偏光（分光）観測による連星の 研究の現況 （review+α) 磯貝 瑞希（広島大学宇宙科学センター） 2007年 7月12日 HDSゼミ 内容 イントロダクション（連星、偏光について） 偏光（分光）観測による連星の研究 連星の散乱モデル イントロダクション （連星、偏光について） 連星について 連星 = 重力的な束縛を受けている天体のペア 分類 共通固有運動連星 実視連星 分光連星 観測 食連星 スペックル連星 X線連星 連星について 連星 = 重力的な束縛を受けている天体のペア 分類 ロッシュローブ 分離系 幾何学的関係 半分離系 接触系 http://www.daviddarling.info/encyclopedia/ R/Roche_lobe.html 可視域の偏光 互いに直角な振動面を 持つ光の強度が同じ 偏光とは？ = 無偏光 光の強度に偏りがある = 偏光 Wikipedia 「偏光」より 特定の振動面を持つ光が卓越 = 偏光 普通の恒星 = 無偏光 偏光の種類 楕円偏光 N 卓越した光の強度と振動面の時間変 化によって三種類に分類される。 ・楕円偏光 ・円偏光 ・直線偏光 W 強度・振動面ともに時間変化 N N 円偏光 直線偏光 W 強度は一定で振動面のみ時間変化 W 振動面は一定 ストークスパラメータ(q, u) u 偏光度P 2×偏光方位角PA q 偏光度P、偏光方位角PAとストークス パラメータq,uとの関係 P = √(q2 + u2) PA = ½ arctan (u/q) 連星の偏光 単体星と同じ、連星自体が偏光を起こすわけではない ・散乱 星周物質または光球 での散乱 ・磁場 連続光：サイクロトロン放射 輝線/吸収線：ゼーマン効果 偏光の原因 単体星と異なるのは、偏光に時間変動が見られる点 単体星・連星の偏光の違い 普通の恒星 星間雲 星間偏光 恒星＋星周エンベロープ ＋ 固有偏光 星間偏光 ごく近傍の星周構造がわかる 連星＋星周エンベロープ ＋ 固有偏光（時間変動） 星間偏光 偏光 ・散乱 ・磁場 散乱体の性質、空間分布 ・散乱断面積 性質（種類、組成など） ・偏光方位角 空間分布 磁場の強さ、方向 θ ・磁場に平行な放射：円偏光 ・磁場に垂直な放射：直線偏光 どちらのケースにおいても、偏光は見る角度に依存する 電子 偏光 散乱体の性質 その空間分布 偏光観測 系のジオメトリー 連星軌道パラメータ 磁場の性質 散乱体の運動 偏光分光観測 連星軌道パラメータ 磁場の性質 偏光（分光）観測による 連星の研究 連星の偏光観測 1960年代から精力的に行われるようになった。 偏光観測が行われた天体の論文数によるランキング(221/862)： 激変星 Polar (AM Her型) Wolf-Rayet連星（WR+O） X線連星 spot連星 （RS CVn, BY Dra） 激変星(Polar+IP以外) 共生星 前主系列連星 Algol型 W Ser型 Be連星 ...... 65 26 23 17 14 11 12 9 8 3 磁場 磁場 連星の偏光分光観測 1977年に初、90年代から活発に行われた。 偏光分光観測のランキング(65/74)： 激変星 Polar (AM Her型) 共生星 Wolf-Rayet連星（WR+O） spot連星 前主系列連星 激変星(Polar+IP以外) 超新星 Be連星 W Ser型連星 ...... 19 12 7 4 4 3 3 2 2 磁場 Raman散乱輝線 磁場 各天体の偏光観測 1. Polar (AM Her) http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/ cvstext.html 半分離系 強い磁場（～107ガウス）を持つ白色矮星とロッシュ ローブと満たす伴星（晩期型主系列星）との連星 強い磁場のために、降着円盤が形成されず、伴星から の質量は白色矮星が作る磁力線に沿って流れる。 