近接伴星によって 誘起される恒星彩層活動 宇宙理論研究室 成田 憲保 目次 恒星彩層活動とそのindicator 近接伴星の存在による恒星活動 – 簡単な理論予想 – 観測例：ER Vulpeculae 系外惑星系への応用 – HD 192263, γCep. – HD 179949, τBoo., υAnd., HD 209458 今後の展望 太陽型恒星の構造 ＜光球＞ コロナ 光球 内側は輻射層、外側は対流層となっていて 表面は4000-7500Kの黒体輻射を放っている ＜彩層＞ 光球の外にある数千ｋｍの薄い大気の層 恒星内部からの加熱によって6000～20000K まで加熱されている ＜コロナ＞ 彩層 彩層の外側に広がる大気の層 ～100万Kまで加熱されている 太陽型恒星の構造 ©仙台市天文台 恒星彩層活動とindicator 彩層の加熱源 1. 対流層で生じる衝撃波 • 恒星の対流層の深さ（有効温度や重力）などによる 2. 磁場の変化によるカレント、ＭＨＤ波の伝播 • 恒星の自転周期、差動回転の度合いなどによる こうした恒星の状態を反映して、彩層の温度が変化する この温度変化によって彩層輝線の強度が変化する Ca II HK(H:3968, K:3933Å), Mg I b (5184Å), He D3(5876Å), Hα(6563Å), Ca II IR(8662Å) Ca HK lines HD 179949 Ｋ Ｈ Opacityが大きいため吸収線として見えている Ca HK lines ＜Ｋ１＞ 光球表面（～6000K）での吸収によるfeature Ｋ３部分のoptical depthが非常に大きいため 広がっている ＜Ｋ２＞ 少し温度が高い部分（～8000K）からの放射 Line coreの拡大図 （太陽：inactive） ＜Ｋ３＞ Ca HK lineのcore 温度が非常に高い部分（8000～20000K）が 存在する時だけ放射が現れる いろいろな星のCa HK lines 上段：非常にactiveな星 中段右：inactiveな星 下段左：太陽に近い星 この吸収線のフラックスを観測 することで、恒星の活動状態を 調べることができる 彩層活動についてのこれまでの研究 Mount Wilson H-K Project 40年にわたって数千の恒星のHK fluxをモニターし続けている 恒星の活動周期の決定 恒星の自転周期の決定 彩層活動研究の現在 40年間での天文学の進展 • 観測技術の向上 – 望遠鏡、CCD、Echelle分光器など • 解析技術の向上 – 連星系スペクトルの解析方法（BF）など • 理論的予言の精度向上 – MHDシミュレーションの発展 基礎を作るだけでなく、exoticな現象・新しい物理を探す時代 最近の研究まとめ 最近の彩層活動にまつわる研究 理論面（太陽磁場のMHD研究） ‧ Fawzy et al. 1998, Cuntz 1999 観測面（連星系の彩層活動の大規模サーベイ） • Fernandez-Figueroa et al. 1994, Montes et al. 1996 観測面（特に活動性の高い連星系ER Vul.の観測） • Piskunov 1996, Gunn and Doyle 1997 解析面（連星系のスペクトルを分離する手法） • Lu and Rucinski 1999, Rucinski and Lu 1999 1995年 太陽系外惑星（ホットジュピター）の発見 最近の研究まとめ 最近の彩層活動にまつわる研究 理論面（恒星活動についてのMHD） • Cuntz et al. 1999, Cuntz and Suess 2001 理論面（ホットジュピターによる彩層活動への効果予想） • Cuntz et al. 2000 観測面（系外惑星の親星の彩層活動） • Saar and Cuntz 2001, • Shkolnik et al. 2003, Shkolnik et al. 2005a 観測面（ER Vul.の観測） • Duemmler et al. 2003, Shkolnik et al. 2005b まだ具体的な観測は始まったばかり 研究している人 近接伴星による恒星への効果 潮汐力による主星の歪みの効果 Porb/2 の周期で現れる 強さは r-3 に比例する 伴星磁場との相互作用の効果 Porb の周期で現れる 強さは r-2 に比例する Cuntz et al. 2000 近接連星系の場合 これまでの観測のターゲット RS Canum Venaticorum systems (RS CVn) • 強い彩層活動を持つ、2つの主系列星からなる近接 連星系（接触連星ではない） • 多くの場合、Porb = Prot (tidal locking) • 磁場の効果と自転の効果が縮退する • 吸収線がblendしていて解析が複雑だが、誘起される だろう変動のシグナルは大きい • Photometryとあわせることで、主星と伴星のspotや hotspotの存在もわかる(主星と伴星はほぼ対等) ER Vulpeculaeの観測 最も研究されてきた(ほぼ唯一の)RS CVn system System Parameters • Orbital Period : Porb = 0.698 days • Orbital Separation : 3.97 RSun • Radius (Primary and Secondary) : Rp ～ Rs = 1.07 RSun • Mass Ratio : 0.947 • Orbital Inclination : 67° • Spectral Types : G1-2 V & G3 V • Rotational Velocities : (V sin I)p ～ (V sin I)s = 97 km/s • Magnitude : V = 7.4 スペクトルの例 2つの高速自転星スペクトルがドップラーシフトして重なったもの 解析方法 a(左上):テンプレート(G0 Vの星) b(右上):Broadening