Be/X線連星A0535+262の近星点付近の変動を捉える森谷友由希、野上大作、今田明、杉保圭、平田龍幸 (京都大学) 岡崎敦男 (北海学園大学) 増田盛治 (あすたむらんど徳島) 内容 1. introduction 1. 2. 2. 観測 1. 2. 3. Be星とは Be/X線連星とは profileの変動視線速度による軌道位相まとめ Introduction: Be星とは  B型星からのスペクトルは、大抵連続光＋吸収線として見える。 Hα B型星のスペクトル Be星とは  (古典的)Be星：『過去に1度でもBalmer系列線が輝線として観測された超巨星ではない星（主系列星）』 B型輝線星のスペクトル (Porter & Rivinius (2003))  この様なスペクトルが観測される理由は… photosphere ⇒吸収線＋ Be disc ⇒輝線 Be/X線連星とは Be星とコンパクト星(主にNS)との連星系：２ disc  軌道離心率が小さくない(～0.３以上)  ２種類のX線outburst (NSに質量降着することで生じる)：   normal outburst（＜１Crab at 1～20keV）：軌道位相依存性がある。(近星点通過後)  giant outburst(>１Crab at 1～20keV)：軌道位相依存性がない。コンパクト星 1Crab＝2E-8erg/s/cm^2（かに星雲の明るさ） Be星(星＋disc） Be/X線連星の概念図 (Okazaki et al. 2002) 連星系におけるBe discの変動 Be/X線連星の軌道離心率は小さくない ⇒軌道位相依存性を持った相互作用をする。  （Okazaki et al.(2002)によるモデル計算）：近星点(位相0.0)通過後、位相0.1辺りからコンパクト星との相互作用によってBe discに変動が最もみられる。  Be discに変動⇒Balmer輝線に変動(V/R比、 peak separation等)  normal outburstの発生機構になるのではないか。  A0535+262(HDE245770) 1975年のoutburst時にAriel 5衛星によって発見された。(Rosenberg et al. 1975)  Be/X線連星(NS + O9.7IIIe)。  X線normal outburstの間隔から推定される連星軌道周期～111.3 days  軌道離心率～0.47  normal outburst、giant outburst共に観測されている。  観測概要 A0535+262を可視光連続(連夜)分光観測をし、 Hαのスペクトルに変化があるのかどうかを確認し、モデルと比較を試みる。  連続分光観測をするのは、Be星のdiscの変化を連星軌道位相の視点から考えるため。  岡山天体物理観測所188cm望遠鏡HIDESを用いて、2005年１１月下旬～１２月上旬の７夜、及び2006年12月に１夜。  波長分解能～61,000、積分時間：30分/枚。  観測結果：profileの変化１強度：Fλ/Fc Hα輝線は全く変動していない。 ⇒Be discは変動していない  観測時期の軌道位相は0.7～ 0.8  Okazakiのモデルとは矛盾していない。  2005年波長（Å）観測結果：profileの変化２強度：Fλ/Fc 1年間でHα輝線が変動。(形、V/R比) ⇒Be discが変動している  波長（Å）  2006年10月のprofile (Grundstrom et al. (2006)) とも大きく異なる。 (Grundstrom et al. 2006) 観測結果：視線速度と軌道要素  視線速度km/s ↓2006年12月の観測視線速度から軌道位相を決めにくい。  光球からの ↑2005年11月の観測軌道位相情報ではない  discは様々な時間スケールで変動 ※視線速度から軌道位相を求めるには比較的短いスケールで系統的に観測する必要。まとめ 2005年11月下旬～12月上旬と2006年12月に Be/X線連星A0535+26を岡山天体物理観測所 188cm望遠鏡/HIDESを用いて分光観測した。  Ｈαはdiscの青側の強いダブルピークを示していた。2005年11月の下旬にスペクトルは殆ど変化しなかったが、2006年12月は１年前に比べスペクトルが大きく変化していた。  Be discの変動の為に視線速度曲線を求めるには短い期間に系統的な観測の必要がある。  今後の展望  2005年のスペクトルは(実は)図らずも軌道位相0.7～0.8辺りのものだった。  Be discの変動を詳しく調べるには近星点付近(最もdiscの変動が期待される)での変動を調べる必要がある。  2007年11月上旬～中旬に岡山天体物理観測所で“今度こそ”近星点付近を狙って連夜観測する予定。