激変星の進化問題について最近の話題　ver. 2009

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なおうづき
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1 激変星の進化問題について最近の話題 ver 植村雑誌会

2 今日の話激変星の進化問題とはなにか特に Period minimum 問題について Period minimum 問題について最近の研究 Gansicke, et al., 2009, astro-ph/

3 激変星の進化問題とは何かレビューとしては King 1988, QJRAS, 29, 1 が秀逸

4 激変星の軌道周期分布特徴 Period gap : 2-3 時間の間に天体が少ない Period minimum : 80 分の最少周期が存在する何故このような分布をとるのか激変星 ( というか低質量連星系 ) の進化で説明できる (e.g. Paczynski 1981)

5 連星進化理論半分離型連星の進化は即ち質量輸送に伴う角運動量のやりとりで決まるここでは簡単のため質量と角運動量が保存する条件で連星の進化を考える (King 1988) 今星 2 がロッシュローブを満たしているとするケプラーの第三法則よりこの式を対数とって微分すると連星系全体がもつ角運動量この式に L1 点までの距離の近似式これらの式が意味することは q=m2/m1>5/6 の時 ( ほぼ M2>M1 の時 ): 質量輸送するとロッシュローブが小さくなりさらにガスが押し出されて質量輸送が進むその結果暴走的な質量輸送が続き連星間距離は縮む (spiral-in) q=m2/m1<5/6 の時 ( ほぼ M2<M1 の時 ): 質量輸送するとロッシュローブが大きくなり質量輸送が止まる従ってこの条件下で安定した質量輸送を保つためには星が ( 例えば巨星になって ) 膨張するかもしくは連星系全体から角運動量を抜く必要がある q<5/6 の場合で単独星として進化していないケースは激変星など多くみられるこの時の角運動量抜き取り機構としては重力波放出と magnetic braking が有力とされている重力波の場合 Landau & Lifschitz (1958) よりを使うと L1 点までの距離の近似式と主系列星の質量半径関係を使うとそれぞれさらにその星が主系列星の場合 ( 質量ー半径の関係を利用 ) Magnetic braking は星に付随した磁場が星の自転に伴い表面の角運動量を遠方へ運ぶもので定量的な見積もりには星の磁場活動 = ダイナモ理論の理解が必要となる Verbunt & Zwaan (1981) は近似式として以下を与えている

6 激変星の進化は定性的にこう説明できる Period gap までは magnetic braking period gap 以降は gravitational radiation が効く伴星が縮退すると質量輸送に伴って半径が大きくなる進化は逆方向へ

7 激変星進化は要するに単独星の進化連星系からの角運動量抜き取りで決まる ( 共通外層のフェーズでない限りわりと単純 )

8 連星の population synthesis で観測される分布を再現しよう! 例 :Barker & Kolb, 2003

9 全然説明できない Period minimum 周辺の問題観測される値 ~80 分理論値 ~70 分 (period minimum 問題 ) どうやっても差を埋められないと問題にほとんどの系は period minimum を通過しているはずで分布は period minimum 付近に集中するはずである (period spike 問題 ) 当初は一般相対論を疑う声も現在は重力波以外の角運動量抜き取りを考えるのが主流

10 別の角運動量抜き取りやその他の効果を考えてみよう e.g. Willems et al., 2005, ApJ, 635, 1263 Circumbinary disk による角運動量抜き取り新星爆発による質量放出の効果短周期で激変星になった系の効果

11 かなり合う

12 観測サンプルと理論の比較ファインチューニングで合ってしまった ( 面白くもなんともない ) でも比較に使われる観測サンプルは様々なサーベイや発見プロセスで見つかったものの混合矮新星は毎年新しい天体がアウトバーストしているのが発見される分布の形が年々変わっていく population synthesis で説明しようとしてるものは何なのか

