矮新星の早期スーパーハンプを用いた 降着円盤の再構成 植村誠(広島大学)、加藤太一、前原裕之、大島誠之(京都大学)
早期スーパーハンプとは? WZ Sge型矮新星に特有の短時間周期変動 降着円盤の縦方向の構造を見ている? 連星軌道周期に(ほぼ)等しい 様々な天体の早期スーパーハンプ (Kato , et al. 2002)。 Edge-onの天体ほど振幅が大きい? WZ Sge型矮新星に特有の短時間周期変動 連星軌道周期に(ほぼ)等しい ダブルピークの光度曲線 降着円盤の縦方向の構造を見ている? 円盤の幾何構造を反映
矮新星 V455 And の早期スーパーハンプ (Matsui, et al. 2009) TRISPEC/かなたと岡山MITSuMEによる、g’,V,Rc,Ic,J,Ksの6バンド同時測光観測 ハンプ成分が赤い →円盤外縁(=低温部)が膨張して変動の光源に 多バンド同時観測の成果! 明るくなる 赤くなる
光度曲線から円盤構造を再構成 時系列情報→円盤の方位角方向 色情報→円盤の動径方向 外側の低温部が 内側の高温部が 盛り上がっていたら、 時間 明るさ 赤い光は大振幅 青い光は小振幅 赤い光は小振幅 青い光は大振幅 明るさ 時間
円盤高さh(i,j)の事後分布をベイズ推定 ベイズモデルの詳細 モデル 円盤高さh(i,j)の事後分布をベイズ推定 事後分布 尤度関数 事前分布 入力 多バンドの光度曲線 *尤度関数 (観測とモデルの光度曲線で定義) 出力 円盤高さのマップ 時間 明るさ *事前分布 (局所的により滑らかに) (h=0.1r の円盤をデフォルトに) *実際の推定はマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)を使う。 *円盤の温度分布は標準円盤モデルを想定して、
人工データを使ったデモンストレーション 期待通りの結果 外側の構造は外側に、内側の構造は内側に、それぞれ再構成。 事前分布の効果で、仮定した構造よりも滑らかな構造に。 伴星 伴星 伴星 伴星
矮新星 V455 Andのデータから再構成 極大5日目 円盤高さ g V Rc Ic J 極大5日後の5バンド(g,V,R,I,J)データ 主・副の極大をつくる構造+内側への「腕」構造 円盤外縁の最大高さは、h/r = 0.20。 伴星 円盤高さ/半径 伴星
矮新星 V455 Andのデータからの再構成 極大3日目 円盤高さ 極大から3日目の2バンド(V,J)データ データ数が少ないのでより「なまる」。 5日目と基本構造は同じ 光度曲線の振幅=円盤の高さ 3日目の方が5日目よりも25%高い(円盤外縁)。 温度の効果は弱い 伴星 V J 円盤高さ/半径 伴星
理論モデルとの比較 潮汐効果? 2:1レゾナンス? 光度曲線から再構成された円盤は「潮汐効果」による 潮汐効果? 2:1レゾナンス? 円盤高さ 潮汐効果による円盤高さ の歪みの理論計算(Ogilvie 2002) SPHによる2:1 レゾナンスのシミュレーション (Kunze & Speith 2005) 円盤高さ/半径 光度曲線から再構成された円盤は「潮汐効果」による 歪みと似ているが、左上の構造は説明できない。
まとめ 早期スーパーハンプの多バンド光度曲線から、降着円盤の高さマップを推定するベイズモデルを開発した。 再構成された円盤は主・副の極大をつくる最外縁の構造+内側への「腕」構造をもつ。 潮汐効果による歪みに似ているが、副極小を作るための盛り上がり部分を説明できない。 今後の展開 他の天体でも同様の結果になるか? 円盤構造の時間変化
観測データの詳細 V455 And 2007年9月のsuperoutburst 観測論文は Matsui, et al., 2009, PASJ, 61, 1081 観測は広島大学「かなた」望遠鏡(V,J,Ks)と岡山MITSuME望遠鏡(g,Rc,Ic) 早期スーパーハンプの光度&色変化 スーパーハンプの光度&色変化
パラメータ依存性のチェック i q Tin r/a 仮定しているパラメータ 結果のパラメータ依存性 様々なパラメータでの結果 パラメータ 小 デフォルト 大 仮定しているパラメータ 軌道傾斜角:静穏時に浅い食が観測 → 75度 (Araujo-Betancor, et al. 2005) 連星質量比:superhump と軌道周期の経験法則から、q=M1/M2=12.0 (Kato, et al. 2009) 円盤温度:観測された色を再現するように内縁(or外縁)の温度を設定。Tin=82000K (5日目) 円盤半径:2:1 resonance半径、r=0.6a (aは連星間距離) 結果のパラメータ依存性 軌道傾斜角の不定性が最も大きな影響を及ぼすが、それ以外の上記パラメータに対しては安定 i q Tin r/a
Irradiationの効果 円盤の最外縁で膨らんでいるので、irradiationの効果は大きいかもしれない。 弱いIrradiation ただし、矮新星のenergetics一般にはirradiation効果はminorと考えられている。 (X線連星ではmajor) Irradiation効果の検証 仮定:アルベド0.5、Twd=Tin=60000K(観測された色に合わせるため)、円盤上の各セルに対して、白色矮星と他のセルからのirradiationを計算する。 Iterationで解く あるheight mapでirradiated diskの温度分布を決める。 その温度分布を仮定して次のheight mapを推定。 5-6回で収束。10回目の結果を採用。 結論:irradiation効果は、「腕」構造を弱める。ただし、腕構造を無くすほどのirradiationでは色が青くなりすぎて、観測と不一致。 ただし、仮定するアルべド、Twdに大きく依存。 弱いIrradiation 強いIrradiation 円盤高さ 円盤高さ/半径