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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

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 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. 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？. 矮新星 V455 And の早期スーパーハンプ (Matsui, et al. 2009 ).

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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

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Presentation Transcript

  1. 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）

  2. 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 • 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 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？

  3. 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

  4. 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 盛り上がっていたら、 内側の高温部が 盛り上がっていたら、 赤い光は小振幅 青い光は大振幅 赤い光は大振幅 青い光は小振幅 明るさ 明るさ 時間 時間

  5. 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 ＊事前分布 　（局所的により滑らかに） 明るさ （h=0.1r の円盤をデフォルトに） 時間 ＊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、

  6. 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

  7. 矮新星 V455 Andのデータから再構成極大5日目 • 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。 円盤高さ g V Rc Ic J 伴星 円盤高さ/半径 伴星

  8. 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

  9. 理論モデルとの比較 円盤高さ • 潮汐効果？　2:1レゾナンス？ 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。

  10. 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

  11. 観測データの詳細 V455 And superoutburstの光度曲線 • 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

  12. パラメータ依存性のチェック 様々なパラメータでの結果 パラメータ　小　　　　　　　　　デフォルト　　　　　　　　　　　大 i q Tin r/a • 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

  13. 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。 • 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

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