研究トピックス
白色矮星(主星)と晩期型主系列星(伴星)からなる近接連星系で、ロッシュローブ を満たした伴星から表面のガスが流れ込み降着円盤が作られているものを、激変 星といいます。激変星の中でも主として降着円盤起原のはげしい変動現象を起こ すものを矮新星と言います。この矮新星の中で、軌道周期が80分程度と非常に短 く、10年以上の非常に長い間隔で6等以上の大きなアウトバーストを起こす一群 の天体があり、WZ Sge型矮新星と呼ばれています。観測的にも理論的にも、こう した特異な挙動は大きな注目を集めています。
WZ Sge自身は普段は15.3等程度の星ですが、8等に達するアウトバーストが1913, 1946, 1978年に観測されており、33年周期で次回は2011年あたりと予想されてい ました。しかしその予想より10年も早い2001年7月23日に、岐阜県の大島誠人さ んが9.7等に増光していることを発見し、国際変光星ネットワークVSNETに報告さ れました。この報告を受けて世界中で観測がなされましたが、我々もイタリア・ アジアゴ天文台の飯島孝さんと協力し、報告のあった日の夜から分光観測を開始 しました(図1)。
このアウトバーストの極初期に撮られたスペクトルの一部を図2に示します。静 穏期では白色矮星起原の非常に幅の広い吸収線に、降着円盤起原の強いダブルピー クの吸収線が乗っかった形をしているBalmer線が、鋭く強い吸収線となっている のがわかります。これは降着円盤が光学的に厚い状態に変化していることを示し ます。またHeIIやCIII/NIIIの高励起輝線が強く出 ており、さらに図には出ていませんが、CIV 5801/5812の輝線も観測さ れました。特に後者は矮新星では史上初めて観測された輝線で、よりエネルギー の高いX線連星の増光時などに見られる輝線です。これらから増光初期の降着円 盤が他の矮新星では実現されない程の高温になっていることがわかります。 HeIIはダブルピークの輝線ですが、このピークの間隔がアウトバース トが進むとともに広がっていきましたが、これは高温領域が徐々に降着円盤の内 側に集中してきている直接の証拠です。このように矮新星の増光機構に大きな情 報をもたらす、スペクトルの時間変化の解析を進めています。
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Coronal Mass Ejection(以下CME)とはフレアやプロミネンス噴出など の活動現象を伴って、太陽の外層大気が惑星間空間へ放出される現象を いいます。CMEの発生とともにX線や高エネルギー粒子などが生成 されるため、地磁気の擾乱やオーロラ活動として地球環境にも 大いに影響を与えます。しかし観測データが太陽及び地球近傍に 限られていることから、惑星間空間中の物理状態や、CMEと惑星間空間 擾乱(ICME)の内部構造の対応などは未だに特定されていません。
最近、速度の異なる複数のCMEが太陽近傍で衝突し、CMEの形状が変化 する現象が報告されました(Gopalswamy et al. 2001)。そのなかでも 2000年6月6日に発生したCME衝突現象は非常に興味深く、約350 km sの低速CME1に後から約800km sの高速CME2 が衝突する様子がSOHO衛星のLASCO/C3望遠鏡によって観測されて います(図1参照)。このCME衝突現象に関連するICMEは 約3日後にACE衛星によって観測され、その擾乱中には特徴的な2つの 高密度領域(IP1)が存在していました(図2a参照)。そこで CMEの発生源である活動領域を調べると、CME1はフレアAによる プロミネンスの噴出(EP1)、CME2はフレアCに関連している ことが解りました。しかしそれ以外にもフレアCの約1時間前に発生した フレアBにより、EP1と構造が似ているプロミネンス噴出(EP2)が存在 していたこと、SOHO衛星のEIT望遠鏡の観測から、LASCO/C3の 観測領域以前にEP2とCME2が衝突していることが解りました。 つまり一連の衝突現象には、2つの低速プロミネンス噴出と高速のCMEが 関与していました。
上記の観測結果から太陽近傍での物理量を求め、それをもとに CME衝突現象の一次元MHDシミュレーションを行い、ACE衛星の 観測データと比較しました。その結果は大局的に見て同様の時間的変化 をしていることから、ACE衛星のデータに見られた2つの高密度領域は CME2に先行する2つのプロミネンス物質であると推測できま した(図2参照)。今まで太陽近傍での構造をICME中で対応できた 報告は非常に少ないため、この研究は貴重な結果となりました。さらに 太陽近傍の初期条件のみを利用した簡単な一次元のシミュレーションが ICMEの構造を表せることが解り、今後の理解を大いに深めることになりました。
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9B
太陽光球を可視光で観測すると、米粒のような構造が一面に見られます。 その一つ一つが太陽外層におけるガスの対流細胞であり、粒状斑と呼ばれています。 また、粒状斑の背後には、さらに大きな背景対流構造が存在します。 しかしながら、背景対流構造は、粒状斑と異なり、はっきりした明暗構造を持たないため、 光球画像を見ただけでは判別できません。
直接見ることのできない背景対流構造ですが、その流れに乗って、 粒状斑が少しづつ移動します。 その動きを追跡することにより、背景対流構造を導き出すことができます。
図1は、解析に用いた太陽光球の画像で、2.8万km四方の範囲を示しています。 白い縁取りで強調した黒い構造は小黒点ですが、 小黒点以外の場所には粒状斑が一様に分布していることが分ります。
こうした画像を、局所相関追尾法という方法を用いて 解析することにより得られた背景対流構造が、図2の矢印として表わされています。
また、図2の濃淡模様の白い部分は、背景対流構造のうち、 太陽内部からガスが湧き出している部分を表わしています。 こうして得られた背景対流構造と他の観測結果を比較することにより、 磁場が太陽内部から湧き出している場所に、対流の湧き出し構造が 存在することが分ってきました。
粒状斑はたいへん小さな構造のため、詳細に研究するためには大きな望遠鏡による 精度の高い観測が要求されます。 今回は、スペインのラ・パルマ天文台で観測された太陽画像を用いた 解析結果を紹介しましたが、同様の研究を、 飛騨天文台のドームレス太陽望遠鏡を用いて行なっています。 太陽面上での様々な活動現象の元となる磁場構造を理解する上で、 大型望遠鏡によるこうした研究は、今後ますます重要になってきています。