Transcript X線観測

A0535-668について
鈴木健太
A0535-668
• X線観測
– 1977年にoutburst (発見)
• 1039erg/s
– 16.65日の軌道周期
• 可視光観測
– 長周期：421日
– 短周期：16.651日
X線観測
X線観測
観測日時
観測機器
Lx[erg/s]
best fit
Energy
Range
outburst
or 静穏期
1980,81
Einstein
(2-5)x1038
bb
1.5-20keV
outburst
1990
ROSAT
(4, 2)x1037
bb
0.1-2.4keV
outburst
1992
ROSAT
~1034-35
bb
0.1-2.4keV
静穏期
1993
ROSAT
1036
bb
0.1-2.4keV
outburst
1995
ASCA
5x1036
pl+bb
0.3-10keV
outburst
1999
BeppoSAX
(1-3)x1035
pl
0.1-10keV
静穏期
2002
XMM-Newton
(5-8)x1033
pl
0.3-10keV
静穏期
outburstの表
Lxについて
• outburst
– 基本的に時期が経つごとに低く
• 1995に増加
– 1995以降はoutburstなし
観測日時
Lx[erg/s]
1980,81
(2-5)x1038
1990
(4, 2)x1037
1993
1036
1995
5x1036
• 静穏期
– 1034-35程度
– 2002：非常に低
静穏期の表
観測日時
Lx[erg/s]
1992
~1034-35
1999
(1-3)x1035
2002
(5-8)x1033
best fitについて
• X線スペクトルのfitting結果
• bb ：black body
– 熱的放射
• pl ：power law
– 非熱的放射
• 年ごとに熱的→非熱的へ
観測日時
best fit
1980,81
bb
1990
bb
1992
bb
1993
bb
1995
pl+bb
1999
pl
2002
pl
X線(鈴木推論)
• 年ごとに熱的放射→非熱的放射
– 熱的放射：物質の降着
• 燃料となるdiskガスが年ごとに少なくなっている?
• 1995以降、燃料が不足?
– 非熱的放射：
• パルサー風と流入物質のshock?
可視光観測
可視光での特徴
• X線outburst時にスペクトル型が赤化
• 421日周期の変動
• 16.651日周期の変動
X線outburstとの関係?
特徴
Lx [erg/s]
V等級
表面温度 [K]
スペクトル型
静穏期
1037
15
19000
B2Ⅲe
outburst
1039
13
12500
B9Ⅰe
可視光赤化
outburst時
• 左のスペクトルで
変化が見える
静穏期
– ピークの位置が
変わったではなく、
U等級は若干上、
それよりもB等級
が大きく上がった
⇒スペクトル型が赤化
なぜ増光?
• 近星点付近
遠星点
パルサー
– パルサーがdiskに突入
– 質量降着→X線outburst
– 輻射圧でdiskが加熱
→可視光で増光
赤外線でも増光
Be星
近星点
長周期421日
421日周期(位相畳みこみ)
0.05phase
(20bins)
平均?
暗い時期のみで
16.651日周期のoutburst
色指数
outburst時はreddning
暗くなると、reddening
V-R ：装置等級の差分
V ：絶対等級
○：16.651日outburst時
▲：それ以外
421日周期はなぜ起きる?
• diskの消失と再出現
• 暗い時期のreddning：diskから放射
• 他のBe星でもある現象
他の例
• A0535+262
– Be/NS
– 軌道周期：110日
• 周期解析結果
– ～470日
– ～1400日
A0535+262の可視光変動の図
Clerk, J.S. et al. , MNRAS(1999)
421日周期とX線
観測日時
観測機器
Lx[erg/s]
best fit
outburst
or 静穏期
phase
(421d)
1980,81
Einstein
(2-5)x1038
bb
outburst
0.51,0.63
1990
ROSAT
(4, 2)x1037
bb
outburst
0.14,0.18
1992
ROSAT
~1034-35
bb
静穏期
0.55
1993
ROSAT
1036
bb
outburst
0.63
1995
ASCA
5x1036
pl+bb
outburst
0.22
1999
BeppoSAX
(1-3)x1035
pl
静穏期
0.77
2002
XMM-Newton
(5-8)x1033
pl
静穏期
~1.00
421日周期とX線(鈴木推論)
• outburst
– 80, 81, 93年はdiskのある時期(phase～0.5)
– 90, 95年はdiskがない時期(phase～0.2)
• 90年：熱的放射、 95年：熱的+非熱的放射
– diskガス(燃料)があった?
• 静穏期
– 92, 99年はdiskのある時期
– 02年の低Lxは、diskの有無から?
短周期16.651日
• 421日周期の
暗い間に
16.651日周期
の変動が見える
16.651日周期
X線の周期と同じ周期(畳みこみ)
0.15等級程度の増光
X線outburstがなくても起こる
可視光の周期からわかること
• 約421日周期
– 0.2等程度の減光
– diskが消失・再出現の繰り返し
• 暗い時期：diskが出現
– 暗い時期に16.651日周期が見える
• 16.651日周期
– 約0.15等程度増光
– diskの存在する時期
– X線outburstが起こらなくても増光
IRSFでの観測時@2010-2011
MJD
Phase_421d
2010.12.12
55542.82
0.544
2011.1.4
55566.09
0.599
絶対等級
Jband
• 緑線
：2MASS
15.152±0.052
• 赤点
：IRSF
15.442±0.015
f(x)=const
でfitting
Hband
• 緑線
：2MASS
15.099±0.115
• 赤点
：IRSF
15.466±0.023
Kband
• 緑線
：2MASS
15.736±0.5
2MASSの
誤差は
0.5で仮定
• 赤点
：IRSF
15.254±0.053
重ね合わせ
1日の観測を全部重ね合わせる
• 方法
– パイプラインを通す前のobslogの「OBJECT」を統一
– そのままパイプラインを走らせる
• 使用した観測
– 2011年1月1日(4回観測)
• 結果
– 1.5、2、2.5、3、3.5、4倍を作成
倍数vs測光誤差@Jband
青点線：f(x)=a/(sqrt(x)) + b
鈴木推論
• 測光誤差と重ね合わせる倍数Nの関係
A
MERR 
B
N
• 測光誤差の各バンドでの平均値から
0.1等級の変動を見るとき
– Jバンド：2.6倍
– Hバンド：5.5倍
– Kバンド：69.2倍
BACKUP
強引に重ね合わせできるか?
• 方法
– obslogで5つ同じ行を追加
– FRAME「1121～1160」を5回繰り返した
• 結果
– Cross Correlation：途中ではじかれる
– OPMなら“一応”はしる
– 変な画像が出来上がる
結果画像