AM UMa (Ferrario et al. 2003) ・偏光観測による研究 1970-1980年代： 円偏光観測 磁場測定 1980年代～ ： ・ X・紫外・可視サーベイ観測で新たに発見さ れた候補星の円（直線）偏光観測による同定 ・偏光分光観測による磁場強度測定 各天体の偏光観測 各天体の偏光観測 Robert et aｌ. (1990) V444 Cyg 2. Wolf-Rayet連星 分離系 大質量星の進化が進み、膨張した水素の外層 が放射圧で吹き飛ばされた天体。 青色巨星。 WR星のおよそ40%がO型星との連星をなす。 Robert et al. (1995) ・偏光観測による研究 ・恒星風の等方性の調査 ・質量放出率の推定(食) Robert et al. (1990) ・軌道面傾斜角の推定 食付近の偏光の変動 各天体の偏光観測 各天体の偏光観測 3. X線連星 半分離系・分離系 中性子星とロッシュローブを満たした普通の星からなる連星 → 高質量X線連星、低質量X線連星、Be/X線連星 （早期型超巨星、 晩期型MS、 早期型MS） Cyg X-1 偏光の変動 Dolan & Tapia (1989) ・偏光観測による研究 ・軌道面傾斜角の推定 主星の質量の推定、正体の 特定（例： Cyg X-1） Dolan & Tapia (1989) ・星周構造（円盤とジェットと の関係） Nagae et al. (2006) 各天体の偏光観測 4. 激変星（Polar, IP以外） 半分離系 白色矮星と晩期型MSとの近接連星。 outburst → 新星、反復新星、矮新星、新星状変光星に分類。 軌道周期は数時間程度。 ・偏光観測による研究 ・新星・反復新星のoutbusrt時の観測 質量放出 V1494 Aql: Kawabata et al. (2001) ・新星状変光星の偏光分光観測 輝線形成領域 Dhillon and Rutten (1995) V1315 Aql Dhillon and Rutten (1995) 各天体の偏光観測 各天体の偏光観測 5. 共生星 Mira AB の HST image 分離系 晩期型巨星（主にM型）と高温度な矮星 からなる連星 0.“578 軌道周期はおよそ1-2年から数10年 Karovska et al. 1997 ｄ～130pc Harries & Howarth (2000) ・偏光観測による研究 ・固有偏光サーベイ SY Mus Raman輝線の変動 Schulte-Ladbeck (1990) ・固有偏光の時間変動サーベイ Brandi et al. (2002) ・Raman輝線の変動を用いた軌道面傾斜角 の推定:数例 e.g. Harries & Howarth (2000) 各天体の偏光観測 6. 前主系列連星 前主系列星（Herbig Ae/Be星, T Tauri星）からなる連星 ダストエンベロープに覆われている事が多い。 Manset et al. (2005) AK Sco 偏光の変動 ・偏光観測による研究 ・偏光の時間変動 星周構造 ・昇交点位置角の推定 連星誕生シナリオ Monin et al. (1998) 各天体の偏光観測 7. W Ser型連星 半分離系 ロッシュローブを満たす(超)巨星(主星)とB型MS(伴星)の連星 L1点を通過して、主星から伴星 への激しいガス移動あり。 伴星の周り には高温で密度の高い厚いガス円盤がある。 Piirola et al. (2006) ・偏光観測による研究 ・偏光の時間変動 星周構造（主星→伴星へのガス流） Piirola et al. (2006) ・輝線の偏光 伴星周りのガス円盤 β Lyr: Hoffman et al. (1998) 各天体の偏光観測 偏光分光観測の利点 輝線が偏光していない場合： WR星 CQ Cep Harries and Hilditch (1997) 星間偏光の見積もり 輝線が偏光している場合： 共生星 AG Dra ikeda et al. (2004) 輝線形成領域の情報 偏光分光観測の利点 ・Raman輝線 λ6825、7082のケース： OVI λ1032、1038 輝線の中性水素原子による 散乱。 