矮新星研究の最前線とBe/X-ray連星への応用

今田 明

（京都大学）

専攻：SU UMa型矮新星の測光観測Be星の分光観測

今田 明（いまだ あきら）

1976年、福岡県北九州市門司区生まれ1995年、久留米大学附設高校卒2002年、京都大学理学部卒2005年、同理学研究科修士課程修了

今に至る。

指導教官

昔 今

plateau期間のlight curve

観測初期のlight curve

2006年4月25日〜5月20日のlight curve

plateau期間

減光率0.14mag/day

Oizumi et al. (2007)

矮新星を可視光観測する意義

赤外

可視光

X線

矮新星を可視光で観測することは、降着円盤の変動を見ていることを意味する!!

降着円盤の物理を知る上で

最も基本的かつ重要な研究

矮新星の研究は日本が世界に誇る研究分野のひとつである！！

新星と矮新星の違い

増光の期間が違う。

増光幅 (amplitude) が違う。

増光のメカニズムが根本的に違う！

新星: 白色矮星の核燃焼。矮新星: 降着円盤の変動現象。

矮新星の観測は降着円盤の物理を知る上で最も基本的かつ重要な研究。

Hachisu, Kato, Kato (2003) Oizumi et al. (2007)

Nova (V1494 Aql) dwarf nova (V844 Her)

しかしWikipedia 3月5日現在

矮新星は新星の縮小版と思われているらしい。

Be/X-ray連星 SU UMa型矮新星

Be + NSPorb = 10-200 days2 disks

WD + MstarPorb = 80-120 min1 disk

共鳴半径の存在

矮新星

軌道周期1時間から９時間

の近接連星系で、時々アウトバースト（増光）を起こす突発天体の一種。

αcoldA

B

C

D

αhot

A B

C D

A

Limit cycle

Outburst中は、電離水素の降着円盤を観測している。

拡大すると

(AAVSOより)

赤：superoutburst

青：normal outburst

● 軌道周期が2時間以下

● 2種類のoutburstを起こす

(normal, super)

● superoutburst時、suprehumpが観測され、その周期は軌道周期よりわずかに長い。

SU UMa型矮新星とは

WD 伴星

WD 伴星

離心楕円円盤model SU UMa型のsuperoutburst時に左図のようなことが起きているのであれば、

軌道周期: Porb

プリセッション周期: Ppr

会合周期: Psyn

とすれば、

静穏時

superoutburst時

=

Psyn

問題は何故楕円円盤になるのか。

潮汐不安定性の発見(Whitehurst 1988)

世紀の大発見は意外？にもシミュレーションによって発見された。

伴星の潮汐力により、Porb : Pdisk = 3 : 1の半径

で軌道が歪められることを発見。(3:1 resonance)

Hirose & Osaki (1990)

Murray (1998)

熱、潮汐不安定性によるSU UMa型の光度曲線の理解

Supercycleスーパーサイクル(業界用語なので覚えて下さい）

Thermal-Tidal Instability model (Osaki 1989)

光度

disk半径

質量

1.静穏時開始時、diskの半径

は小さい。

1

Thermal-Tidal Instability model (Osaki 1989)

光度

disk半径

質量

2.Normal outburst時、角運動量を保存するため、diskの

半径が増加する。

2

2

Thermal-Tidal Instability model (Osaki 1989)

光度

disk半径

質量

3.Normal outburstによってDiskの半径が3:1共鳴半径を超えたとき、superoutburstに発展する。

3

3

UG

ZC

NL

ER

SUWZ

PS

P(時間)

M(dot)

統一モデル

2 3

thermalcriterion

tidal criterion

SU UMa型矮新星 まとめ

• 軌道周期2時間以下の近接連星系

• ２種類のアウトバースト

• Superhump現象

3:1共鳴半径の存在のため、降着円盤は

潮汐的に不安定

q=M2/M1 < 0.25 → 3:1共鳴半径はRoche lobe内

Be/X-ray連星 SU UMa型矮新星

Be + NSPorb = 10-200 days2 disks

WD + MstarPorb = 80-120 min1 disk

Be disk内に共鳴半径の存在

Be/X-ray連星とは？

Be/X-ray連星とは？

位相依存性を持ったRoche lobe→ 時間変化する質量輸送

近星点付近で最大

→ X-ray burstとして観測 (type I)

• ほとんどがtransient X線源だが、persistentなX線源も少数ある。

• ３種類のX線活動性

– 低光度でpersistentなX線放射

( )– 軌道周期で起こる (Type I) outbursts

( ) – 大きな (Type II) outbursts ( )

X線活動性の一般的な特徴

LX ≤ 1034 ergs-1

LX ≈ 1036 −1037 ergs-1

LX ≥ 1037 ergs-1

Type I/II X線アウトバースト(2S 1417-62)

(Bildsten et al. 1997)

Be/X線連星の多波長観測の重要性

NSへの降着の物理

Be/X線連星なんだから、X線で観測してればいいんじゃない？

Ｘ線観測でわかること

Ｘ線観測ではわからないこと

Be星ガス円盤の構造と進化、Be星ガス円盤とNSの相互作用

可視光観測、赤外線観測

Type IIの前にシングルピークに変化

(Negueruela et al. 2001)

その解釈

Precessingwarped disk

(Negueruela et al. 2001)

Be/X-ray連星の個数分布

Negueruela (1998)

Be/X-ray連星におけるBe星のスペクトル型は（何故か）early-Bに集中。

3:1共鳴半径と関係？

（おまけ）Be/BH やBe/WDはどこ

に？

Be/X-ray連星 まとめ

• 位相依存性を持つRoche Lobe

• 2種類のX線バースト

• 潮汐的に不安定なBe diskの存在！？

→II型アウトバーストの要因か！？

手始めに…..

OAO HIDESでBe/X-ray連星A0535+262を観測

P=111.3 days, e=0.47O9.5V + NS

2005年７月にtype-IIバースト

2005年11月に観測

本来の目的は…

Grundstrom et al. (2007)

Future work

近星点付近を連続観測

2007B 岡山プロポーザル

をよろしくお願いします。

来週三鷹で会いましょう。

Be/X-ray連星 SU UMa型矮新星

Be + NSPorb = 10-200 days2 disks

WD + MstarPorb = 80-120 min1 disk

共鳴半径の存在

• 新星と矮新星では増光のメカニズムが根本的に異なる。

• SU UMa型矮新星の降着円盤は潮汐的に不安定。(3:1共鳴半径)

• Be/X-ray連星は位相依存性のあるRoche lobeを持つ。

• Be/X-ray連星のBe星円盤にも共鳴半径が存在する。

まとめ