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可視光分光観測から見た A0535+262 の outburst の起源

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 ). Introduction: Be/X 線連星. edge-on pole-on. Be/X 線連星： Be 星 + コンパクト天体 ( 中性子星 )

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可視光分光観測から見た A0535+262 の outburst の起源

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  1. 可視光分光観測から見たA0535+262のoutburstの起源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 edge-on pole-on • 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 (Porter & Rivinius2003 PASP, 115, 1153) Be星 ・光球(吸収線) + Bedisk(輝線)

  3. 2mHz スピン周波数 Harmonicsof spin period Introduction: Outburst時の観測 Power 光度曲線 • 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 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] 10-4 101

  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 4U0115+635 のHα輝線の変遷(1995～2005)Reig + (2007) A&A 462, 1081

  5. Introduction: BediskとX線活動性の関係 • Be/X線連星における質量輸送 • Bedisk 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

  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: mV～ 8.9 mag(Giangrande+ 1980, A&AS, 40, 289) • Porb ~ 110 days • e ～ 0.47(Finger+ 1994, AIPC, 308, 459) 中性子星の軌道 光球 L1 近星点でのRoche lobe半径(5.6R*) A0535+262の模式図

  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 • OAO188cm/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 188cm tel. @OAO 1.5m 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 内側までdisk が存在 Be disk が発達 連続光 波長

  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) 内側までdisk が存在 Be disk が発達

  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 内側までdisk が存在 Be disk が発達

  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) 内側までdisk が存在 Be disk が発達

  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) • Enhanced component • 時々triple peakを持つ • 赤い方だけ非常に卓越 φX=0.072 Continuum-normalized flux －400 [km/s] 400

  13. X線活動期：Warped Be disk EW(Hα) • 2009年のgiant outburst前 • Be disk: 準Kepler円盤と大きく異なる構造(warped Be disk) • Enhanced component • 時々triple peakを持つ • 赤い方だけ非常に卓越 • 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 G G

  14. X線活動期：Warped Be disk EW(Hα) • 2009年のgiant outburst前 • Be disk: 準Kepler円盤と大きく異なる構造(warped Be disk) • Enhanced component • 時々triple peakを持つ • 赤い方だけ卓越 • 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 G G

  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 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)

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