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近接連星系が Astrometric binary になる、か？
紹介論文
“Masses of neutron stars in high-mass X-ray binaries with
optical astrometry”
Tomsick & Muterspaugh, 2010, ApJ, 719, 958-965
植村誠
＠雑誌会 101229
紹介論文の概要
• 中性子星(NS)の質量を正確に推定するのは中性子の
内部構造を探るのに大事だけど、一番邪魔してるの
が連星軌道傾斜角の不定性。
• 将来の可視スペース干渉計でμarcsec精度の位置天
文(astrometry)ができれば、大質量中性子星連星系
(NSXB)の軌道運動が分解できる、かも。
• 試しにスペース干渉計計画「SIM Lite」の目標仕様で
シミュレーションしてみると、いくつかのNSXBでは数％
の精度でNS質量が決定する、という結果に。
（教科書的な）用語説明
•
中性子星を含む大質量X線連星
–
OB型星と中性子星からなる連星系
–
連星系としての年齢も若く、軌道の離心率が高いこと
が多い
コンパクト天体が中性子星であることは、パルスやX線
バーストがX線で検出されることからわかる。
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–
•
中性子星の内部構造
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–
–
–
•
よくわかっていない。クォーク星である、との説もあり。
状態方程式⇔質量ー半径関係、が内部構造によって
異なる。既にいろいろな説が提案。
質量は連星運動からケプラーの法則を使って質量関
数(mass function)を求めることが多い。
半径は中性子星表面の熱放射の観測から、放射領域
のサイズを見積もって推定する。
位置天文 (astrometry)
–
–
–
•
Wind accretion
遠方クェーサーなどを基準に座標系を定義して、星の
位置を精測する。
位置の他に Parallax、固有運動が得られる。
Hipparcos がmili arcsec (mas)精度の観測を行った。現
在までこれが最も良い精度の全天カタログ。
SIM Lite計画
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–
–
http://sim.jpl.nasa.gov/index.cfm
可視のスペース干渉計でμarcsec精度を目指す。基線
長６ｍ、望遠鏡１つの口径50cm。位置精度＝数μas、
限界等級20等。15度角くらいの領域内を観測。全天
サーベイはしない。
Astro2010 Decadal Survey で推薦されず。NASAは予算
打ち切り。
Tomsick et al. (2010)
なんで今日こんな話をするのか、の背景
• JASMINE計画
– 日本のスペース位置天文計画（干渉計ではない）
• nano JASMINE：口径5cm、位置精度~3masを目指す。全天サーベイ。zバンド。小型衛星
(35kg)として来年打ち上げ。
• 小型JASMINE：口径30cm、位置精度10μasを目指す。バルジ方向数平方度を観測予定。
Hバンド。400kgくらいの予定。現在衛星開発の予算獲得のため、計画白書を作成しようと
しているところ。
• JASMINE：最終目標。口径75cm、位置精度10μas。2020年代の実現を目指す。
– 小型JASMINEでできるコンパクト天体連星系のサイエンス
• で何か良いアイデアないですか、と問い合わせ。
• ない、と即答するのもなんなので、ちょっと調べてみると、激変星やX線連星の軌道運動
の見込み角とほぼコンパラの位置精度であることがわかった。
– 12/1のJASMINEサイエンスWSで議論（野上さん＠京大）
• 先行研究が当然あるだろう、と調べたらあった、のが今回の紹介論文。
• GAIA計画
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–
–
–
ESAのスペース位置天文計画
可視光全天サーベイ
JASMINEと同等かそれ以上の位置決定精度
GAIAに対するJASMINEのアドバンテージ ＝ 近赤外線でバルジの奥まで。
ここから紹介論文の内容
サンプル
条件：明るいこと。連星軌道の見込み角が大きいこと。軌道周期や距離などのパラメー
タ、特にa ∙ sin(𝑖)が精度よく決まっていること。中性子星であることが確定していること
（パルサーorバースター）。
→17個の HMXB。
X Perで予想される位置の変化
連星運動まで含めた
全ての位置変化
固有運動
年周視差の項
