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研究トピックス (7) 矮新星WZ Sgeの23年ぶりのスーパーアウトバースト 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。 Figure: 図1(左). アウトバースト全体の光度曲線。増光開始後約25日はゆっく りした減光が続き、その後一度数日暗くなったが、また増光して約3週間後から ゆっ くりと減光していきました。矢印のついているところが分光観測を行っ た日です。図2(右). 増光初期の規格化した可視光スペクトル。Balmer吸収線と HeIIやCIII/NIIIの高励起輝線がわかります。
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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。

Figure: 図1.CME衝突現象、図2a.惑星間空間擾乱、2b.シミュレーション