連星系・変光星研究会2022

1日目 (12/16)

不規則銀河に現れた暗いIa型超新星 SN 2020qxp の早期観測に基づく研究 (山中雅之): 暗いIa型超新星のサブクラスは楕円・S0銀河に多く出現し、古い種族起源である可能性が示唆されている。我々は、不規則銀河に出現した暗いIa型超新星SN 2020qxpについて、かなた・せいめいによって早期観測を実施しその性質を調査した。その結果、SiII 6355/5972 の大きな等価幅、極大光度1週間前以降に大きな速度勾配を示したこと、これまで知られている暗いIa型と同程度の光度を持つこと、などを明らかにした。これらの特徴は暗いIa型と膨張速度の大きなIa型の両面の性質を持つことを意味する。標準的な爆発モデルで予言される特徴などと比較し、その起源について議論を行う。

何故 Type II SNe は爆発しないのか (藤本正行)
: Type II 超新星爆発の機構は、 B2FH(1953) の提起を受けて、1960年代以降、多くの研究がなされてきたが、未だに解明には至っていない。このことは、これまでの研究に問題があることを意味している。本講演では、この間の恒星の構造と進化の理論の発展を踏まえて、現行モデルの問題点を剔抉し、新たな超新星爆発機構の可能性を探る。

HINOTORI システムによる星周メーザー源モニター観測 (今井裕): HINOTORI (Hybrid Integration Project in Nobeyama, Triple-band Oriented) は、野辺山45m電波望遠鏡で３周波数バンド（22/43/86 GHz)完全同時観測を実現するシステムである。これにより、AGB/後AGB星周縁に付随する水、一酸化珪素、メタノール分子の熱的／メーザー輝線を同時に高感度で観測できる。今年このシステムが完成しリスクシェアで公開することにしたので、その仕様と科学観測目標について紹介する。
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赤色巨星のLSPとその周期変動 (高山正輝): 明るい赤色巨星、特にAGB星段階の星ではおよそ30%の割合で、その脈動周期を大きく超える長周期変光(Long Secondary Period)が見つかっている。LSPは未だにその原因がわかっていないが、近年多くのLSP星で中間赤外線の光度曲線に副極小と考えられる振る舞いが見つかった。これは食現象を示唆する証拠と考えられている。一方星の脈動で説明を試みた仮説もあり、決着がついていない。そこでOGLEのアーカイブデータを使い、LSPの周期の変動をwavelet解析を用いて調査した。その結果サンプル全体の少なくとも2%程度の星で、観測期間中の周期の変動が示唆された。食現象であれば大きな周期の変動は考えにくい。本講演では途中経過を報告する。
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TMMT と Gaia を用いた太陽近傍のレッドクランプ星の近赤外線の絶対等級の調査 (小野里宏樹): レッドクランプ星は絶対等級や色指数のばらつきが小さく、天体数が多く、HR 図上で容易に認識できることから広く標準光源として用いられている。特に近赤外線では絶対等級の年齢や金属量依存性も小さく、星間減光の影響も受けにくい。したがって、レッドクランプ星をより優秀な標準光源とするためには近赤外線での絶対等級を正確に決定することが重要である。絶対等級を正確に決定するためには、弱いとはいえ遠方にあると影響を受ける星間減光の効果が無視できる太陽近傍にあるレッドクランプ星を観測する必要がある。　しかしながら、太陽近傍に存在するレッドクランプ星は既存の望遠鏡・近赤外線装置にとっては明るすぎて飽和してしまうため、制度の良い観測を行うことができていない。そのため Gaia により高精度の距離情報が得られてもそれを活かせず、太陽近傍のレッドクランプ星の近赤外線の絶対等級は精度よく決定されていない。そこで我々は、そのような非常に明るい天体を観測するための専用の超小型赤外線望遠鏡 TMMT を用いて銀河面に存在する太陽近傍のレッドクランプ星の観測を行った。本公演では TMMT の近赤外線等級と Gaia DR3 の距離情報を組み合わせて得られた太陽近傍のレッドクランプ星の近赤外線の絶対等級について報告する。
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セファイド変光星の近赤外線高分散分光観測によるリン元素組成の研究 (松永典之): リンは生命にとって重要な元素であるにもかかわらず、可視光スペクトルに吸収線が現れず元素組成が進んでいない。そこで、リンの吸収線が現れる近赤外線での分光観測が重要である。特にセファイド変光星はリンの吸収線が強くなる有効温度と表面重力をもち、銀河系円盤の広い範囲でのリン元素組成を調べるのに有効な天体である。本講演では、これまでに行ったリン測定の基礎的な研究の結果と今後の研究計画について紹介する。
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低分散分光によるTiOバンド吸収から求めたベテルギウスの有効温度の変化 (大島修): ベテルギウスの大減光期に得た低分散スペクトルからTiOバンド吸収量を求め、ひまわりの多波長バンドから得た有効温度(Taniguchi et al. 2022)と比較した。TiOバンドの吸収量を求めるにあたって、「疑似等価幅」という独自の測定方法を用いたが、その問題点と方法改良にも触れる。独立した3箇所の観測スペクトルから系統的誤差をほぼなくすことができ、その値はひまわりによる有効温度と誤差範囲で一致した。その結果、大減光において、有効温度の極小はV等級の極小よりほぼ1ヶ月遅れていたことがわかった。