サンプルの角度と等級
シミュレーション
SIM Lite計画の目標仕様
を使う。
既にシミュレーターが SIM
Liteチームによって開発済
み。
位置精度の「誤差」をシ
ミュレートするのが目的。
→そこから連星パラメータ
の信頼区間を計算。最終
的には中性子星質量の
信頼区間を計算したい。
実際に設定したパラメータ
今回は既知連星系が目的なので、軌道周期、長半径は「既知」として、
他の連星パラメータをmodel fittingで推定する。
Model fitting
天体までの距離、連星（ケプラー）運動、見込み角の関係
天球面上の位置変化
連星軌道を決めるパラメータ７つ
𝑃：軌道周期
𝑎：軌道長半径（角度）
𝑒：離心率
𝑖：軌道傾斜角
𝜔：軌道面内における近星点(periastron)の経度
Ω：投影面内のnodeの位置角
𝑇0 : 近星点時刻
Thiele-Innes elements
𝐴 = 𝑎 + cos 𝜔 cos Ω − sin 𝜔 sin Ω cos 𝑖
𝐵 = 𝑎 + cos 𝜔 sin Ω + sin 𝜔 cos Ω cos 𝑖
𝐹 = 𝑎 − sin 𝜔 cos Ω − cos 𝜔 sin Ω cos 𝑖
𝐺 = 𝑎 − sin 𝜔 sin Ω − cos 𝜔 cos Ω cos 𝑖
離心率０の円軌道なら話はもっと簡単。
シミュレーション結果
結論
• 数μasの位置精度があれば、いくつかのNSXBで
は数％の精度でNS質量が決定する。
• NS以外にも、Cyg X-1, SS 433, 4U 1700-377
(2.4MoのNSという報告あり）、LS I+61 303, LS
5039は SIM Liteの精度ならコンパクト天体の質
量が精度良く求まる可能性あり。
– ただし、a*sin(i)は別途測っておく必要あり。
ここからオリジナルの補足
軌道運動の分解
天体
距離
典型的なCV,XRBでの例
連星間距離 質量比
連星周
軌道
(cm)
(M1/M2) 傾斜角 期(日)
SS Cyg
(CV)
170 pc
1.5e11
1.50
51
0.275
35
111
84
GK Per
(CV)
470 pc
5.6e11
2.1
~75
2.0
54
25
137
Cyg X-1
(XRB)
2.5 kpc
2.9e12
0.36
48
5.6
20
5.6
86
GRS 1915+105
~10 kpc 7.1e12
17
66
31
45
?
?
(XRB)
•
角度
(μas)
固有運動
(Hipparcos;
mas/yr)
固有運動
（μas/周期）
10μasの位置決定精度なら分解できる？
–
–
Astrometric binaryになれば研究史上の「事件」
既知天体では軌道傾斜角が不定性なしに決定
• これまでは輝線幅や伴星の楕円変光のモデル計算から推定。
→降着円盤からの輝線の起源、ジェットと円盤は本当に垂直か？など検証
•
近赤外線域なら伴星が卓越
–
–
–
伴星がOB型のX線連星なら可視ー近赤外線域で伴星が卓越
伴星がGKM型のX線連星や激変星だと、8割以上は伴星からの光 (e.g. Dhillon & Marsh 1995, MNRAS, 275, 89)
可視光では降着円盤やホットスポット、白色矮星からの放射の寄与が比較的大きい。
•
JASMINE向き？
問題点
•
9<H<11で観測可能な天体数が少ない
以下、いずれも全天で、
– CV：～10天体 (Ritter & Kolb catalog)
– 伴星が低質量星のXRB：全滅 (Ritter & Kolb catalog)
– 伴星が大質量星のXRB：～20天体(Catalogue of Galactic high-mass X-ray binaries)
•
時間分解能＆精度は足りるか？
–
–
–
–
最短で、数時間の軌道周期を10分割するとして、数十分の時間ビンでの解析が可能か？
その場合の位置精度は？ 精度的にはギリギリか。もう1ケタ精度が上がれば良いテーマ？
中性子星＋大質量連星は楕円軌道なので、パラメータが増えて難しいだろう。
激変星やブラックホールX線連星は円軌道なのでその辺りは楽か。
未知天体については？
•
既知天体の観測可能数は少なくても、未知のCV,XRB候補天体、特に質量輸送開
始前の天体が見つかる？
– 連星進化の観点から面白いかも。
– CV,XRBだけではなく、食連星を含めた連星一般のテーマ？
– 通常の proper motion + parallaxのモデルでfittingの後、残差が大きいものを連星候補と考え
て周期解析 を行う？
まとめ
• JASMINEではちょっと無理かなあ、という印象
が日に日に強く。。。
– 狭い観測領域と精度の両面で問題
– かといって未知天体はP,aの推定も含まれるので、
より厳しいか。
– GAIA向きかなあ。
• コンパクト天体に限らず、「連星」一般なら可
能性が膨らむかも。