激変星の進化問題について最近の話題 ver. 2009

植村

090706＠雑誌会

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/0905.3476

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

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)

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。

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

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）

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

を使うと、

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、

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、

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。

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

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）

連星のpopulation synthesisで観測される分布を再現しよう！

• 例：Barker & Kolb, 2003

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

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

かなり合う

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。。。

Period minimumについて、最近の研究

Gansicke, et al., 2009, astro-ph/0905.3476

SDSS で同定されたＣＶだけで軌道周期分布を議論する

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

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

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

なぜ欲しかったperiod spikeが出てきたのか

• 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

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

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

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。

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？）