シリケイト輝線を示す炭素星 BM Gemまわりの伴星の直接の証拠 泉浦秀行（岡山天体物理観測所） ＆すばるHDSグループ 2018/9/19

要旨 ○ シリケイトダスト輝線を示す炭素星BM Gemの 紫外域スペクトルをすばるHDSで観測 　　　高速ジェットが発生している直接の証拠を提示 　　　　　・バルマー、パッシェン連続光 　　　　　・Hγ～H23のバルマー輝線 　　　　　　（P-Cyg型、Ve～400km/ｓ、時間変動） ○　伴星の第一候補は低質量主系列星、第二は白色矮星 　　　　・放射光度～１ Lo　（シリケイトダストは～100 Lo） 　　　　・脱出速度：主系列星～数百m/s、白色矮星～数千m/s 　　　　・質量降着率：主系列星10-8 Mo/yr(10%捕捉) 　　　　　　　　　　　　　白色矮星10-9 Mo/yr(1%捕捉) ＝＞　BM Gemに低質量主系列星の伴星の存在を結論 2018/9/19

中小質量星の星の進化経路: L Te 炭素星の生成 1R* 小質量星 (~0.8Msun --- ~1.5Msun): BM Gem 中小質量星の星の進化経路: 小質量星 (~0.8Msun --- ~1.5Msun): => 縮退 He 核, H 殻燃焼 => 縮退 C,O 核, H と He 殻燃焼 中質量星 (~1.5Msun --- 6 ~ 8Msun): => 非縮退 He 核, H 殻燃焼 　AGB段階でHe燃焼殻の熱パルスと物質混合 Te L RGB HB AGB PN WD post-AGB He core H shell burn. C,O core He He shell burn. 1R* RGB AGB 　　　　炭素星の生成 理論: Iben 1975, Sugimoto & Nomoto 1975 観測.: Blanco survey, Magellanic clouds 2018/9/19

シリケイト炭素星の発見 ・大気は炭素過多 ・星周ダストは酸素過多 Little-Marenin 1986 BM Gem Little-Marenin 1986 Willems & de Jong 1986 2018/9/19

水メーザー輝線の検出 Nakada, Onaka, Izumiura et al. 1987 Benson & Little-Marenin 1987 星周領域にガス相でも酸素過多の状況が確認された 2018/9/19

結晶質シリケイト輝線を示す 炭素過多天体も見つかった Crystalline Molster et al. 2001 IRAS09425-6040 Crystalline 2018/9/19

Silicate Carbon Stars はどういう天体か？ シリケイトダストは何処にあるのか？ 初期に提案された描像： 炭素星とOH/IR星の連星系 ・近赤外域分光でOH/IR星の特徴見られず ・二つの星がほぼ同じ質量を持つのは難しい M型星から炭素星へ進化した直後の星 ・炭素星になって既に50年以上経過 ・一方、可視、赤外のスペクトルに時間的変化 　が見られない O-rich dust shell C OH/IR O-rich dust shell C 2018/9/19

新たに提出された二つの描像： - どちらも低光度の伴星を仮定 - さらに、その伴星に起因する効果を期待 1) 連星系を取り巻く、寿命の長い 円盤状の貯蔵層 (Kahane et al. 1998, Jura & Kahane 1999) 2) M型星時代の酸素過剰の質量放出流を 捕獲・保持している伴星まわりの円盤 (Lloyd-Evans 1990, Yamamura et al. 2000) Kahane et al. 1998 Yamamura et al. 2000 2018/9/19

今回の研究の動機: シリケイト炭素星の謎に迫るには？ - 伴星の存在を確認することが本質的 - 炭素星のViolet opacity problemが逆に利用できる - すばる高分散分光器HDSの立ち上がり * 紫外域まで感度がある => 伴星の徴候を探す 　　（＋ 炭素星の紫域のスペクトル探査） 2018/9/19

