Eta Carinae: 変光する大質量連星（ Human-Timescale で変化する主星）
Presented by Bish K. Ishibashi (Nagoya University)

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

近年、大質量の恒星進化の重要性が宇宙論等でも盛んに議論されるようになりましたが、未だその進化過程について理解されていないことは沢山あります。

その問題を抱える星の一例として、銀河系内で最も大質量と言われる星のひとつ、 Eta Carinae についてお話します。
長期的な赤外線と X 線観測から見えてくる変動星の研究の面白さ、そして、その物理的理解の難しさなどについて主に触れてみたいと考えています。

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae ：不安定・不可解な恒星大気構造
大質量星も変動する（が、主に不規則性の変動）
恒星
大恒星
大

気の気の不安定性

安定性

宇宙論学者必見！

趙大質量星の進化は、ほぼ全く理解されていない。
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae ：過去の爆発現象について
Eta Carinae は超巨大クラスの LBV ：Mη ~ 100+ Msun
6.6
Lη ~ 10 Lsun (near Eddington Luminosity)
Mass loss rate ~ 10-3 ~ 10-4 Msun/year
Humphreys and Davidson

まだ、直接な証拠はないが、まず間違いなく連星系で、４０ Msun ぐらいの伴星が存在か。
Eta Carinae 等の超大質量星の不安定性は、 Eddington Luminosityに近いことが関連していると想定される。
The last explosive event took
place in 1840s (and a minor
eruption in 1890s). Released
1e49erg of energy.
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae ：周期的変動の発見と探索
周期的変動は見えない物理量の測定に大変有効

一連の発見より、連星系である疑いが持たれる連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae ：連星であること

X-ray lightcurve of
Eta Carinae
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Eta Carinae ：衝突する恒星風と衝撃波

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Car: 連星であることの証拠
Colliding Wind Model Works.
初めて連星系であることを納得させたとも言われる解析結果。

30% decline

March 28th, 2012: IRSF 勉強会

しかし、これは恒星自体の進化についてあまり深い情報をもたらさない。近年の Eta
Carinae の研究は、残念ながらこちらに重点を置きすぎている。
しかし、最も重要なのは恒星である。（岡崎さんの論文も面白い）
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017Rossi X-ray Timing
Explorer
Proportional Counter
Array used( ガスシンチレータ )
XARM?

さて。。。

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Car: 変化する恒星風？
恒星風衝突から発生する X 線の明るさ：
Lx ~ sqrt(Mdot)
光度が 30 ％減少するには、恒星風密度を半減させる必要あり。
30% decline

So the decline in mass loss islikely happening.

http://asd.gsfc.nasa.gov/Michael.Corcoran/eta_car/etacar_rxte_lightcurve/index.html
March 28th, 2012: IRSF 勉強会

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Car: Out of its 120th year hiatus
Mehner et al. (2010) discovered that 恒星
風起因の輝線がここ 10 年で弱ってきている。 Emission lines are weakening over adecade.
Prominent hydrogen Balmer lines, FeII,[Fe II] and Cr II lines weakened by afactor of 1.5 ~ 3, whereas He I lines wereunchanged.
P Cygni absorption of He I, however,deepened.

Mehner et al. 2010

March 28th, 2012: IRSF 勉強会

赤道領域（視線方向）にて、恒星風起源の幅の広い（５００ km/s ）輝線が弱くなっている。
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

恒星風の物理
To drive radiatively driven steller
wind, we need:✔

Ample of ionizing UV photons,

Resonance scatter with metals[C IV, Si IV, N V, etc.] toenhance momentum transfer fromphotons to atoms✔

✔

http://www.ifa.hawaii.edu/~kud/windsfromhotstars/hotwinds.html

March 28th, 2012: IRSF 勉強会

Abundance of metals (from CNO
cycle, more or less)

強い紫外線が出ると金属が多い大気では風がふく。（太陽風とは別物！）
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Car: 変化する恒星風

The weakening of wind emissions has
occurred discretely?
The rate of decline implies the decline
in mass loss rate by a factor of 2.
恒星風にて運ばれる質量は、ガクッと減ったように見える（半減？）。そのタイミングは、 5.52 年周期と一致する。
Mehner et al. 2012, in review
March 28th, 2012: IRSF 勉強会

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Car: 恒星風が薄くなると。。。
Deeper P Cygni absorption in He I
lines, while declining the density of its
wind, is not a problem.
The Population of n(He+ ＋ He0)
influences the degree of absorption
more than n(He0) alone, since He I
λ6680 originates from highly excitedenergy level, i.e., easier to ionize first
and then balance recommbination andexcitation afterward to form P Cygni
absorption.
Mehner et al. 2012, in review

March 28th, 2012: IRSF 勉強会

He I で P Cygni 吸収線が見えるのは、視線方向の Helium の密度が増えたのでなく、 He II の（ ion 化した）密度が増えた為。
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae ：近赤外物語（測光観測）
L-BandK-BandH-BandJ-Band連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae ：長期間観測が教えてくれること
L-BandIRSF/SIRIUS Era
SAAO Mk-II Photometer Era
Big Q: How Do We Explain What We See Here??

