Transcript 恒星の電波放射

光結合VLBIが描き出す未知の世界
2007年8月11日 国立天文台三鷹
倉山 智春 (国立天文台)
2007/08/11
光結合VLBIが描き出す未知の世界
1
内容

RS CVn 型星の概要
 全般的な特徴
 電波放射のメカニズム
電波帯での RS CVn 型星の観測例
 観測提案
 将来的な研究

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なぜ RS CVn 型星なのか？

明るい
 恒星の中の話
 恒星周囲の非熱的放射

特にフレアを起こしたときは明るい
 フレアを起こす連星系：RS CVn 型、アル
ゴル型

明るい RS CVn 型は静穏時数 mJy
 光結合 VLBI のターゲットとして適している
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RS CVn 型星

近接連星系 (close binary)
 分離型連星 (detached binary)
 ロッシュローブを双方の星が満
RS CVn 型
たしていない
主星は F～G 型の主系列星
 伴星は主星より低温で主系列
を離れた星
 軌道周期 1～14 日
 強い磁場が存在

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アルゴル
(semi-detached)
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RS CVn 型星

フレアが観測される
X線
 可視光
 電波

X 線、可視光では静穏時でも観測可能
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RS CVn 型星からの
電波放射メカニズム

磁場にとらえられた高速電子からのジャイロ
シンクロトロン放射
 空間的に分解されていないフラックス密度、偏波、
spectral index の情報からこのように考えられて
いる。
サイクロト
ロン放射
遅い
ジャイロシンク
ロトロン放射
非相対論的
シンクロト
ロン放射
相対論的
速い
電子の速度
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どこから放射されるのか？
コロナ
彩層
RS CVn 星ま
わりの磁力線
(Uchida and
Sakurai 1983)
光球

コロナ内の磁力線によるジャイロシンク
ロトロン放射？
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RS CVn 型星の
電波放射のサーベイ

Morris and Mutel (1988)
 103 天体の RS CVn 型星のサーベイ
 VLA 5 GHz
 10 mJy を超えるものは 7 天体
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VLBI によるイメージング
観測 (増光時)

Mutel, Lestrade, Preston
and Phillips (1985)
 5 GHz, Effelsberg, Haystack,
Greenbank,…

Franciosini, Massi, Paredes
and Estalella (1999)
 5 GHz, global VLBI

主星・伴星間の離角と矛盾
しない map
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VLBI によるイメージング観測
(静穏時)

Beasley and Güdel (2000)
 観測日での主星・伴星
 UX Ari
 VLBA 8.4 GHz
 位相補償、両偏波観測
Stokes I
RCP
間の離角：1.1mas
 電波画像の大きさ：
4mas
円偏波率 (V/I)
等高線は
I：125μJy
の 2n 倍
他：175μJy
の 2n 倍
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強度変化のタイムスケール

Lefèvre et al.
(1994)
 VLA 5 GHz
 数十分～2・3
時間
 Mapping の際
には考慮する
必要あり
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観測提案に向けて (私案)

Mapping からできること
 電波放射領域の大きさを測定

大きさから何がわかるか？
 次の物理量のうち 1 つがわかれば他もわか
る
○ EM (Emission Measure)
○ 磁場強度
○ 放射領域の温度

2 点源を仮定してしまえば、大きさの決
定は可能？
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フレアの物理量

Shibata and
Yokoyama (1999)
 EM (エミッション
メジャー)、温度、
大きさ、磁場強度
の間に大まかな関
係
 大きさを決めれば
他の物理量にも制
限が与えられる？
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将来的な研究～座標系結合
電波
座標系 ICRF
天体
精度

可視光
FK4, FK5
Hipparcos
系外の AGN
銀河系内の恒星
mas を切る精度 条件の良い星で
mas
結合には電波と可視光両方で見える天体
が必要
 可視光で見える星を電波で観測 → RS CVn
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座標系結合のための観測の例

Kobalevsky et al. (1997)
 Hipparcos の結果を他の座標系と結合
 さまざまな観測を使用
(VLBI, MERLIN, VLA, optical, etc.)

Lestrade et al. (1999)
 Global VLBI、11 天体、rms : 0.32 – 1.38 mas

Johnston et al. (2003)
 VLA、50 天体、30 mas/coordinate

Boboltz et al. (2003)
 VLA+PT、10 mas

Fey et al. (2006)
 MERLIN、11 天体、各天体の精度 : 10 mas

Boboltz et al. (2007)
 VLA+PT、46 天体、各天体の精度 : 10 mas、2.6-2.9
mas/axis
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



46 天体
VLA A 配列 +
PT
2003 年 1 月～
2004 年 10 月
8 GHz
誤差の平均
 RA : 10.2 mas
 Dec : 11.5 mas
Hip – radio in RA
[mas]

80
Hip – radio in dec
[mas]
Boboltz et al. (2007)
80
0
-80
0
-80
0
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RA [h]
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まとめ

RS CVn 型星の電波放射は
 コロナからのジャイロシンクロトロン放射
 フレアを起こす
 強度が変化する (数十分～2・3 時間)

VLBI 観測で得られた放射領域の大きさ
 増光時は主星・伴星間の離角と矛盾しない
 静穏時は主星・伴星間の離角より大きい
大きさをしっかり測定する？
 将来的には座標系結合へ

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