可視光分光観測から見た A0535+262 の outburst の起源 広島大学宇宙科学センター 森谷 友由希 野上大作 ( 京都大学 ) 、岡崎敦男 ( 北海学園大学 ) 、今田明、 神戸栄治 ( 岡山天体物理観測所 ) 、本田敏志 ( 西はりま天文台 ) 、 橋本修 ( ぐんま天文台 ) 、市川幸平.

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1 可視光分光観測から見た A0535+262 の outburst の起源 広島大学宇宙科学センター 森谷 友由希 野上大作 ( 京都大学 ) 、岡崎敦男 ( 北海学園大学 ) 、今田明、 神戸栄治 ( 岡山天体物理観測所 ) 、本田敏志 ( 西はりま天文台 ) 、 橋本修 ( ぐんま天文台 ) 、市川幸平 ( 京都大学 )

2 Introduction: Be/X 線連星 Be/X 線連星： Be 星 + コンパクト天体 ( 中性子星 ) Be/X 線連星系での X 線輻射 : Be 星ガス円盤から中性子星への質量輸送 離心率が小さくない (e > 0.3) 連星相互作用 ( 質量輸送など ) に軌道位相依存性 → Transient Be 星 ・光球 ( 吸収線 ) + Be disk( 輝線 ) (Porter & Rivinius 2003 PASP, 115, 1153) edge-on pole-on 2/11

3 Introduction: Outburst 時の観測 X 線 … 中性子星側 Outburst 時に QPOs (Quasi Periodic Oscillations) 中性子星の spin-up → 降着円盤の存在 3/11 4U0115+635 の spin 周波数の変遷 (Fermi web page よ り ) 並びに光度曲線から求めた QPO(2mHz) (Heindl + 1999, ApJ, 521, L49) [Hz] 10 -4 10 1 2mHz Harmonics of spin period Power スピン周波数 光度曲線

4 Introduction: Outburst 時の観測 可視～近赤外 …Be 星側 Giant outburst 前後に輝線 が強くなる → Be 星ガス円盤が成長 Profile の変化 → outburst 前後で円盤面の 角度が変わる or 歪んだこと を示唆 ※詳しい質量輸送機構に ついては未解明 3/11 4U0115+635 の Hα 輝線の変遷 (1995 ～ 2005) Reig + (2007) A&A 462, 1081

5 Introduction: Be disk と X 線活動性の関係 Be/X 線連星における質量輸送 Be disk から中性子星へ → つまり Be 星ガス円盤は mass donor! Outburst 中の Be 星の観測は不足 特に giant outburst… めったに起きない為 Be 星ガス円盤の様子を詳しく調べる → 質量輸送機構の詳細な解明へ Outburst を起こす時と起こさない時の Be 星ガス円盤の違いは？ Normal と giant の違いは？ Be/X 線連星における Be 星 disk の様子をモニター観測 特に、 outburst 前後の Be 星ガス円盤を調べる 4/11

6 Target: A0535+26/V725 Tau A0535+26/V725 Tau O9.7IIIe + NS (Giangrande+ 1980, A&AS, 40, 289) NS ： 103-s pulsar (Coe+ 1975, Nature 256, 630) O9.7IIIe: m V ～ 8.9 mag (Giangrande+ 1980, A&AS, 40, 289) P orb ~ 110 days e ～ 0.47 (Finger+ 1994, AIPC, 308, 459) 5/11 A0535+262 の模式図 中性子星の軌道 L1 近星点での Roche lobe 半径 (5.6R * ) 光球

7 観測について 観測時期： 2005.11.24 ～ ( 継続中 ) いくつかの近星点では集中的にモニター OAO 188cm/HIDES 波長域 3500 – 6800 Å 波長分解能 R~60000 @Hα GAO 1.5m/GAOES 波長域 4800 – 6700 Å 波長分解能 R~30000 @Hα 6/11 188cm tel. @OAO1.5m tel. @GAO

8 Be disk の大きさと X 線活動 大まかには … Be disk 強い …X 線活発 7/11 波長 連続光 Be disk が発達 内側まで disk が存在

9 Be disk の変遷 静穏期 準 Kepler 回転円盤 X 線活動期前 Be disk の内側が薄くなっている (cf: Yan et al. 2012 V 等級と Hα 輝線等価幅に反相関 ) 8/11 Be disk が発達 内側まで disk が存在

10 Be disk の変遷 X 線活動期 Kepler 円盤とは外れた構造 Be disk が warp している 8/11 Be disk が発達 内側まで disk が存在

11 Be disk の変遷 静穏期 準 Kepler 回転円盤 ( 非対称、青側と赤側の相対的な強さは変わっている ) 8/11 Be disk が発達 内側まで disk が存在

12 X 線活動期： Warped Be disk 2009 年の giant outburst 前 Be disk: 準 Kepler 円盤と大きく 異なる構造 (warped Be disk) 1. Enhanced component 時々 triple peak を持つ 赤い方だけ非常に卓越 9/11 Continuum-normalized flux － 400 [km/s] 400 φ X =0.072

13 X 線活動期： Warped Be disk 2009 年の giant outburst 前 Be disk: 準 Kepler 円盤と大きく 異なる構造 (warped Be disk) 1. Enhanced component 時々 triple peak を持つ 赤い方だけ非常に卓越 2. Be 星ガス円盤が Roche 半径より大きい (Hα 線の等価幅 - 半径の関係： (Grundstrom+2007 ApJ, 660, 1398) ) 質量輸送、中性子星の存在で実際には大きくなれない 半径方向ではなく鉛直方向にも成長 Be disk の内側が薄くなっていた … Be disk が warp 、歳差運動しやすい 9/11 GG EW(Hα)

14 X 線活動期： Warped Be disk 2009 年の giant outburst 前 Be disk: 準 Kepler 円盤と大きく 異なる構造 (warped Be disk) 1. Enhanced component 時々 triple peak を持つ 赤い方だけ卓越 2. Be 星ガス円盤が Roche 半径より大きい (Hα 線の等価幅 - 半径の関係： (Grundstrom+2007 ApJ, 660, 1398) ) 質量輸送、中性子星の存在で実際には大きくなれない 半径方向ではなく鉛直方向にも成長 Be disk の内側が薄くなっていた … Be disk が warp 、歳差運動しやすい 9/11 GG EW(Hα)

15 Warped 成分の推定位置 Enhanced 成分の視線速度から位置を推定 Giant outburst 時に warped 成分が近星点付近に存在 10/11 Outburst は warped disk からの質量輸送 歳差運動で近星点付近へ disk が延びているときにおきる

16 まとめ・今後の展望 Be/X 線連星における Be disk と X 線活動の関係 大まかなシナリオとしては … Be disk が発達 …X 線で活発 Precessing warped Be disk ← Be disk の内側が薄くなった為、 warp 、歳差運動しやすく なった Outbursts … warped Be disk からの質量輸送 今後は … Warp の起源 放射圧、潮汐力 … (Caproni et al., 2006, ApJ, 653,112) 11/11

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