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“Classical Be Stars” J. M. Porter & T. Rivinius, PASP, 2003, 115, 1153

“Classical Be Stars” J. M. Porter & T. Rivinius, PASP, 2003, 115, 1153. 夏の学校ゼミ　 05/15/07 森谷　友由希. 概要.

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“Classical Be Stars” J. M. Porter & T. Rivinius, PASP, 2003, 115, 1153

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Presentation Transcript

  1. “Classical Be Stars” J. M. Porter & T. Rivinius, PASP, 2003, 115, 1153 夏の学校ゼミ　05/15/07 森谷　友由希

  2. 概要 • 古典的B型輝線星は、光球からのスペクトルに輝線が1度でも確認されたことのあるB型の主系列星のことである。輝線は光球赤道面付近周りにある光学的に薄いdiscに起因すると考えられている。1866年に発見されて以来Be星について様々な議論が発展してきたが、未だに解明されていない部分も多い。Be星について理解するには恒星物理学の様々な分野に絡んだ議論が必要となる。この論文ではBe星に関して現段階までに発展してきた事をレビューする。

  3. 内容 • Introduction • 光球について • Be星の短時間変動について • decretion disc • disc 形成機構 • 連星系におけるBe星 • Conclusion

  4. 1. Introduction：定義と観測的特徴 • “古典的”Be星：『Balmer線が過去に1度でも輝線として観測されたことのある超巨星ではないB型星』 • Herbig Ae/Be、Algol星 は除く Hα 上図：B型星のスペクトル 右図：B型輝線星のスペクトル

  5. 1. Introduction：定義と観測的特徴 • 光球の吸収線はB型星としてnormal • discの輝線はdouble peakを示すものが多い ⇒V/R比変動を示すものも・・・ • 偏光 Star disc

  6. 1. Introduction：研究意義 • Be星は超高速で自転している。(赤道面で遠心力～重力) ・・・角運動量を得る??(Heger et al. 1998) ⇒高速回転により誘発される不安定性 • 星震学への可能性(§3.1)や磁場 • decretion disc ・・・非対称恒星風により形成??

  7. 1. Introduction：先行研究 • Struve (1931)：Be星は高速回転→赤道面に質量放出をしてdiscを形成すると示唆。 • しかし、その後の研究で高速回転が即質量放出に繋がらないのではないかということに。 ⇒非球対称の恒星風が原因なのかも？？ • disc形成メカニズムは謎のまま。 • 分かっているのはBe星が高速で自転しているということと、赤道面にdiscがあるということ。また、そのdiscはいわゆる『降着円盤』とは関係が無いということ。

  8. ２. 光球について • Be星現象(Be星の様にBalmer線が輝線として現れる現象)を示すのはlate O～early B型の星。(B1e～B2eに最も集中している) • Be星現象は進化のどの段階で現れるのか。 • 主系列星として後半の時期にある傾向(Fabregat et al. 2000) • 系内のBe星はどの光度階級にも存在(V～III) ･･･結論を出すには更なる研究が必要 Be星の分光型分布(Negueruela 1998)

  9. ２. 光球について：自転 • 自転は重要。→星回りのガス(decretion disc)を形成するのに寄与している筈。(例：Struve 1931) • 吸収線の広がりから見積もられる自転速度はVsiniになるが、臨界値(赤道で重力と遠心力が釣合うときの速さ)の70～80％と考えられる。(下限値：重力減光の可能性から)

  10. ３. 短時間変動 • 古典的Be星のdecretion discに起因する輝線は長期的変動(≧yr)を行う。 定義『過去に”一度でも”･･････』 • 輝線のdouble peak profile変動 • 輝線　⇔　吸収線　変動　etc • 短期的変動(min ～ dy)を示すBe星も存在する。(disc形成機構に関係があるのかも??) • 観測手法の向上から、短期的変動を観測しよう、という動きがますます活発になってる･･･

  11. ３. 短時間変動：pulsation • Baade (1982)：時間スケールが0.5～2dyの線輪郭変動(LPV)は非動径振動(NRP)によるのではないかと提案。 • Balona (1990,1995)：この時間スケールは星の自転から説明し、LPVは星のspotsや一緒に回転しているガスによると提唱。 • どちらの仮説の立場からも、測光観測のmulti-periodicityはNRPによるのではないかと考えている。しかし、星に複数の振動数を起こさせるような物理的な要素があるかを示せていない。

  12. ３. 短時間変動：pulsation • Rivinius et al. (1998)：μCenの観測からmulti‐mode pulsationはdecretion disc質量輸送の引き金になっていることを示唆。(但し、殆どのBe星では見られない可能性大) activity • Maintz et al. (2003)：NRPの数値計算(μCen)。ある振動モード(l=m=+2)でLPVが説明できるとした。 • 80%のBe星がこの振動モードに当てはまるのではないか。 pulsation

