X線による矮新星GK Perseiの増光期と静穏期の観測

和田 有希(東京大学大学院 理学系研究科/理化学研究所 仁科加速器研究センター)
湯浅 孝行, 中澤 知洋1, 牧島 一夫2, 林 多佳由3, 4, 石田 学5
1: 東大理 2: 理化学研究所 3: GSFC/NASA 4:名大理, 5: ISAS/JAXA
Wada et al. submitted
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20171

(c) Mark Garlick

激変星について- 白色矮星 (WD) と恒星 (低質量) との連星系- 恒星から白色矮星に向けて降着する- 激変星はIa型超新星の親星候補 (SD説)-> 激変星のWD質量分布が重要
磁場の強さ

古典新星・回帰新星(ガスの核融合)矮新星(円盤の不定性による降着量の変化)

Intermediate
Polar
降着円盤と降着柱を形成

Polar
降着柱を形成そのほかの弱磁場連星系
2017/09/17連星系・変光星・低温度星研究会20172

X線観測による白色矮星質量の推定
Intermediate Polar (IP)
- 主系列星と白色矮星 (WD) の連星系
(激変星の一種)- WDは強磁場を持つ (B ~105-6 G).
- 降着ガスは円盤と降着柱を形成

降着柱の物理- 降着ガスは衝撃波により加熱- 衝撃波温度 Ts = 重力ポテンシャル

Ts

MWD/RWD(Aizu 1973)&

MWD-RWD 関係(Nauenberg 1972)(c) Mark Garlick=> WD質量の推定(e.g. Ishida 1990, Fujimoto+1997, Suleimanov+2005, Yuasa+2010)

X線による質量推定手法の利点- X線スペクトルの解析から直接に質量を推定できる- 軌道傾斜角がわかっていない系でも精度がよい
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20173X線観測による白色矮星質量の推定

降着柱Intermediate Polar (IP)WD

- 主系列星と白色矮星 (WD) の連星系
(激変星の一種)- WDは強磁場を持つ (B ~105-6 G).
- 降着ガスは円盤と降着柱を形成

降着柱の物理- 降着ガスは衝撃波により加熱- 衝撃波温度 Ts = 重力ポテンシャル

TsMWD/RWD(Aizu 1973)&

MWD-RWD 関係(Nauenberg 1972)

降着円盤
自由落下ガス
定在衝撃波
硬X線(熱的成分)
WD表面=> WD質量の推定(e.g. Ishida 1990, Fujimoto+1997, Suleimanov+2005, Yuasa+2010)

X線による質量推定手法の利点- X線スペクトルの解析から直接に質量を推定できる- 軌道傾斜角がわかっていない系でも精度がよい
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20173多温度モデルによる衝撃波温度の推定

WD表面110.110−3­2100.01

Photons cm−2 s−1 keV−1

1010−5低温10−4­4定在衝撃波

高温

フラックス (count cm-2 s-1 keV-1)

10多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル (Done & Osborne 1997)- 単温度のプラズマ放射モデルを温度で積分
Current Theoretical Model- 熱的制動放射による連続成分と電離した元素からの輝線成分

0.5
2017/09/17

50 keV
単温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル
1

15 (keV)
Energy1010
エネルギー (keV)

連星系・変光星・低温度星研究会2017

50

wadayuuki 23−Ju4

多温度モデルによる衝撃波温度の推定

WD表面

110.1

­2100.01
10−3−4­410
1010−5低温

Photons cm−2 s−1 keV−1

定在衝撃波

高温

フラックス (count cm-2 s-1 keV-1)

10多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル (Done & Osborne 1997)- 単温度のプラズマ放射モデルを温度で積分
Current Theoretical Model- 熱的制動放射による連続成分と電離した元素からの輝線成分

0.5

2017/09/1720 keV
単温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル
115 (keV)
Energy1010エネルギー (keV)

連星系・変光星・低温度星研究会201750

wadayuuki 23−Ju4

多温度モデルによる衝撃波温度の推定

WD表面

110.1
10−3

­2100.01

Photons cm−2 s−1 keV−1

1010−5低温

10−4­4

定在衝撃波

高温

フラックス (count cm-2 s-1 keV-1)

10

多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル (Done & Osborne 1997)- 単温度のプラズマ放射モデルを温度で積分
Current Theoretical Model- 熱的制動放射による連続成分と電離した元素からの輝線成分

