スライド 1 - Department of Astronomy, Kyoto

“Classical Be Stars”
J. M. Porter & T. Rivinius, PASP,
2003, 115, 1153
夏の学校ゼミ 05/15/07 森谷友由希
概要
 古典的B型輝線星は、光球からのスペクト
ルに輝線が1度でも確認されたことのあるB
型の主系列星のことである。輝線は光球赤
道面付近周りにある光学的に薄いdiscに起
因すると考えられている。1866年に発見さ
れて以来Be星について様々な議論が発展
してきたが、未だに解明されていない部分も
多い。Be星について理解するには恒星物理
学の様々な分野に絡んだ議論が必要となる。
この論文ではBe星に関して現段階までに発
展してきた事をレビューする。
内容
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
Introduction
光球について
Be星の短時間変動について
decretion disc
disc 形成機構
連星系におけるBe星
Conclusion
1. Introduction：定義と観測的特徴
 “古典的”Be星：『Balmer線が過去に1度で
も輝線として観測されたことのある超巨星で
はないB型星』
Hα
 Herbig Ae/Be、Algol星
は除く
上図：B型星のスペクトル
右図：B型輝線星のスペクトル
1. Introduction：定義と観測的特徴
 光球の吸収線はB型星としてnormal
 discの輝線はdouble peakを示すものが多
い
⇒V/R比変動を示すものも・・・
 偏光
Star
disc
1. Introduction：研究意義
 Be星は超高速で自転している。(赤道面
で遠心力～重力)
・・・角運動量を得る??(Heger et al.
1998)
⇒高速回転により誘発される不安定性
 星震学への可能性(§3.1)や磁場
 decretion disc
・・・非対称恒星風により形成??
1. Introduction：先行研究
 Struve (1931)：Be星は高速回転→赤道面に
質量放出をしてdiscを形成すると示唆。
 しかし、その後の研究で高速回転が即質量
放出に繋がらないのではないかということに。
⇒非球対称の恒星風が原因なのかも？？
 disc形成メカニズムは謎のまま。
分かっているのはBe星が高速で自転してい
るということと、赤道面にdiscがあるということ。
また、そのdiscはいわゆる『降着円盤』とは関
係が無いということ。
２. 光球について
 Be星現象(Be星の様にBalmer線が輝線とし
て現れる現象)を示すのはlate O～early B型
の星。(B1e～B2eに最も集中している)
 Be星現象は進化のどの段階で
現れるのか。
 主系列星として後半の時期にあ
る傾向(Fabregat et al. 2000)
 系内のBe星はどの光度階級に
も存在(V～III)
･･･結論を出すには更なる研究が
必要
Be星の分光型分布(Negueruela 1998)
２. 光球について：自転
 自転は重要。→星回りのガス(decretion
disc)を形成するのに寄与している筈。
(例：Struve 1931)
 吸収線の広がりから見積もられる自転
速度はVsiniになるが、臨界値(赤道で重
力と遠心力が釣合うときの速さ)の70～
80％と考えられる。(下限値：重力減光の
可能性から)
３. 短時間変動
 古典的Be星のdecretion discに起因する輝
線は長期的変動(≧yr)を行う。
定義『過去に”一度でも”･･････』
 輝線のdouble peak profile変動
 輝線 ⇔ 吸収線変動 etc
 短期的変動(min ～ dy)を示すBe星も存在す
る。(disc形成機構に関係があるのかも??)
 観測手法の向上から、短期的変動を観測しよ
う、という動きがますます活発になってる･･･
３. 短時間変動：pulsation
 Baade (1982)：時間スケールが0.5～2dyの
線輪郭変動(LPV)は非動径振動(NRP)による
のではないかと提案。
 Balona (1990,1995)：この時間スケールは星
の自転から説明し、LPVは星のspotsや一緒
に回転しているガスによると提唱。
どちらの仮説の立場からも、測光観測の
multi-periodicityはNRPによるのではないか
と考えている。しかし、星に複数の振動数を
起こさせるような物理的な要素があるかを示
せていない。
３. 短時間変動：pulsation
 Rivinius et al. (1998)：μCenの観測から
multi‐mode pulsationはdecretion disc質量輸
送の引き金になっていることを示唆。(但し、殆ど
のBe星では見られない可能性大)
activity
 Maintz et al. (2003)：NRP
の数値計算(μCen)。ある振
動モード(l=m=+2)でLPVが
説明できるとした。
 80%のBe星がこの振動モー
ドに当てはまるのではないか。
pulsation
３. 短時間変動：回転の効果
 回転の効果：光球にstarspots(回りより温度
の低い領域)が形成される。
⇒でも、観測から期待されるスペクトル変動を示す
ためにはspotsは大き過ぎ、低温過ぎた。
 回転の効果はdecretion discに起因するので
はないかという考えに移行しつつ･･･
もしかして磁場の効果もあるの？？(磁場の
存在を確認されたBe星はごく僅かだが・・・)
４.decretion disc：幾何的配置
 Be星周りのガスは球対称に分布しているわ
けではない。→decretion disc
 偏光の観測が貢献
 discは赤道面から５°
～20°に広がっている。
 光球からの距離(discの
半径)によって角が変化
するＢｅ星も(外ほど広
がっている)。
 偏光方向は赤道面に直
交。
Hα線の強度分布
４.decretion disc：密度・温度構造
 赤外超過(ＩＲ域の光度が高い)はdiscでのfreefree / free-bound輝線と解釈される。
 discの半径と密度については”power-law”則：
(ρ=r -n)が経験的に、また理論計算からも得ら
れている。(但しモデルは”steady”としている)
 赤外のデータから2 < n < 4位ではないか(厳
密な値はモデルによるが･･･)
 温度構造は赤外超過からは検証され難いが
恐らく一様。(光球の半分程度？)
４.decretion disc：Kinematics


