Optical spectroscopy of flares from the black hole X-ray transient A0620-00 in quiescence T. Shahbaz, et al., 2004, MNRAS, 354, 31 2004/10/13(Wed) Wednesday seminar & Plasma seminar

Abstract Continuumのellipsoidal modulationに数十分のフレアがのる ContinuumのフレアのいくつかはHαでも観測される Persistent Balmer emissionはoptically thin Flare中はT↑or Balmer lines: optically thicker than continuum 二つのH I emitting region：disk と impact region Fν∝power β of ν; β= －1.4±0.2 Flare region: T=10,000K—14,000K, 0.05—0.08% of the disk Flareがimpact regionで形成される可能性は否定されない Doppler imagingではimpact regionとそのdiskの反対側に構造 Eccentric disk

1. Introduction A0620—00 = V606 Mon Optical counterpart, V~18mag Porb = 7.8h, K3-4V secondary Inclination = 41±3deg, q = M2/M1 = 0.067, M1 = 11±1Msol これまでに数十分のフレアは何度か観測されている Magnetic reconnection events? Advective regionからの放射? X-ray variabilityのreprocess? Impact pointのflickering?

2. Observation VLT/FORS1 optical region, 1.2A/pix, 120sec exposure 3. Radial velocity Secondary のsemi-amplitude = 403±5 km/s

4. Flare light curves Most noticeable flare at φ=1.15 rise time ~15min, ~10% Line fluxとcontinuumのflareがcorrelate(特に上記flareのHβ） Complete correlationにならないのはdisk等、他のsourceがあるからだろう Hβの方がHαよりcorrelationが強い Hα/Hβはline fluxと逆相関　　　　→Hαの方がoptically thick

Hα/Hβ=2.85→T~10,000K, Balmer lineはoptically thin Φ=1.15のflare中にHα/Hβ= 3.0 → 2.6 →T = 5,000K → 30,000K ContinuumのフレアはHαで見えているものもみえていないものもある

5. Excess light Ellipsoidal (distorted double-humped) modulations in quiescence →secondary dominated in quiescence in optical (数百日くらいで平均光度が変化　　↑spotの変化？） Ellipsoidal modulationを引いた光度曲線は superhumps? Or star spot effect?

6. Quiescent spectrum of A0620—00 K4 starの標準星スペクトルとpower-law spectrum（disk成分）でfit →β=0.60±0.3,F5500=37±13% Black bodyでfit →T=4600±100K 　　F5500 =58±16% いずれにせよsteady-state diskではあり得ない。Star spotの影響？Tidally distorted diskの低温領域の影響？

7. Flare spectrum Flare時とquiet-state時のsecondaryとdisk成分を引いたspectra & その差（右図） Black bodyでfit →T=5,900K Power lawでfit 　　→β=－0.60±0.20 HのLTE slabからの放射としてfit (IRAF/STSDAS/SYNPHOT) →T=10,000—14,200K, 0.032—0.044Rsol(diskの面積の0.05—0.08%), 10^20—10^24 /ccでパラメータサーチしてみたが、 うまくいかない。

8. Doppler map Diskの２箇所で寄与が大きい S-waveがきれいな sine curveではない Impact regionではなく、その手前で明るくなっているように見える。→impact regionでshockを過ぎた後で、stream velocityとKepler velocity of the edge of the diskの混合velocityとなっている？→Rd=0.55±0.05RL1

9. Discussion 9.1 eccentric disk? Φ=0.25—0.5で強く光っているのはeccentric diskの証拠 (cf. Casares et al. 2003 for XTE J2123—0.58; Zurita et al. 2002 for XTE J1118+480) Real dataでS-waveがきれいなsine curveであらわされないこともeccentric diskであることを示唆 質量比から3:1 resonance radiusを計算するとRtidal=0.66RL1。これは求めたRdよりも小さいが、このRはpost-shockで、edgeよりも内側であろう。またeccentric diskではphaseによってはかなりRの小さいところにimpact regionができることがある、ということで定性的には説明できる。

9.2 mechanism for the flare emission このモデルではoptical flareはoptically thin synchrotron emissionで説明するのは難しい(electron energy distributionのpower indexが太陽フレアでの—2よりもずっと大きくない限り) ADAF disk model では、X-ray transientでのflareはtransition regionで発生すると考えられる(Shahbaz et al. 2003等) Adiabatic Inflow-Outflow Solution (ADIOS)モデルでも、optical synchrotron emissionは抑えられて、inner flowから直接optical flareが出るとは考えにくい。 X-ray variabilityのreprocessや、外側のthin diskの内縁から出るという可能性は残る。

9.3 do the flares arise from the whole disk? V404 Cygの数日続くlarge flareでは、Hαのwingまでenhanceされたためにdisk全体で光ったとされた(Hynes et al. 2002) 数時間続くflareではdiskの少なくとも3%以上の大きさのところから放射された(Shahbaz et al. 2003) Shahnaz et al. (2003)は大きなflare(数時間)は小さなflare(~min—0.5h)はよりdiskの外側、あるいはより上側のコロナで起こるのではないかと示唆 A0620—00とV404 Cygのflareが同じoriginであるとすると、話はconsistentか？

9.4 Do the flares arise from the bright spot? Flareの温度と領域はbright spot(impact region)の温度や大きさ(Gelino et al. 2001)とconsistent Inclinationの大きな系でflareのorbital distributionとorbital light curveの関係を調べられると判明するか。 V404 Cygではいくつかのflareはbright spotで起きたという可能性は否定されている。