OISTER・すざく による
2FGL J2339.6-0532 の観測
東⼯⼤・理 谷津 陽一
橘優太朗、有元誠、河合誠之（東工大）、片岡淳、高橋洋介（早稲田大）、柴田晋平（山形大）、関⼝和寛（国⽴天⽂台）ほか OISTERチーム

1

本研究の目的Black widow = ミリ秒パルサー（MSP）リサイクル過程の最終段階
ミリ秒パルサー（）リサイクル過程の最終段階

数億?年後

低質量X線連星

Black widow

Black widowはMSPの進化史を探る上で貴重なサンプル
はの進化史を探る上で貴重なサンプル(1) 素性の解明（軌道要素）(2) パルサーへの質量降着・伴星の蒸発状況解明(3) 伴星とパルサー風の相互作用・σ-パラドックスへ制限
2

2FGL J2339.6–0532

 Fermiで発⾒された明るいガンマ線源
 X線対応天体 ⇒ 冪型スペクトル 可視 ~5等級の周期的光度変化⇒ Black widowであると解釈⇒ 2.88msの電波パルス発⾒（時折パルス消失）
Romani& Shaw (2011); Kong et al. (2012), Ray et al. 2013

3OISTER による多波⻑観測 (Ks~B)

00.9

1014

0.70.60.50.40.3

SED at various orbital phase

0.80.1
0.2
0.30.4
0.5
0.6
0.7
140.8
0.9SED1 at various10orbital phase-4-5-6-7151014 1

Flux

軌道パラメータの軌道パラメータの推定
パラメータの推定

Observer

簡単なジオメトリを仮定
未知数
TCool rcomp• 軌道傾斜角i• 軌道半径• 伴星半径Companion
ROrb• 伴星温度（低温側）
Pulsar with LDS• Spin-down Luminosity
軌道位相毎のSED をモデル関数でフィット

0.20.100.40.30.200.5.1
15 0.90.8
0.70.6
10 110155伴星表⾯の温度分布モデル

パルサー風の単位面積当たり照射強度が温度に反映されると仮定

パルサー側

裏側

6Parameter

Value

軌道傾斜角 i~65º

軌道半径

Rorb

1.16 x 1011 cm

伴星半径

rcomp

9.96 x 109 cm

Spin-down L LSD

6.1 x 1034 erg s–17

すざくによるX線観測
100 ks XISによる撮像観測
による撮像観測
Component
Black Body
Power law
χ2/dof

Param
kT

Value
0.15 ± 0.06 keV

Rbb

0.28 +1.00/-0.16 km

Ph Index

1.14 ± 0.16

Flux

2.50±0.16±x10-13erg/s/cm252.35/52 (=1.007)

NH = 0 (fixed)

1 keV以下に超過成分あり以下に超過成分あり ⇒ ⿊体放射
⿊体放射?
温度 = 0.15 keV, 半径 = 0.28 km （@1.1 kpc）
⇒ 中性子星表面からの放射8X線パワースペクトルの時間変化
ああ

窓関数：矩形
時間幅=5000s

フレア等は⾒られず

モジュレーション・パターンが変化
パルス消失と関連??

9

質量降着の可能性
モジュレーション変化 電波パルス消失 降着 との関係はを検証
モジュレーション変化…電波パルス消失(降着?)との関係はを検証

 プロペラ効果から予想される降着率

 実際の明るさ 上記計算より5 桁暗い 類似天体（降着している時）は100 倍明るい ロッシュローブの充填率（軌道要素から）
 ~1/3以下 ⇒ ラグランジュ点を越えられず安定した降着不可••

伴星表⾯でのフレア等による突発的な質量供給
パルサー風の⽣成⾃体が不安定
10

まとめ 2FGL J2339.6-0532 を OISTERとすざくで観測とすざくで観測 可視光（OISTER）：
 4日にわたる多色観測 ⇒ 軌道位相で分解したSEDを作成
 軌道要素を制限 軌道傾斜角~65ºを

 X線（すざく）： ライトカーブのパワースペクトルを追跡
 観測中に周期成分（とくに倍周期はほぼ消滅）

 現時点で質量降着は終わっていると結論
X線ライトカーブの倍周期変化は-伴星フレア等による突発的・少量の物質降着-もしくはパルサー風の⽣成⾃体の不安定性の可能性
11

2FGL J1311.6-3429 X線観測

~10000秒の激しく不規則なフレア現象 ⇒ AGN??
12⽯垣・⿅林天⽂台(台湾)での可視光観測

 周期~1.55時間の変動
 最⾼温度 ~104 K
 不規則なフレア

もう一つのBlack widow
13

今後の展開（期待）Kataoka et al. 2012; (see also , Fig.19 of 2FGPreliminary

⻑期変動 カットオフ
AGN

変動有意性AGN-likeパルサーJ1311.7○××○ガンマ線MSPはまだまだいるはず!!
!!