Function c(左下)：aとbの畳み込み d(右下)：ER Vul. のスペクトル Residual Spectra(一例) dからcを引いたもの Broadening Function(全部) 下から上へ位相が 0.09～0.96 まで これをもとに視線速度が決定できる Radial Velocity Curves 白丸：Primary 黒丸：Secondary Rossiter効果は見てはいけないらしい Residual Spectraの解析 位相 0.090～0.437 (0の時Secondaryが手前) Residual Spectraの解析 位相 0.460～0.761 Residual Spectraの解析 位相 0.781～0.965 Residual Spectraの解析 位相 0.25 3つのガウシアン成分に分けられる Residual Spectraの解析 上：位相 0.09～0.39 coreから 320 km/s redshiftした peakが存在 下：位相 0.60～0.90 coreから 320 km/s blueshiftした peakが存在 しかしfluxが小さくなっている Primary から Secondary へガス流？ その他のデータの解析 位相 0.4付近にexcess hotspotあり hotspotなし Integrated HK Flux Data Photometric Data 潮汐由来(Porb/2 周期)の効果は見当たらない Secondary の sub-binary point 付近に hotspot があると考えられる （観測位相が不十分だが、 Primary にも hotspot がある可能性） この系の恒星活動のモデル 上から見た図（反時計周りに連星が公転） hotspot ガス流 P S ガス流の温度が高く densityの大きな部分が 第三成分を作る Shkolnik et al. 2005b この系の恒星活動のシナリオ ガス流が Primary から Secondary へ降り積もり、 その付近に hotspot を形成している 小まとめ：近接連星系の場合 • 一般に近接連星系の彩層活動は強い • まだ詳細な観測例はまだ ER Vul. のみ – 伴星へのガス流とhotspotの発生が見られた – 他のRS CVn系でも同様のことがあるのか、潮汐力 の効果が見えるのかが今後の観測課題 • デメリット – 解析が複雑 – 磁場と自転の効果が縮退して物理として解けない – シミュレーションが非常に複雑 系外惑星系への応用 • ターゲットはまだ少ないが次第に増えてきている • メリット – 一般に恒星の自転周期と惑星の公転周期が違う 伴星による磁場の効果が分離できるはず – 伴星（惑星）のスペクトルはほぼ無視できる 解析が比較的容易 – シミュレーションは難しいが、ある程度オーダー評価 できるかもしれない • デメリット – シグナルは観測限界より小さいかもしれない 惑星発見のきっかけ γCephei と HD 192263 視線速度変化に同期したCa HK fluxの変動が過去に報告された 当初は視線速度変化は恒星活動だと思われ惑星説は否定 その後Ca fluxの変動が静まっても視線速度変化が継続 現在では惑星系として認識されている 代表的な系外惑星系の観測 公転周期が5日以下のhot Jupiter （系外惑星業界では有名な星たち） τBoo. だけtidal locking 他の惑星系では 3Porb < Prot 自転による変動と区別できる Porb/2 （潮汐力）か Porb (磁場)に 由来した変動を探す 解析方法 HD 179949のスペクトル 解析方法 Normalizeして目的の吸収線以外のベースを合わせる 解析方法 結果例：HD179949 Shkolnik et al. 2003 2001～2002年にかけての観測データ 位相 0.6, 0.95 付近で年を越えて同じ値 結果例：HD179949 Shkolnik et al. 2005a 2003年の観測データ(◇)ではいきなり活動性が増加 恒星が活動期に入った？ 結果例：υAnd. Shkolnik et al. 2005a 2002～2003年の観測データでは弱い周期性が見える 2001年(○)は活動性が弱い 結果例：その他の惑星系 周期性はこの観測だけでは見えていない 小まとめ：系外惑星系の場合 • 観測をしているのは現在1チームのみ • HD 179949 と υAnd. で兆候が報告された – 観測が不十分でIntrinsicな彩層活動との区別がまだ • 過去にHD 192263 とγCephei でも同様の報告がある • 数年スケールで不定期に、惑星の公転に同期した活動が 誘起されている可能性が示唆されている 一般に起こっているかどうかはこれからの観測次第 ‧ より近い惑星系(very hot Jupiter)がよりよいターゲット ‧ 連星系よりいくつかの面でメリットがある 今後の展望 この物理がわかると何が面白いのか？ 1. 今までのMount Wilson HK Projectから、効率的に惑星を 探す方法が確立できると期待できる 2. 潮汐力の効果と磁場の効果が理論的にわかると、それを もとにCa HK線のモニター観測から惑星の質量、磁場への 情報が得られるようになる まとめ 近接伴星によって誘起される彩層活動 • 2000年頃から指摘され、観測や理論予想がされるように なった • まだ観測例は少なく、連星系での結果は混沌としている • いくつかの系外惑星系では活動の兆候が報告されている 今後の研究発展に必要なこと 1. Hot Jupiterの存在によって誘起される彩層活動の評価、 （シミュレーション） 2. 惑星を持つ恒星のCa HK fluxの継続的なモニター観測 3. スタンダードなdifferential spectroscopy解析技術の確立
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