 Å 付近の吸収線が2回目の観測で深くなっていた。Hβ はダブルピークの V 強度が上昇し、R強度が減少した。He Iは2回の観測で見えておらず、5167 Å のMg I(おそらく5166 Å のFe Iもブレンドされている) は 2 回の観測で大きな変化はなかった。

(a) Hα (6563 Å)(b) Hβ (4861 Å)

3.2. Analysis of BeSS database
観 測 期 間 以 外 で の FWHM の 変 動 を 探 る た め 、Be 星の ア ー カ イ ブ デ ー タ が 多 数 存 在 す る Be Star Spectra
database(以下BeSS)1 からもスペクトルデータを取得した。
データを選ぶ条件は、波長分解能が同じもの、なるべく同一観測者によるものとした。データ一覧を表 2、表 3 にそれぞれ示す。解析手法は、なゆたで得られたスペクトルと同様である。
δ Sco に関して、前回の periastron(2011.7.3) からおよそ 10年間にわたるスペクトルを図 4 に示す。また、π Aqr は条
件に合うデータが少なかったが、periastron とそこから離れた日のスペクトル過去 2 周期分を図 5 に示す。

4. Discussion
4.1. δ Sco
なゆたと BeSS による FWHM の測定結果を図 6a に示す。
10 年 ス ケ ー ル で 見 る と Hα 輝 線 、Hβ 輝 線 と も に periastron(2011 年) から離れると減少し、次の periastron(2022 年)に近づくと増加する傾向が見られた。これは、2011 年のperiastron通過時を中心に観測していたAhmad et al. (2015)
らの結果と調和する。これより、円盤がケプラー回転していると考えると、periastron に近い時期ほど、円盤の密1BeSS database ⟨http://basebe.obspm.fr/basebe/⟩(c) He I (5016 Å)Fig. 2. Spectra of δ Sco obtained with the Nayuta telescope.

3

4

M. IshidaVol. 6,Table 1. Characteristics of Targets & Observation log.
Objectδ Scoπ Aqr

V [mag]

1.59–2.32a

4.42–4.87a

Spectral type

B0.3IVeb + B1–3Vc

B1III–IVedCompanion star typemain sequence starc

white dwarf stard

Orbital period of companion star

10.8092 ± 0.0005 yrd

84.07 ± 0.02 dePeriastron epoch

2000.9.15, 2011.7.3f

1996.8.23e

Eccentricity

0.9403 ± 0.008

very small or absentg

ep

Observation date1

2022.4.16

2023.8.8–9p

Observation date2

2023.4.21–22

2023.9.12

Exposure time

5s

30 s

Number of obtained frames

55(p) periastron(a) aavso (https://www.aavso.org/)(b) Balona and Dziembowski (1999)(c) Miroshnichenko et al. (2013)(d) Tsujimoto et al. (2023)(e) Slettebak (1982)(f) Meilland et al. (2011)(g) Bjorkman et al. (2002)

Table 2. List of BeSS database (δ Sco)
Observations dateObserver2011.7.14 (periastron)

Thierry GARREL

2012.5.12

Thierry GARREL

2013.5.11

Thierry GARREL

2015.4.12

Christian Buil2017.4.9

Olivier GARDE

2019.6.12

Olivier GARDE

2020.8.14

Olivier GARDE

Spectral resolution ∼ 11000

線(5016 Å)の検出は、水素輝線放射領域より高温領域があることを示唆する。また、過去 2 回の periastron 通過後に、ピーク強度の増大が確認されている(図2c、図4c)。Mg I輝線 (5167 Å) の検出は、水素輝線放射領域より低温領域があることを示唆する。スペクトルの形状について、ダブルピークからシングルピークになる時期が、水素輝線と異なっていた。水素輝線は2013–2015年であったのに対し(図4a, b)、Mg I輝線は2017年頃であった(図4d)。これらの結果より、円盤において、HeやMgは水素とは異なる場所から放出されていると推測される。