MSP-like
スペクトルカットオフの有意性

14

P = 30ms

周期変化率 [s//s]

ミリ秒パルサー電波パルサー

AXPs/SGRs（Magnetars?）

ミリ秒パルサー

パルス周期 [ミリ秒] ミリ秒パルサー P < 30 ms ほとんどは連星系に存在（図中□マーク）
 ⼀度回転エネルギーを失ったあと降着により再⽣? (Alpar 1982) 15

Phase-folded X-ray light curves
BB from NS?

Power-law

 Varies with the orbital motion (Brightest at the opticalmaximum)
 Synchronized with the optical light curve (Max@ Phase=0.5)
 Flat top light curve16

Emitting region of the hard X-rays (1) A Pulsar wind nebula or a halo of the pulsar
 Modulation due to eclipse of the halo??
 ⇔ There is no gamma-ray eclipse(inclination ~ 60º)
Inconsistent with the observed Orbital parameters

17Emitting region of the hard X-rays (2) A thin layer of the shocked pulsar wind
 Brightest at the superior conjunction
 Flat-top modulation curve with Lorentz boost
Attenuation factor @ Phase=0.52


1−
β2

 = 0.8
 1−

−βcos(π/2−i)2
1+ pX-rays

β2 = 0.31 ± 0.05 c18

Sigma-paradox
B12σ=
 Magnetization parameter
4π n1u1γ1me c 2
 @Light Cylinder:σ > 10000 (Poynting flux dominant) @Termination Shock: σ << 1(Kinetic energy dominant)
How / Where is the magnetic energy converted into thekinetic energy of particles?

 The standard sample : Crab pulsar
 un-shocked pulsar wind is invisible
 We cannot investigate the inside ofthe Termination Shock.
⇔ Aharonian et al. (2012)
An evidence for particle acceleration~1017 cm
Chandra19

Constraint on the σ-parameter σ : Ratio of Poynting flux to kinetic energy(KC84)
 Rankine-Hugoniot relation
n1u1 = n2 u2u1B1γ1

γ1µ1 +=u2 B2γ2B1222σ=,
where1+u=Γ11
4π n1u1γ1me c 2(Particle Flux),=EEB1
EB2= γ 2µ2 +4π n1u1
4π n2 u2(Electric Field),(Energy),

p1
B12p2
B22
γ1u1 ++= γ 2 u21 ++(Momentum).
n1u1 8π n1u1n2 u2 8π n2 u21+ 9σ
β2 => 0.38@σ = 07 − 9σ

Velocity of the post shock flow as a function of σ β2 = 0.31±0.05 from the observation
A 0veryvalue windof σ isin“particle
this scenario.
σ~⇒ small
The pulsar
is required
already indominant state” at 1.1x1011 cm apart from the pulsar(consistent with Aharonian et al. 2012)20

Observed sigma

σ as a function of β221Magnetic field

Velocity

u2 and B2 for various σ as functions of r

Kennel and Coronitii 198422

NIR/Optical observations
R-bandV-bandB-bandI-bandg-bandz-bandJ-bandH-bandK-bandB-bandV-bandHokkaido univ.

g-bandR-bandI-bandHiroshima
Kottamia
Ishigakiz-bandKSUJ-band

OAO-188

H-bandminiTAO
IRSF

Ks-band55831.5

55832

55832.5

55833

55833.5

55834

55834.5

55835

55835.5

MJD [day]

Optical counter part shows periodic variability
2355836

Folded light curves and SEDs
10-3-5-610-4

1010Radiusχ2 / ndf

3.933e+05 ± 4.763e+058e+04 / 6154024 ± 976.4

Phase = 0(min)T~3600 K

Temperature

10Frequency [Hz]Magnitude

File = SED_10-00-ALL.dat
File = SED_10-01-ALL.dat
File = SED_10-02-ALL.dat
File = SED_10-03-ALL.dat
File = SED_10-04-ALL.dat

Phase = 0.5(Max)
T~7000 K

E n e r g y flu x [J y ]Orbital phase- Modulation period of 4.6h → very close binary system- 4 mag variability → Temperature variation 4000~7000
These features resemble the proto-type black widow!!
24