京都大学
野上神戸

森谷友由希

大作
大作((京都大学京都大学))、岡崎敦男
敦男((北海学園大学北海学園大学))、今田明(OAO/NAOJ)(OAO/NAOJ)、、栄治
栄治(OAO/NAOJ)(OAO/NAOJ) 、本田

敏志((ぐんま天文台敏志ぐんま天文台))、橋本修(ぐんま天文台
ぐんま天文台))X線連星系のモニタ観測の一例を紹介
大口径望遠鏡＋高分散分光装置で可能になること、大口径望遠鏡＋高分散分光装置で可能になると、期待すること1

2010/2/12
大望遠鏡による高分散分光観測の展望

Be星(B型輝線星)+コンパクト星(中性子星) : 2 disc
HMXRBの大部分を占める
軌道離心率が小さくない=>軌
離 率transient X‐rayy source
normal (type I) outburst (1036~37 erg/s at 2 ‐10 keV)
…近星点通過後に起きる
近星点通過後 起きる
giant (type II) outburst (> 1037 erg/s at 2 ‐10 keV)
…軌道位相依存性はない…軌道位相依存性はな

Outburst の原因：星からクト星
Be星からコンパクト星への質量輸送(詳細は未解明)
2Be/X線連星の模式図(Okazaki+ 2002)

(古典的)Be星：『『過去に過去に11度でも度でもBalmer
Balmer系列線が輝系列線が輝線として観測されたＢ型星((光度階級線として観測されたＢ型星
光度階級IIIIII ～V)
V)』
』
Hα

P t & Rivinius
PorterRi i i (2003)()

右：B型星のスペクトル 左：Ｂe星のスペクトル右：B型星のスペクトル、左：Ｂe星のスペクトル

この様なスペクトルが観測される理由は…
photosphere ⇒吸収線＋Be 星ガス円盤 ⇒輝線
3

赤道方向の弱いoutflow(< 1km/s)+
粘性で円盤が形成

連星系におけるBe星ガス円盤の物理を解明する
短期間(1短期間(1軌道周期未満軌道周期未満))～長期間～長期間((数年以上数年以上))
可視光(～赤外)観測：
視光( 赤外)観測
コンパクト星+降着円盤からの寄与は無視できる

高分散分光(R>50 000 S/N~100)：
高分散分光(R>50,000,S/N 100)：
円盤の細かい描像、特にコンパクト星との相互作用が期待される円盤の外側の観測
円盤の外側の観測

1軌道周期未満のBe星ガス円盤の変動に着目しているのは我々のグループのみるのは我々のグル プのみ
4

97
9 magg
O9.7IIIe+ NS,, V = 8.9…中口径ではこれが限界の明るさ

軌道離心率：～0 47
軌道離心率：～0.47
軌道周期：110.2 days
中性子星：103 s pulsar
長期モニター観測：OAO/HEDES、およびGAO/GAOES

A0535+26 の模式図()
Coe+ (2006)

2009.01のnormal
9outburst
2009.12のgiant outburst
5中口径 (どちらかといえば)モ タ 観測をしやすい
中口径：(どちらかといえば)モニター観測をしやすい

40

1.2

Cnt//s/cm^2Outbburst 立ち
ち上がりかからの時間
間[day]

430
3.5

3Coun
unts/cm^2/sec (15-50keV)

1
4.5

0.8

0.6

0.4

20日

0.2

2.5
20

0
2551001.5155120

55140

55160
JD - 2400000

55180

55200

Giant outburst時のSwift/BAT の光度曲線(5 – 15 keV)

5

4.5

10
0.5
4

3.5

30
2.5

2010.01.06

収束後2

2009.12.12

1.5

6

ピーク
立上り始め

2009.11.23-10-400-300-200-100

0100Km/s

200300400

10.5-400-300-200-1000100200300400

Hα線の時系列

Outburst の立ち上がりから終わりまでの立ち上がりから終わりまでを観測
Line 中心部の明るい部分+Keplar‐likeLi
中心部の明るい部分 K l lik doubled bl peakk
赤側から青側にかけて強い部分が移動
1日でprofileに変化が見られる とも1日でprofileに変化が見られることも
現在はoutburst 前と同じ様な状態：…まだBe星ガス円盤の活動性は高い
まだB 星ガス円盤の活動性は高いb
中の高分散観測例は今回が最初
Outburst中の高分散観測例は今回が最初
観測例を増やしたいが中口径では現状殆ど不可能：
観測できる適切な天体がない7

集光力を活かして…
I. より多くのtargetを観測
短 時間変動観測
II.より短い時間変動観測

8Outburst 時の可視光高分散分光観測例は少ない
Normal outburst：1例
Giant outburst：1例
例
今回観測された変動がたまたまなのか典型的なものなのかを解明するにはデータが足りない。
解明す
タ 足り。
しかし、観測サンプルを増やすには、中口径望遠鏡では限界がある
限界 ある

9天体名

V等級[mag][ g]

軌道周期[日][ ]軌道離心率0115+634

15.5

24.3

0.34

0331+530

15.7

34.3

0.3

A0535+262

8.9

110.2

0.47

J1946+274

15.8

169.2

0.33

2030+375

19 7
19.7

46 3
46.3

0 41
0.41

J2103.5+4545

14.2

12.67

0.4

A0535+26よりも周期が短い
周期が短い++暗い候補天体を観測するには大口径望遠鏡でないと現実候補天体を観測するは大 径望遠鏡でな と現実的ではない(8m級も厳しい?)10＜1日の時間変動
Be星では非動径振動も観測されている
例：ω CMa例
周期は1.37[days]
V<= 6magg の明るい天体中心
明
天体中
R~20,000程度

11ω CMa のNRP の様子。振動の周期=1.37[days]の様子 振動の周期=1 37[days](Rivinius +2003)

大口径望遠鏡とモニター観測
モニター観測は大口径望遠鏡には不向き
占有時間
他の観測との兼合い

1回の観測は1~2時間以内で出来る(波長カバーが充分
観時
内 出来 波が充分であれば)サービス観測・キュー観測の充実化

12天体 高時間分解能観測
Transient 天体の高時間分解能観測
Be/X線連星A0535+26/V 725 Tauのモニター観測O tb t 中の観測に初めて成功したがサンプルをOutburst
増やすには中口径では限界がある
大口径望遠鏡に期待したいが、『短い時間を沢山』
大 径望遠鏡 期待が 『短 時 を』というモニター観測はできるのか？

13

14

(pp) + 輝線(Be( disc))
吸収線(photosphere)吸収線は浅く広がっている
高速で自転 V ‫ د‬数100 km/s @赤道
高速で自転…VV/Vcrit ~ 0.7 – 0.8
重力～遠心力IR‐excess
偏光
profile 変動p
day ~ decades
輝線の消失 再現
輝線の消失・再現
15( )極方向に高速のwind (UV)
赤道方向に低速のoutflow (Opt ~I R)
非動径振動
非動径振動？

Viscous decretion disc
…ガスが粘性で広がっていく
ガスが粘性で広がっていく(Lee et al. 1991)

polar UV~103 km/s wind

偏光
profile 変動
day ~ decades
輝線の消失・再現
16

equatorial IR< 1 km/s outflow
Hα線の強度分布

Porter & Rivinius (2003)