K-BandH-BandJ-Band連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Near IR observations●SAAO Mk-II photometer (JHKL bands)
See Whitelock et al. (2004)●IRSF/SIRIUS photometry (JHKs bands)● Use of two ND filters (1%+10% or 1%+1%)● Use of an occulting filter (see Nagayama)● Standard stars: BS4450 & BS4382● IRAF standard processing package used

SAAO Mk-II to be decommissioned in Sept. 2014...
IRSF will hold the key for continuous monitoringof eta Car in NIR.
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

NIR Light Curve: Long-Term Secular Increase
L-Band長期的変化は双極雲の変化に起因か？

K-Band?

H-BandJ-Band連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

NIR Light Curve: Binary-Related Variabilities
L-BandA peak and a dip observed periodically at atime interval of 5.5yrs, coinciding withputative periastron passage of a companion.
To be frankly honest, the exact mechanism is
not yet fully studied...( 卒論、修論ネタ？）

K-BandH-BandJ-Band連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Carinae: 近赤外色ー色図？

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

NIR Color-Color Magnitude Diagram
From 1992.5,
the trend altereddramatically. Why?

??

Probably due tosecular change( 何かが変化してる）

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Extinction-Corrected J-H vs. H-K Diagram

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Extinction-Corrected J-H vs. H-K Diagram

Black Body Emission ？
Additional Extinction assumed:E(J-H) = 0.4, E(H-K)=1.2mag連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Let Our Imagination Go Wild...
ダスト生成で説明されていた近赤外の変動
だが、、、その物理的可能性は低い。 Ionizing Uv が強すぎるからである。
But, think about it.
Eta Car is freakishly bright and ionizing UVphotons permeate through massive winds
within 150 A.U....no way that newly formed
dust would exist within that radius.

Dust scenario just doesn't work (wrong timescale, wrong location).
It seems more probable that NIR emission originates from thermal plasmanear eta Car (or its stellar wind). And the star is getting hotter.

どうも星の温度自体が上がってる？

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Let Our Imagination Go Wilder...
Then, what makes the star hotter?
温度上昇は、自転速度の上昇が関係しているのではないか？潮汐力が近星点通過の際に自転速度を増加させる可能性あり？
A tidal force from a putative companion staracts upon eta Car enough that it impulsively
spins up the rotational velocity.
Eventually, the rotational velocity reaches its
critical rotation limit (~240km/s) and all sorts ofweird instabilities could kick in.
The orbital velocity of the companion atperiastron is expected to be around 300km/s.
Discrete, impulsive spinning of eta Car by the companion could explain:- Discrete, periodic changes in its wind properties- Faster rotation could induce a lower mass loss rate,
hence exposing hotter (naked) stellar atmosphere (i.e., lower opacity in wind).
連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Let Our Imagination Go Wildest...
1840 年クラスの爆発現象の予兆か？
In a long run, sure, that is probably true. :-)It is hypothesized that eta Car reached its
critical rotation limit in 1992.5 and started
showing the sign of rotational instabilities.
自転速度上昇による不安定性が存在するのか？それが爆発現象を引き起こす可能性は興味深い研究テーマになりうる。
Combined with its internal instability (unique toLBVs), a major eruption is imperative in near
future.
When will it erupt? いつ爆発しうるのか？
不明！

でも、次のイベントは 2020 年に予定。宇宙花火が見られるか？

We need your helping hands to keep eyes on the star throughout this event!!
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Back-up Slides

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Eta Carinae: Periodic Changes in NIR C-C Plot

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Eta Car: No Changes in Ionization

In the polar direction, a nested bipolar
nebula (little Homunculus, a.k.a. LH)
intersects ionizing photons from thestar(s) and re-radiates as it reaches its
own LTE.
The electron temperature of LH showsno significant secular changes.
# This result can be inferred from plasma# diagnostics of permitted and forbidden Fe II# in assumption that LTE is achieved.
Ishibashi & Mehner 2012, in prep.
March 28th, 2012: IRSF 勉強会

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017

Eta Car: Not Thinning its Wind in Poles

However...
In the polar direction (along the major
axis of the Homunculus Nebula), thereflected emission of the star itself
shows no clear and vivid changes inwind emissions.
極方向（ FOS ４）では、恒星風起源の輝線の強さ（ Equivalent Width ）が同等の変化を見せていない。

Mehner et al. 2012, in review
March 28th, 2012: IRSF 勉強会

連星系・変光星・低温度星研究会 201717/Sep/2017