輝線(や吸収線)のprofileはdiscの速度場を
考える上で重要。
profileのモデル化にはdiscの密度分布や
kinematicsが必要となる。
1. outflowを無視できるケプラー円盤
2. 角運動量保存、密度の濃い風のある構造
ケプラー円盤の方が有力
１
２
４.decretion disc：discの変動
 double peakの輝線でV/R比(blue側とred側の
peakの強度比)が周期変動する。(周期：数～
数十年)
 V/R比振動はOkazaki (1991)が提唱したonearmed振動で説明ができそう。
速度分布のケプラー回転からのず
れ(密度揺らぎ)が１本腕の摂動と
して伝播。この機構が正しいなら、
outflowより回転速度のほうが高
い(discにあるガスは数回回転し
ていないといけないから)。
disc
Star
４.decretion disc：discの変動
 Be星のemission-lineとshell-lineの違いは傾
斜角の違いで説明できるが同じ星で2種類の
profile間変動をする星がある。
 Hummel (1998)：星の赤道面disc軌道面がずれ
たことによる!?
 Porter (1998)：discのwarpingによる。
 輝線が見えなくなりnormal B型星のスペクトル
線に変化することもある(再び輝線を示したり)。
・・・その機構には謎な部分が多い。
５.disc形成：光球の質量放出
disc形成一番の謎：discへの角運動量の供給。
 Be星からガスが出す機構(どちらも可能性)：
 輻射型恒星風でガスが加速される：終端速度は～
1000km/s
 光球のpulsationによって表面重力が変化しガス
が出る(または出やすくなる)
５.disc形成：wind-compressed (WCD)
 Bjorkman et al. (1993)：自転速度の高い星
からの恒星風は球対称から赤道面方向にず
れる→流線は赤道面に達するのでは?!
 両半球からの流線が合流
disc
するところでは衝撃波が形
成され、高密度部分を作り shock &
disc
出しdiscとなるのではない
か。
赤外超過を再現できない。重力
減光などの効果を考えると恒星
風は極方向成分の方が高いの
ではないか?!
mass eject
５.disc形成：magnetically WCD (MWCD)
 WCDに磁場の効果を取り入れる。
 恒星風に影響する為に必要
な磁場 ≾ 数100Ｇ
 Zeeman効果で観測できるに
はギリギリ･･･
 流線が磁場に沿って曲げら
れ、赤道面で合流→WCDに。
shock &
disc
disc
magnetic
field
本当にこんな磁場が存在出来
得るのか?!
mass eject
５.disc形成：viscous
 accretion discの様に粘性の効果を考える。
(但しdisc内の角運動量のやり取りは考えな
い。)
 赤道面辺りのガスがケプ
disc
ラー速度を超え、角運動量
を受け続けたらdiscが出来
る。
 ケプラー回転円盤が出来る。
 構造が観測と合いそう。
有力。でも、角運動量はどう
やって供給されるのか??
mass eject
６.連星系におけるBe星
 連星系にあるBe星を観測することからBe星の
物理にアプローチする：
 伴星がはっきり決まっているような系から観測的
な制限が付けられるかも。(⇒特にBe/X線連星)
 伴星からの潮汐力でBe星からの質量輸送、disc
形成が促されるかも。
 近接連星系(軌道周期≦年)や離心率の高い系
 Be/X線連星のX線アウトバースト
 連星系との相互作用でBe星が高速回転するよう
になったのかも。
 両星間の距離が小さいと角運動量のやり取りでspinup？Be星現象が連星系と関係あるのか。
７.まとめ
 Be星のdecretion discはほぼケプラー回転し
ている。またdisc形成は粘性の効果を考える
必要がある。
 Be星現象を示すのは早期Ｂ型のみ：質量放
出過程の違いを示唆する可能性。
 Ｂｅ星がどの進化段階にあるのか、何故自転
速度が高いのか、磁場は存在するのか、また
起源は何か、質量及び角運動量の移送はど
う行われるかについてはまだまだ解明されて
いない。

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