  13. ３. 短時間変動：回転の効果 • 回転の効果：光球にstarspots(回りより温度の低い領域)が形成される。 ⇒でも、観測から期待されるスペクトル変動を示すためにはspotsは大き過ぎ、低温過ぎた。 • 回転の効果はdecretion discに起因するのではないかという考えに移行しつつ･･･ • もしかして磁場の効果もあるの？？(磁場の存在を確認されたBe星はごく僅かだが・・・)

  14. ４.decretion disc：幾何的配置 • Be星周りのガスは球対称に分布しているわけではない。→decretion disc • 偏光の観測が貢献 • discは赤道面から５°～20°に広がっている。 • 光球からの距離(discの半径)によって角が変化するＢｅ星も(外ほど広がっている)。 • 偏光方向は赤道面に直交。 Hα線の強度分布

  15. ４.decretion disc：密度・温度構造 • 赤外超過(ＩＲ域の光度が高い)はdiscでのfree-free / free-bound輝線と解釈される。 • discの半径と密度については”power-law”則：(ρ=r -n)が経験的に、また理論計算からも得られている。(但しモデルは”steady”としている) • 赤外のデータから2 < n < 4位ではないか(厳密な値はモデルによるが･･･) • 温度構造は赤外超過からは検証され難いが恐らく一様。(光球の半分程度？)

  16. ４.decretion disc：Kinematics • 輝線(や吸収線)のprofileはdiscの速度場を考える上で重要。 • profileのモデル化にはdiscの密度分布やkinematicsが必要となる。 • outflowを無視できるケプラー円盤 • 角運動量保存、密度の濃い風のある構造 １ ２ • ケプラー円盤の方が有力

  17. ４.decretion disc：discの変動 • double peakの輝線でV/R比(blue側とred側のpeakの強度比)が周期変動する。(周期：数～数十年) • V/R比振動はOkazaki (1991)が提唱したone-armed振動で説明ができそう。 速度分布のケプラー回転からのずれ(密度揺らぎ)が１本腕の摂動として伝播。この機構が正しいなら、outflowより回転速度のほうが高い(discにあるガスは数回回転していないといけないから)。 disc Star

  18. ４.decretion disc：discの変動 • Be星のemission-lineとshell-lineの違いは傾斜角の違いで説明できるが同じ星で2種類のprofile間変動をする星がある。 • Hummel (1998)：星の赤道面disc軌道面がずれたことによる!? • Porter (1998)：discのwarpingによる。 • 輝線が見えなくなりnormal B型星のスペクトル線に変化することもある(再び輝線を示したり)。 ・・・その機構には謎な部分が多い。

  19. ５.disc形成：光球の質量放出 • disc形成一番の謎：discへの角運動量の供給。 • Be星からガスが出す機構(どちらも可能性)： • 輻射型恒星風でガスが加速される：終端速度は～1000km/s • 光球のpulsationによって表面重力が変化しガスが出る(または出やすくなる)

  20. ５.disc形成：wind-compressed (WCD) • Bjorkman et al. (1993)：自転速度の高い星からの恒星風は球対称から赤道面方向にずれる→流線は赤道面に達するのでは?! • 両半球からの流線が合流するところでは衝撃波が形成され、高密度部分を作り出しdiscとなるのではないか。 disc shock & disc • 赤外超過を再現できない。重力減光などの効果を考えると恒星風は極方向成分の方が高いのではないか?! mass eject

  21. ５.disc形成：magnetically WCD(MWCD) • 恒星風に影響する為に必要な磁場 ≾ 数100Ｇ • Zeeman効果で観測できるにはギリギリ･･･ • 流線が磁場に沿って曲げられ、赤道面で合流→WCDに。 • WCDに磁場の効果を取り入れる。 disc magnetic field shock & disc • 本当にこんな磁場が存在出来得るのか?! mass eject

  22. ５.disc形成：viscous • accretion discの様に粘性の効果を考える。(但しdisc内の角運動量のやり取りは考えない。) • 赤道面辺りのガスがケプラー速度を超え、角運動量を受け続けたらdiscが出来る。 • ケプラー回転円盤が出来る。 • 構造が観測と合いそう。 disc • 有力。でも、角運動量はどうやって供給されるのか?? mass eject

  23. ６.連星系におけるBe星 • 連星系にあるBe星を観測することからBe星の物理にアプローチする： • 伴星がはっきり決まっているような系から観測的な制限が付けられるかも。(⇒特にBe/X線連星) • 伴星からの潮汐力でBe星からの質量輸送、disc形成が促されるかも。 • 近接連星系(軌道周期≦年)や離心率の高い系 • Be/X線連星のX線アウトバースト • 連星系との相互作用でBe星が高速回転するようになったのかも。 • 両星間の距離が小さいと角運動量のやり取りでspin-up？Be星現象が連星系と関係あるのか。

  24. ７.まとめ • Be星のdecretion discはほぼケプラー回転している。またdisc形成は粘性の効果を考える必要がある。 • Be星現象を示すのは早期Ｂ型のみ：質量放出過程の違いを示唆する可能性。 • Ｂｅ星がどの進化段階にあるのか、何故自転速度が高いのか、磁場は存在するのか、また起源は何か、質量及び角運動量の移送はどう行われるかについてはまだまだ解明されていない。

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