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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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 ). - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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)
• 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
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、
時間
明る
さ 赤い光は大振幅青い光は小振幅
内側の高温部が盛り上がっていたら、
時間
明る
さ
赤い光は小振幅青い光は大振幅
ベイズモデルの詳細
入力多バンドの光度曲線
モデル円盤高さ h(i,j) の事後分布をベイズ推定
出力円盤高さのマップ
時間
明る
さ
事後分布 尤度関数 事前分布
*尤度関数 (観測とモデルの光度曲線で定義)
*事前分布 (局所的により滑らかに)
*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、
( h=0.1r の円盤をデフォルトに)
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
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 。
g
V
Rc
Ic
J
伴星
伴星
円盤高さ
円盤高さ / 半径
矮新星 V455 And のデータからの再構成極大 3 日目
• 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
円盤高さ
V
J
伴星
伴星
円盤高さ / 半径
理論モデルとの比較• 潮汐効果? 2:1 レゾナンス?円盤高さ
円盤高さ / 半径
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)
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。
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
観測データの詳細• 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)
V455 And superoutburst の光度曲線
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
パラメータ依存性のチェック• 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
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
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。
強い Irradiation
円盤高さ / 半径
弱い Irradiation 円盤高さ