4.2. π Aqr

なゆたと BeSS による FWHM の測定結果を図 6b に示す。
2023 年のなゆたでの観測期間では大きな変化はなかったが (図 3a, b)、BeSS から得られたスペクトルでは、Hα 輝線
Observations dateObserverのFWHMはperiastronに関係なく減少傾向が続いた。Hβ 輝
2022.9.3 (periastron)
Joan Guarro Fló
線では、ダブルピークの強度差が大きいものが多く、測定
2022.11.9
Joan Guarro Fló
不可であった。periastron 時の円盤のリング化の検証は難2022.11.25 (periastron)
Joan Guarro Fló
しいが、図 1c の D34 の変動 (periastron 前で減少傾向、後で2022.12.28
Joan Guarro Fló
増加傾向、石田 2022の図に詳細あり)は、円盤の有効温度
Spectral resolution ∼ 8500
が periastron 前で高く、periastron 後で低くなることを示唆している。スペクトルの強度や形状に関して、BeSS から度が増大すると解釈でき、石田 (2022) で立てた仮説「伴 得られたスペクトルでは、periastronに関係なくHα、Hβ 輝星が periastron を通過するときの潮汐力で円盤がリング化 線ともにダブルピークのR強度が上昇し、V強度が減少しする」は成り立たない。この結果と低分散分光観測の結 た。長期的な観測により、HαのV/R変動周期は、伴星の軌果を合わせて、円盤構造を考察する。
道周期(およそ84.1日)とほぼ一致することが確認されてお図1よりperiastronを通過してもEWαは頭打ちが続き、D34 り(Zharikov et al. 2013)、Hα 輝線のFWHMの変動も、伴星は増加(EWβ は減少)している。D34 は円盤の有効温度と関 が円盤に影響を与えていることが示唆されるが、周期性連があり、D34 が上がるということは、有効温度の低下を があるかは不明である。
表す。今回のなゆたでの観測で FWHM はあまり変化がなHα、Hβ 輝線以外の 2 輝線の変動についても考察する。
かった(図6a)が、もし2011年のperiastron後(図6a)から予想 He I輝線(5016 Å)は、なゆたでの観測期間には見られなかされる密度の変化-periastron 後の密度の減少-を考えると、 ったが(図3c)、BeSSから得られたスペクトルでは、顕著に今後円盤は冷えて膨張し、消滅に向かう可能性があるの 見えており (図 5c)、π Aqr の円盤にも高温領域が存在するではないか。いずれにしても、δ Sco の円盤の角運動量輸 時期があることを示唆している。periastron 前後での強度送機構に伴星が寄与している可能性があると考える。
変化は見られず、伴星との相関は不明である。BeSS から水素以外の輝線変動からも円盤構造を考察する。He I 輝 得られたHe I輝線スペクトルの形状に大きな変化はなかっ
Table 3. List of BeSS database (π Aqr)

Spectroscopic Observations of Be stars δ Sco and π Aqr

id. 4(a) Hα (6563 Å)(b) Hβ (4861 Å)(a) Hα (6563 Å)(b) Hβ (4861 Å)(c) He I (5016 Å)(c) He I (5016 Å)(d) Mg I (5167 Å)Fig. 3. Spectra of π Aqr obtained with the Nayuta telescope.

(d) Mg I (5167 Å)Fig. 4. Spectra of δ Sco obtained with the BeSS database.

56

M. Ishida(a) Hα (6563 Å)Vol. 6,(a) δ Sco(b) π Aqr(b) Hβ (4861 Å)Fig. 6. Plot of FWHM of Hα and Hβ.Circles are obtained with theBeSS database, triangles are obtained with the Nayuta.

たが、中心部の吸収線が、periastron 通過後に浅くなる現象が見られた。これはBe星プレオネのHα輝線観測でも報告されている(本田, 片平 2018)が、詳しいメカニズムはわかっていない。
Mg I 輝線 (5167 Å) のスペクトルの形状は、なゆたで観測した 2023 年は V > R、BeSS から得た 2022 年は V < R であるが、それぞれの期間で大きな変化はなかった。

5. Summary(c) He I (5016 Å)(d) Mg I (5167 Å)Fig. 5. Spectra of π Aqr obtained with the BeSS database.

本研究の内容を以下にまとめる。

1. Be星の円盤が、periastronを通過するときリング化するかを検証するため、2022年4月から2023年9月の期間に、兵庫県立大学西はりま天文台のなゆた望遠鏡に搭載のMALLSを用い、δ Sco、π Aqrの中分散分光観測を行った。
2. δ Sco の観測データと BeSS より、periastron 前後のFWHMを測定した。その結果から、periastronに近い時期ほど、円盤の密度が増大すると解釈でき、periastronでリング化するとは言えない。これと、低分散分光観測から得られたEWα、EWβ 、D34 の最新の結果を合わせると、2022年のperiastron通過後、円盤は冷えて膨張し、消滅に向かう可能性がある。また、
He I輝線(5016 Å)、Mg I輝線(5167 Å)の検出・変動より、円盤の高温–低温に渡る温度分布が示唆され、これらは水素とは異なる場所から放出されている可能性があると考える。
3. π Aqr において、Hβ 輝線では、ダブルピークの強度差が大きいものが多く、FWHMの測定が不可であり、periastron時の円盤のリング化の検証ができなかった。periastron に対応する D34 の変動は、円盤の有効温度がperiastron前で高く、periastron後で低くなるid. 4

Spectroscopic Observations of Be stars δ Sco and π Aqr

ことを示唆している。He I 輝線 (5016 Å)、Mg I 輝線(5167 Å) の検出は、δ Sco の円盤温度分布と矛盾しない。
4. 2. と 3. より、Be 星の円盤への角運動量輸送機構に、伴星が影響を与えている可能性がある。

Ackowledgment
本研究を進めるにあたり、様々な方々から多くの助言をいただいた。まず、共同利用観測を受け入れていただいた
兵庫県立大学西はりま天文台のスタッフの方々には、深謝したい。特に戸塚都研究員、高山正輝研究員には、観測時、技術的なサポートをいただいた。また、本田敏志准教授、大島誠人研究員には観測時のサポートだけでなく、円盤構造の解釈について有益な助言をいただいた。他にも、藤井貢さん (藤井黒崎観測所) には、筆者のようなアマチ
ュアでも自宅で天体画像処理ソフトウェア IRAF を使用できる環境構築に助言をいただいた。最後に、この研究は、フランスのムードン天文台 LESIA で運用されている BeSSデータベースを利用しています (http://basebe.obspm.fr)。
ここに感謝の意を表します。
This work has used of the BeSS database, operated at LESIA,
Observatoire de Meudon, France: http://basebe.obspm.fr
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