高温度な電離星＋豊富な中性水素ガスの両方を併せ 持つ天体からのみ検出 3p 2P 2s 2S Lyα （1216） Lyβ （1025） OVI 1032,1038 1s 2S 準安定準位 Raman輝線 小まとめ 偏光（分光）観測でよく行われている研究 ・星周構造 ・磁場の強度 ・連星の軌道面傾斜角・昇交点位置角 連星の散乱モデル 連星の散乱モデル 1978 Rudy & Kemp 軌道面に対称な分布の自由電子エンベロープを伴う連星 偏光の時間変動 Stokes平面上で楕円を描く 楕円の離心率 軌道面傾斜角に依存 星周領域のサイズ、形状、位置 によらない。 連星の散乱モデル 1978 Brown, McLean & Emslie （以下BME） 任意の空間分布の自由電子エンベロープを伴う連星 軌道位相に対するStokes 曲線のFourier解析 軌道面傾斜角 空間分布のモーメント積分 昇交点位置角 BMEモデルの仮定： ・円軌道 ・点光源 ・散乱体の分布は連星系の回転に対して不変 ・光学的に薄い（1回散乱のみ考慮、τは無視） 連星の散乱モデル 1978 Brown, McLean & Emslie （以下BME） 軌道パラメータの推定方法： 1. 観測データを以下の式でfitし、係数を得る Q(λ) = q0 + q1 cosλ + q2 sinλ + q3 cos2λ + q4sin2λ U(λ) = u0 + u1 cosλ + u2 sinλ + u3 cos2λ + u4sin2λ 2. 得た係数を右の式に代入 １次の係数、２次の係数から それぞれ独立にiを推定可能。 低次の Fourier解析 連星の散乱モデル 1978 Brown, McLean & Emslie （以下BME） 軌道パラメータの推定方法： ３. さらに、右の式に代入する ・昇交点位置角 ・空間分布のモーメント積分 に関連したパラメータ を得る 連星の散乱モデル BMEが予測する偏光の変動 ・分布が軌道面に対して 対称 非対称 軌跡は楕円 ２次の成分のみ １次の成分が 現れる。 連星の散乱モデル BMEが予測する偏光の変動 軌道面上で連星を結ぶ 軸対称＋ 軸に対して線対称 軌道面上で連星を結ぶ 軸対称＋ 軸に対して軸対称 λ２は０ φ=0は長軸上 楕円の焦点=原点 星間偏光が容易に 求められる。 連星の散乱モデル 1978 Brown, McLean & Emslie （以下BME） tanλ1 = γ2/γ1 tanλ2 = γ4/γ3 G = (γ12 + γ22)0.5 H = (γ32 + γ42)0.5 BMEからの拡張 BMEの仮定はかなり制限が多い。 仮定が成り立たない天体に適用できるよう、様々なモデル の改良が行われた。 1982 Brown et al. 楕円軌道 1982, 1983 Simmons 共平面の仮定を除く １次、３次の成分が現れる 任意の散乱メカニズム（球対称は 保持：Mieなど） 特殊なケースとして、BMEと同じ式を導出 BMEからの拡張 1994 Fox 有限サイズの光源 散乱体の掩蔽がなければ、BMEの結果と変わらない。 1996 Wood モンテカルロ法による多重散乱 １回散乱よりも強い偏光を作り出せるケースがある。 BMEからの拡張 --散乱モデル-2000, 2001 Manset & Bastien 散乱前後のτを考慮。数値計算モデル。自由電子、ダスト粒子 τが大きくてもBMEの推定法は使用できる。 ダスト粒子 1次の成分が現れる。 Manset & Bastien 2002, 2003 T Tauri連星 68%の連星 およそ２０天体の観測 固有偏光@766nm > 0.5% これらの天体の多くが、測光・分光ではダスト存在の証拠なし まとめ 連星周囲の星周構造（散乱体の性質、空間分布）についての情 報を得る上で、偏光観測は非常に重要。 → 様々なタイプの連星で偏光観測が行われている。 特に軌道運動と相関した偏光の時間変動からは、軌道面傾斜角、 昇交点位置角を得ることが出来る。 ← 連星をなす星それぞれの「質量」を求める上で、 軌道面傾斜角が必要。 → BMEは単純だが強力な推定法。 観測手法の向上 と 更なる理論モデルの進展 ⇒ より詳しい情報を得ることにつながる
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