0.5
2017/09/17

10 keV
単温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル
115 (keV)
Energy1010エネルギー (keV)

連星系・変光星・低温度星研究会201750

wadayuuki 23−Ju4

多温度モデルによる衝撃波温度の推定

WD表面

110.1

­2100.0110−3−4­4101010−5

低温

Photons cm−2 s−1 keV−1

定在衝撃波

高温

フラックス (count cm-2 s-1 keV-1)

10多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル (Done & Osborne 1997)- 単温度のプラズマ放射モデルを温度で積分
Current Theoretical Model- 熱的制動放射による連続成分と電離した元素からの輝線成分

0.5

2017/09/17

5 keV

単温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル
115 (keV)
Energy1010エネルギー (keV)

連星系・変光星・低温度星研究会201750

wadayuuki 23−Ju4

多温度モデルによる衝撃波温度の推定

WD表面110.110−3­2100.01

Photons cm−2 s−1 keV−11010−5

低温

10−4­4

定在衝撃波

高温

フラックス (count cm-2 s-1 keV-1)

10多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル (Done & Osborne 1997)- 単温度のプラズマ放射モデルを温度で積分
Current Theoretical Model- 熱的制動放射による連続成分と電離した元素からの輝線成分

0.5
2017/09/17

単温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル
1

15 (keV)
Energy2 keV

1010
エネルギー (keV)

連星系・変光星・低温度星研究会2017

50

wadayuuki 23−Ju4多温度モデルによる衝撃波温度の推定

WD表面1110.10.1­2100.010.01−3−310−310−4−4−4­4101010−5−510−5低温−2 s−1−1 keV−1−1−1Photons cm
cm−2Photonss keV

定在衝撃波

高温

フラックス (count cm-2 s-1 keV-1)

1010

多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデル (Done & Osborne 1997)- 単温度のプラズマ放射モデルを温度で積分
Current
Current Theoretical
Theoretical Model- 熱的制動放射による連続成分と電離した元素からの輝線成分

0.5

2017/09/17

スペクトルモデルからTsを推定
1115 (keV)
EnergyEnergy1010
エネルギー (keV)

連星系・変光星・低温度星研究会2017

50

wadayuuki 23−Ju4本研究の目的

WD

質量推定手法の課題

降着円盤- ガスは無限遠からの自由落下を仮定- 円盤の内縁半径 (Rin) が小さい場合は重力ポテンシャルを過小評価(Ezuka & Ishida 1999, Suleimanov+2005)

質量推定手法をRinを取り込んで改良する

Rin を決定する物理- 磁気圧と降着円盤のガス圧で決まる (Ghosh & Lamb 1979)- 質量降着率の変化が大きい系ではRin も大きく変化 (ex) 120倍の質量降着率増加でRinは0.25倍)

観測天体：GK Persei- 2-3年おきに矮新星outburstを起こす-> 降着円盤の不安定性により質量降着率が増大- GK PerseiはIPの中で矮新星outburstを起こす特異な例- Rinが小さいため、可視光とX線でのMWDが矛盾- outburstとquiescenceのRinの比からMWDを推定する手法を開発・適用
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20175

GK Perseiの性質- 1901年に古典新星爆発 -> 新星残骸がX線で観測- 1960年代から矮新星爆発が観測される (2~3年に1度)- 1985年にX線で自転に伴うパルスを発見-> 白色矮星が強磁場をもつことが判明

Takei et al. 2015

from AAVSO

Magnitude

81012

14
1900/01/01
2017/09/17

1930/01/01

1960/01/01

連星系・変光星・低温度星研究会2017

1990/01/01
6

NuSTARによる2つの観測
可視光ライトカーブ (2015年3月 - 9月)

from AAVSO

outburst

10Magnitude(Wilber+2015)
11

quiescence の観測

12

outburst の観測

13
3/1

4/1

5/1

6/1

7/1

9/1

8/1

10/1

NuSTAR による観測 (3-79 keV: Ts の決定精度に優れる)
観測開始日

観測時間

種別

outburst

2015-04-04

42 ksec

ToO (Zemko+2016)quiescence

2015-09-09

72 ksec

PI: 湯浅2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20177解析結果：エネルギースペクトルの比較