13 Period minimum について最近の研究 Gansicke, et al., 2009, astro-ph/ SDSS で同定された CV だけで軌道周期分布を議論する

14 SDSS CV とは何か SDSS (Sloan Digital Sky Survey) Apache Point Observatory 2.5-m 専用望遠鏡で撮像と分光のサーベイ 357,000,000 個の天体カタログ限界等級 r=22.2 SDSS CV の selection (Szkody et al. 2002) 色から QSO 候補天体が選別優先的にスペクトルが撮られる CV は QSO の色と似ているスペクトルがよく撮られている QSO 候補天体から QSO でないスペクトルのものを CV とする Redshfit=0, 幅の広い水素 & ヘリウム輝線

15 SDSS CV サンプルだいたい半分の CV 候補天体で follow-up 観測が終了した 92 天体を新 CV として発見 +45 天体の既知天体 =137 サンプル各 CV 候補天体に対して分光観測して軌道周期 ( 連星であること ) を確定

16 これがバイアスなしの軌道周期分布だ! Wow! これまで観測されてたのと全然違うやん Period spike がある! 白 : これまでのカタロググレー :SDSS CV 白 :SDSS new CVs グレー :SDSS known CVs

17 なぜ欲しかった period spike が出てきたのか SDSS CV の内訳 SDSS CV のスペクトル例上 4 つは普通の CV 下 4 つは白色矮星が卓越新たに見つかった白色矮星卓越天体伴星はもちろん降着円盤由来 (hot spot X 線含む ) の放射もほぼ見えず伴星からの質量輸送率が極めて低い = 進化が進んだ系 WZ Sge 型天体 ( 爆発頻度が数十年 ) かもしくは全く矮新星爆発しない天体絶対等級 Mg=11.6: 暗いので SDSS でようやく大量に見つかった

18 めでたしめでたしなのか? これまでの矛盾は物理を知らなかったのではなく観測のバイアスのせいだったなんてでも SDSS CV に観測バイアスはないのか? フォローアップ観測天体の選択は? まだ機械的に見つかった CV 候補の半分しかできていない未フォローな 130 個の CV 候補の中で白色矮星卓越スペクトルをもつ天体の割合はフォローしたサンプルと同程度選択にバイアスなしフォローアップした天体の中でも既知天体には period spike がでていないこれまでのカタログを再現

19 そもそものデータ選択はどうか? 濃いグレー : 単独の白色矮星主系列星薄いグレー :QSO 白丸黒丸 :SDSS CV 普通の CV と白色矮星卓越 CV 色付き領域に入る天体はそもそも QSO ではないとして ( あまり ) 分光観測されない WD+MS の領域には軌道周期が長くてかつ質量輸送率が高いために伴星の放射が卓越している CV 入る可能性がありそれらの割合は過小評価してるかもしかし連星進化理論上そのような天体は少ないはず

20 未解決の問題 Period minimum problem は依然未解決 SDSS CV の period minimum ~80min 絶対数が理論予測より少ない星形成率 &population synthesis から予想される CV の density = 5 x 10^-5 pc^3 100pc 以内に ~210 個の CV があるはずで連星進化理論を信じればそのうち ~150 個は period minimum 通過後の天体のはずしかし実際にはせいぜい 30 個 100pc の WZ Sge 型星 ( 白色矮星卓越スペクトル ) が受かっている (V=16.5) ので SDSS で全部見つかっていても不思議でない理論を信じればほとんどの CV は未発見 WZ Sge 型星からさらに進化が進んだ天体はその色やスペクトルの特徴が大きく変わる SDSS CV サンプルから漏れている? ( 著者は理論予想値を疑っている?)

「特集にあたって」

「特集にあたって」 2 星々の終末の姿 4 内藤博之 ( 兵庫県立西はりま天文台公園 ) 1. はじめに前回は白色矮星の正体ということで太陽程度の質量をもった恒星が白色矮星に至るまでにどのような進化を遂げるのかまた白色矮星の内部は一体どうなっているのかなどのお話がありましたそして単独の白色矮星はエネルギーを作ることができずにだんだんと冷えて暗くなり静かな終末を迎えてしまうということもしかし白色矮星が近接連星系をなしている場合

激変星の進化問題について最近の話題 ver. 2009

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