観測: 望遠鏡: すばる (D=8.2m, Mauna Kea) 観測装置: 高分散分光器　HDS 波長域: 3550 – 5200 A (3550 -- 4350A, 4400 – 5200A) 検出器: CCD (EEV42-80), 13.5um pixel, 2K x 4K x 2 ---------------------------------------------------------- Star Res. Exp.Time Date(HST) F12 ---------------------------------------------------------- BM Gem 50,000 1800s x2 2001-01-28 35Jy 1800s x1 2001-04-13 …… Y CVn 50,000 900s x1 2001-01-31 276Jy Feige34 --- 300s x1 2001-01-28 …… ---------------------------------------------------------- 2018/9/19

結果 2018/9/19

HDSで得られたBM Gemのスペクトル C2(0,0) C2(1,0) CCD gap Region relevant to this study 2018/9/19

BM Gemに 電離ガス領域 CaII K H_gamma Balmer Limit (3646A) H_delta Balmer Cont. Paschen Cont. BM Gemに 電離ガス領域 2018/9/19

BM Gemに高速ガス流、大変動性 太線：1月 細線：4月 2018/9/19

長い波長域の大気吸収線スペクトルの変動は小さい 115km/s 2018/9/19

Hεは輪郭が変動、 近傍の輝線はTi I輝線 Ti I 輝線は、波長、 輪郭ともにほぼ一定 2018/9/19

データの較正： ＜フラックス＞ ・大気減光の補正：CFHTの標準減光曲線を使用 ・望遠鏡を含んだ装置起因のレスポンスの補正： 　望遠鏡：　鏡、大気分散補正装置 　分光器：　鏡、補正レンズ、回折格子、CCD ・入射スリット損失：星像にガウス型を仮定 ・参照星：　Feige 34, （zeta Tau） 　＝＞およそファクター１．５程度の不定性に収まると推定 ＜視線速度＞ ・地球運動、太陽運動を補正し、V（LSR）へ変換 ・ミリ波CO輝線で得られた73.2 km/sを基準とする 　＝＞4040Aより短波長側のTi I 輝線は0 km/sを示した 2018/9/19

BM Gem 2001/04/14 BM Gem 2001/01/29 Fλ(erg/s/cm^2/A) Y CVn 2001/02/01 Wavelength(Angstrom) 2018/9/19

Y CVn 2018/9/19

脱出速度： V=√(2GM2/r) 白色矮星： M2: 0.5太陽質量 r: 0.01太陽半径 => V～4000 km/s 主系列星： 　r: 0.5太陽半径 　=>　V～600km/s ＝＞　伴星は主系列星である可能性が高い 2018/9/19

フラックス密度： BM Gem: ・ U-等級: 約16.1 ~ 15.7 (+/-0.5) (ref. Feige34, zeta Tau) ・ 距離: Hipparcos 550 (330~1700)pc, NIR flux 1200pc ・ 星間減光：HIの柱密度と減光量の関係から上限（< 0.6 mag) => M_U= 約 +6.8 ~ +4.9 (+/-0.5) (D=900pcとし1.5倍の不定性) DB 白色矮星： M_U: +9.1 （Teff=25000K） 主系列星： M_U= +6.8 ~ +4.9 　<=>　晩期G型から晩期F型 　λ<4000Aで特徴的な吸収線スペクトルは見られない 紫外、紫域の放射源は白色矮星でも主系列星でもない 2018/9/19

フラックス密度から光度へ： Fν Lyman α ν Balmer Lyman Limit Limit Fν @ Balmer Limit Balmer Limit Lyman Limit 2018/9/19

Harrington et al. 1981 2018/9/19

( Spherical symmetry assumed ) mU=16.1 (01/01/29), 15.7 (01/04/14) ( Spherical symmetry assumed ) 2018/9/19