2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20178解析結果：エネルギースペクトルの比較
蛍光鉄輝線
フラックスは23倍

outburstでより強い吸収

20 keV 付近に折れ曲がり

2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20178解析結果：モデルフィット
モデル：降着ガスからの熱的放射, 光電吸収, WD表面での反射, 蛍光鉄輝線
outburst

quiescence
熱的成分
反射成分
蛍光鉄輝線

複雑な吸収のためoutburstで低エネルギー側の残差が大きい
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20179解析結果：モデルフィット
モデル：降着ガスからの熱的放射, 光電吸収, WD表面での反射, 蛍光鉄輝線
outburst

quiescence
熱的成分
反射成分
蛍光鉄輝線

outburstとquiescenceを
同時フィットχ2/ν = 1.01

outburstは15-50 keVの帯域を使用 -> フィットが改善
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20179解析結果：モデルフィット
モデル：降着ガスからの熱的放射, 光電吸収,WD表面での反射, 蛍光鉄輝線
outburst

quiescence
熱的成分
反射成分
蛍光鉄輝線

Ts (keV)outburst

19.7 (+1.3/-1.0)

quiescence36.2 (+3.5/-3.2)

Fx (erg/cm2/s; 0.01-100 keV)
0.54倍

(3.6 +0.5/-0.8)

10-9(5.5 +0.5/-0.9)

10-1165倍

Ts の低下 ＋ Fx の増加 -> outburstでRinが縮小した
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会20179質量推定手法の改良
円盤内縁からWD表面までの重力解放へ修正
Alfven半径の関係式 (Ghosh & Lamb 1979) より

Rin / RWD

quiescence
Ts = 36.2 keV- 本観測ではRq /Rb = 3.9

0.5- Tsが得られたときのRinとMWDの関係をプロット

outburstTs = 19.7 keV

MWD / Msun
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会201710質量推定手法の改良
円盤内縁からWD表面までの重力解放へ修正
Alfven半径の関係式 (Ghosh & Lamb 1979) より

Rin / RWD

- 本観測ではRq /Rb = 3.90.5- Tsが得られたときのRinとMWDの関係をプロット

Rq
Rq /Rb = 3.9- Rq /Rb = 3.9を満たすMWDを探す

Rb

MWD / Msun
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会201710質量推定手法の改良
円盤内縁からWD表面までの重力解放へ修正
Alfven半径の関係式 (Ghosh & Lamb 1979) より

Rin / RWD

- 本観測ではRq /Rb = 3.90.5- Tsが得られたときのRinとMWDの関係をプロット

Rq- Rq /Rb = 3.9を満たすMWDを探す
WDの推定質量:Rb

MWD = 0.87
MWD = 0.87 Msun

MWD / Msun
2017/09/17

0.05 Msun

降着円盤の内縁半径 Rin：
Rb ~ 1.9 RWD
Rq ~ 7.4 RWD

連星系・変光星・低温度星研究会201710考察
2つの観測で衝撃波温度が異なり, 内縁半径が変化した~1.8倍

Ts ~ 19.7 keV

Ts ~ 36.2 keV~3.9倍

Rin ~ 1.9 RWD

Rin ~ 7.4 RWD

outburst

quiescence

理論式の不定性により質量に7%の系統誤差

推定質量：MWD = 0.87
半径：RWD = 6600

0.08 Msun
600 km(系統誤差+統計誤差)(質量-半径関係を援用)- 可視光観測の下限値とコンシステント(MWD > 0.78 Msun : Reinsch 1993 など)- 過去のX線観測はRinを無視したため質量を過小評価していたことを確認(MWD = 0.59 0.05 Msun : Suleimanov+2005)2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会2017

11

まとめ
- 矮新星 GK Persei を2015年3月のoutburstと9月のquiescenceにNuSTARで観測した。
- outburst の 3-50 keV フラックスはquiescenceに比べて23倍の大きさであった。
- 質量降着率の増加による降着円盤内縁の移動を反映し、outburstでの衝撃波温度はquiescenceの約半分であった。
- 内縁半径の比 Rq /Rb = 3.9 0.5 を用いた新たな質量推定手法から
MWD =0.87 0.08 Msun と求めた。
- 推定質量は可視光観測による下限値とコンシステント。
内縁半径を加味することで光度変動が起きる系においてX線観測でより正確な白色矮星質量の推定が可能となった。
2017/09/17

連星系・変光星・低温度星研究会201712