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X-ray and optical spectroscopic study of a γ Cassiopeiae analog source π Aquarii (辻本匡弘): γ Cas analog sources are a subset of Be stars that emit intense and hard X-ray emission. Two competing ideas for their X-ray production mechanism are (a) the magnetic activities of the Be star and its disk and (b) the accretion from the Be star to an unidentiﬁed compact object. Among such sources, π Aqr plays a pivotal role as it is one of the only two spectroscopic binaries observed for many orbital cycles and one of the three sources with X-ray brightness sufﬁcient for detailed X-ray spectroscopy. Bjorkman et al. (2002) estimated the secondary mass >2.0 M⊙ with optical spectroscopy, which would argue against the compact object being a white dwarf (WD). However, their dynamical mass solution is inconsistent with an evolutionary solution and their radial velocity measurement is inconsistent with later work by Nazé et al. (2019). We revisit this issue by adding a new data set with the NuSTAR X-ray observatory and the HIDES échelle spectrograph. We found that the radial velocity amplitude is consistent with Nazé et al. (2019), which is only a half of that claimed by Bjorkman et al. (2002). Fixing the radial velocity amplitude of the primary, the secondary mass is estimated as <1 M⊙ over a wide range of assumed primary mass and the inclination angle. We further constrained the inclination angle and the secondary mass independently by ﬁtting the X-ray spectra with a non- magnetic or magnetic accreting WD model under the assumption that the secondary is indeed a WD. The two results match well. We thus argue that the possibility of the secondary being a WD should not be excluded for π Aqr.
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2日目 (12/17)

Optical & X-ray simultaneous observations of the brightest dwarf nova SS Cyg (木邑真理子): 矮新星は、白色矮星(主星)と低質量星(伴星)から成る近接連星系で、主星の周囲に円盤を持つ。円盤の熱不安定により、アウトバーストと呼ばれる突発的増光を起こす天体である。SS Cygは一番明るい矮新星として知られており、可視光では100年以上も観測されてきた。その間、およそ一ヶ月おきに振幅3~4 magのアウトバーストを繰り返しており、矮新星のプロトタイプであるとみなされていた。ところが、2021年2月、SS Cygは振幅およそ1 magの小規模な増光を繰り返す異常な振る舞いを示し始めた。私達は、この異常な振る舞いとその前兆現象について、可視光・X線の同時観測を行った。データ解析の結果、円盤粘性の増加が異常な振る舞いに寄与している可能性があること、X線を放射する主星付近の高温プラズマが拡大している可能性があることなどが示唆された。本講演では、これらの観測結果と解釈を紹介する。また、明るい天体の長期観測や可視光・X線の同時観測の将来性についても議論する。
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