# Bondi-Hoyle質量降着率 質量降着による重力エネルギー解放 ～ # 　　　　　　　　　　　　　Bondi-Hoyle質量降着率 (Bondi-Hoyle type accretion) # （Sp, r, M2; “M2” and “r” related part）: (K0, 0.85, 0.79; 0.0186) (M2, 0.50, 0.40; 0.0160) (M5, 0.27, 0.21; 0.0156) (M8, 0.10, 0.06; 0.0120) 2018/9/19

シリケイトダストの放射エネルギー ( Spherical symmetry assumed ) F_λ 9.7um λ 2018/9/19

質量降着仮説の現実性 BM Gemの現在の質量放出率： ～３ｘ10E‐7 Msun/yr 必要な質量降着率 　　必要な質量降着率 　　・白色矮星：　～10E‐9　Msun/yr 　　・主系列星：　～10E-8　Msun/yr 　　Bondi-Hoyle型質量降着率との比較 　　・白色矮星：　Dの広い範囲で可能 　　・主系列星：　D＜30AUで可能性あり 　　（注：　最近のSmoothed-Particle 流体力学計算の結果は、 　　　Bondi-Hoyle型質量降着率が今まで考えられていたより 　　　小さいことを示唆。　Mastrodemos & Morris 1998, 1999) 2018/9/19

議論 ・BM Gemはどのよう連星系 ・シリケイトダストの分布している場所 2018/9/19

今回観測された事実を説明するための配置 BM Gem (C-rich) ＜～３０AU 衝撃波加熱 電離ガス 降着円盤 高速流 低質量の伴星 2018/9/19

Where do the silicate features come from? => Still uncertain! 予備的なBM Gem 系の描像 Where do the silicate features come from? => Still uncertain! How to form? Can survive? No. Precession? Tens of AU Molecular reservoir 2018/9/19

まとめ シリケイト炭素星BM Gemの紫外域スペクトルの解析＝＞ １） バルマー＆パッシェン連続光、P-Cygバルマー線、変動 　２）　電離領域、高速放出流、コンパクトな領域 　３）　低光度低質量の伴星を持っている 　４）　主星の質量放出流を伴星が捕らえ質量降着 　５）　解放された重力エネルギーで電離ガス領域を形成 　６）　降着円盤の中心部から極方向に高速ガス流を生成 　７）　降着円盤は歳差運動をしている可能性がある しかし、シリケイトダスト輝線領域はどこにどうやって？ 2018/9/19

今後： 中間赤外域の超高分解能撮像で直接解像する （他のJ型炭素星を含めて）数十年に渡る視線速度変化の測定 BM Gem 今後： 中間赤外域の超高分解能撮像で直接解像する （他のJ型炭素星を含めて）数十年に渡る視線速度変化の測定 紫外域で超高分解能撮像し、シリケイトダストに　よるの散乱光で直接解像する 電離ガスからの電波連続波を撮像する 紫外域の分光観測を実施する 紫外域の高精度、高密度測光観測で降着流やディスクの擾乱、ディスクの歳差などによる変光を検出 2018/9/19

連星系の軌道運動（円運動を仮定） 付録１： v1= 30 * sqrt { (m2^2 / (m1+m2) /d } [km/s] 　v2= ( m1 / m2 ) *v1 [km/s] 　P= sqrt{ d^3 / (m1+m2) } [years] 　 　 v1: 主星（炭素星）の軌道速度 　 　v2: 伴星（白色矮星）の軌道速度 　 　P : 軌道周期 　　 　m1, m2: 太陽質量を単位とした質量 　　d : 天文単位で測った二星間の距離 　=> ( d, m1, m2 => P, v1 ) ( 3, 1.5, 0.5 => 3.7, 6.1 ) ( 30, 1.5, 0.5 => 116, 1.9 ) ( 3, 2, 1 => 3, 10 ) 2018/9/19

付録２： Mastrodemos & Morris 1999, ApJ, 523, 357 2018/9/19

付録３： Mastrodemos & Morris 1999, ApJ, 523, 357 2018/9/19