ガンマ線連星 LS I +61 303放射モデル 2009/12/14 永江　修（広島大学）.

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1 ガンマ線連星 LS I 放射モデル 2009/12/14 永江　修（広島大学）

2 Introduction① ※LS I +61 303について Be星とNS or BH(軌道傾斜角不明)
Casares+ 05 ※LS I について Be星とNS or BH(軌道傾斜角不明) 軌道周期：26.5日（電波からγ線） 年：TeVガンマ線が観測⇒ガンマ線連星 (ガンマ線連星：PSR B , LS 5039, (Cyg X-1)…) 放射メカニズム：不明（二つの説あり） コンパクト星の 　　　　　　軌道 φ~0.23 Be星 Mirabel+ 03 Massi+ 04 μクエーサー パルサーウインド Dhawan+ 06 降着物質 ジェット加速 パルサーの回転E パルサー風と星風の ショック加速 μクエーサーと 思われていた頃 パルサー説が浮上の きっかけになった観測

3 これまでの観測結果 Flux 電波観測 X線観測 近日点以外で 明るい 以前は遠星点に 近いほど明るい 軌道位相 電波とX線のずれ
超軌道周期＠電波

4 理論放射モデル① 仮定 Be星の星風はclumpy、パルサー風は一定 ↓ 両風の圧力がバランスした所で相互作用。
Neronov+ 07 仮定 Be星の星風はclumpy、パルサー風は一定 ↓ 　両風の圧力がバランスした所で相互作用。 　Clumpyな故、逃げていく物あり 　通常のbow-shockはできない ※一方でclumpy星風とpulsar 風が 　 衝突したところは。。。 Be星：速度の違う高エネルギー粒子(赤道面vwind~106-7cm/s、極~108cm/s以上) 　　　　　　　　　　　tesc~ D/vwind ~ 105(D/1012cm)(107/vwind) s 　　　　　　　　　　　↓ 　　　　違うエネルギーロス過程＝Coulomb loss, IC loss, synchrotoron loss 　　　　（tescとtcoolの鬩ぎあいでロス過程が決まる）

5 理論放射モデル② 各々の過程の電子Cooling time
想定：~10MeV電子が星の光をIC（X線＜10keV）、10MeV電子のシンクロトロン(電波) tCoul ~ 2x103(1010cm-3/n)(Ee/10MeV) s tIC ~ 104(L*/1038erg/s)(D/1012cm)2(10MeV/Ee) s tsynch ~ 3x105(1G/B)(10MeV/Ee) s 最小のtescより短い (comparable) Cooling をうける 近日点付近 (D~5x1011cm) n > 1010 cm-3 ⇔ tCoulが効く　 　　　⇔　近日点ではICもシンクロトロンも出ない (ii)　D>1013cm ＝Dr　⇒　n<<1010cm-3 tsynchが効く（Be 星の極から出た星風と衝突） (iii) D < Dr 　 　　 tICが効く（Be星の赤道面から出た星風と衝突） 　　　⇔　X線は連星の内側で、電波は外側で放射 　　　　　　電波はBe円盤と垂直な所での位相で明るい X線はBe円盤と NS（!?）の相互作用

6 Be diskの歳差運動!?? ４U 0115+63：激しく歳差(Warping) LS I +61 303 7ヶ月 8ヶ月 10ヶ月
1ヶ月 Nagae+ 09 Hαは常にダブルピーク 偏光方位角に変動なし LS I は激しい 歳差運動はしていない!! Paredes+ 95

7 近日点では暗い!?? 近日点で 一番明るい Pulsar wind modelとは相容れない Casares+ 05 観測2 「すざく」
観測1 Be星 観測3 Pulsar wind modelとは相容れない 過去の傾向とも 異なってきた

8 ガンマ線連星との比較 ※LS I +61 303(??) ※PSR B1259 (パルサー) ※LS 5039(パルサー!?)
　　Chernyakova+ 06 ※LS 5039(パルサー!?) 　　高橋+、岸下+09

9 今後の観測方針 ※「すざく」衛星による新たな事実!? 近日点においてNHの変動あり（大きくなる） 近日点の前半後半でも変動あり（前半が大）
観測2 「すざく」 観測1 観測3 近日点周りのNHの変動を追う ΔNH~ cm-2 　　　　　　　　↓ 軌道面傾斜角に制限 　　　　　 ↓ コンパクト星に制限!! （これまでの予想 X線dipなし⇔傾斜角小） i=20° ３M8 i=90°

10 まとめ Be星のprecessionに解を求めるPulsar wind modelは、やや軽率
Pulsar wind modelで再現可能なPSR B の変動とは似つかない 今後の観測および理論の発展に期待