[論文レビュー] Observations of the binary pulsar system PSR B1718-19 -- The Role of Tidal Circularisation

Tanja Janssen, M. H. van Kerkwijk|ArXiv.org|Apr 11, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 23被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、二重パルサーPSR B1718-19の衛星天体について、多バンドの可視光および赤外線観測を実施し、その温度、半径、質量を測定することで、進化状態を制約した。結果は、Roche極限に満たないが著しく膨張した衛星天体を示しており、初期に離心率のあった軌道からの潮汐的円形化と整合的であるが、現在の潮汐エネルギー散逸モデルでは、急速な円形化に至る時間スケールを説明できない。

ABSTRACT

We present optical and infrared observations taken with the Very Large Telescope of the eclipsing binary pulsar system PSR B1718-19. The candidate companion of the pulsar, identified earlier in Hubble Space Telescope observations, has been detected in all three bands, R, I, and J. These detections allowed us to derive constraints on temperature, radius, and mass, pointing to a companion that has expanded to a radius between one of a main sequence star and one at the Roche-limit. We focus on the role of tidal circularisation in the system, which will have transformed the initially eccentric orbit expected from formation scenarios into the nearly circular orbit presently observed. Based on simple energy balance arguments, we are able to draw a picture of the companion's evolution resulting from the energy deposition in the star due to circularisation. In this picture, our measurement of the companion's parameters is consistent with the expected initial eccentricity. However, with the present understanding of tidal dissipation it remains difficult to account for the short time in which the system was circularised.

研究の動機と目的

• PSR B1718-19のパルサー衛星天体の温度、半径、質量を多バンド光度測定を用いて測定すること。
• 若年齢（約10 Myr）であるにもかかわらず現在の軌道が非常に円形（e ≲ 0.005）であることを、潮汐的円形化が説明可能かどうかを検証すること。
• 三体相互作用や降着誘発的収縮（AIC）の形成シナリオと観測された衛星天体パラメータが整合するかを評価すること。
• 理論的潮汐的円形化時間スケールを観測的制約、特に円形化時間スケールの上限と比較して評価すること。
• 完全対流星における主要な潮汐エネルギー散逸機構を特定し、理論と観測の不一致を解明すること。

提案手法

• VLT/FORS2およびVLT/ISAACを用いて、標準星のキャリブレーションと空気質量補正を施した深さのある可視光（R, I）および赤外線（J）光度測定を実施した。
• 位置決めのためのアストロメトリック基準としてHST/WFPC2のF702Wデータを併用したが、HSTデータからの光度測定は信頼性が低かった。
• 色-色図および色-等級図を用いて、距離10.5 kpcおよびE(B-V) = 0.25を仮定して、衛星天体の効果的温度と半径を導出した。
• 導出されたT_effおよびRに基づき、前主系列冷却曲線を用いて衛星天体の質量を推定した。
• Zahn（1989）およびGoodman & Oh（1997）の2つの理論的処方を用いて、潮汐的円形化時間スケールを評価し、観測による上限（約2.5 Myr）と比較した。
• エネルギー収支の議論を用いて、円形化効率と観測された半径との関係を確立し、潮汐エネルギーの堆積が衛星天体の拡張に与える影響を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 多バンド光度測定によって制約されたPSR B1718-19の衛星天体の温度、半径、質量は何か？
• RQ2 観測された衛星天体の膨張は、三体相互作用のシナリオで予想される初期離心率（約0.2）からの潮汐的円形化と整合的か？
• RQ3 現在の潮汐エネルギー散逸理論（Zahn 1989 対 比較的 Goodman & Oh 1997）は、約2.5 Myr以内に円形化が完了するという観測事実を説明できるか？
• RQ4 衛星天体の現在の半径はそのRoche極限と比べてどの程度か？ これはAICや三体相互作用の形成シナリオにどのような含意をもたらすか？
• RQ5 観測された拡張を説明するには、完全対流星における潮汐エネルギー散逸の効率がどの程度必要か？ これは現在の理論にどのような挑戦をもたらすか？

主な発見

• 衛星天体の半径は、主系列星とRoche極限の中間の値にあり、著しい膨張が確認された。
• 導出された効果的温度と半径に加え、前主系列冷却曲線を用いた結果、質量は約0.2 M☉と推定された。
• 観測パラメータは、三体相互作用のシナリオで予想される初期離心率（約0.2）からの潮汐的円形化と整合的である。
• 円形化時間スケールは≤2.5 Myrに制約されるが、Zahn（1989）の潮汐エネルギー散逸処方を用いる必要があり、Goodman & Oh（1997）のモデルでは時間スケールが少なくとも1桁以上過剰に予測される。
• この系は現在の潮汐エネルギー散逸モデルと整合せず、完全対流星におけるエネルギー散逸効率が低く見積もられている可能性が示唆された。
• AICシナリオは可能性が低いと考えられる。これは、事前に放射加熱による膨張が必要であり、そのプロセスは不確実であり、かつ依然として非効率な潮汐機構による急速な円形化を要するからである。