MUSEを用いたオメガケンタウリにおける連星系の研究 I. 分光連星の検出

核心概念

本稿では、8年間のMUSE多時期分光観測データを用いて、オメガケンタウリ（ωCen）の中心領域における分光連星の検出を行い、連星頻度を報告しています。

要約

MUSEを用いたオメガケンタウリにおける連星系の研究 I. 分光連星の検出

本稿は、ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡に搭載された多天体分光器MUSEを用いて、球状星団オメガケンタウリ（ωCen）の中心領域における連星系の探索を行い、その結果を報告した研究論文である。
観測とデータ

MUSEの広視野モード（WFM）で10ヵ所、狭視野モード（NFM）で6ヵ所、計16ヵ所を観測。
観測期間は2015年から2022年までの8年間。
WFMでは各ポインティングを平均15エポック、NFMでは2エポック観測。
各エポックのデータから、37,225個の恒星のスペクトルを抽出。
各スペクトルから視線速度を測定し、その時間変化から連星系を探索。
解析方法

スペクトル分析ソフトSpexxyを用いて、各エポックのスペクトルから視線速度を測定。
視線速度の時間変化から、連星である確率（𝑃var）を計算。
光度曲線からも変光星を特定し、連星候補から除外。
モンテカルロシミュレーションを用いて、観測バイアスを補正し、連星頻度を算出。
結果

37,225個の恒星のうち、275個の恒星が視線速度の変化を示し、連星候補として検出された。
検出された連星候補の割合は、全恒星の約1.4%。
モンテカルロシミュレーションによるバイアス補正の結果、ωCen中心領域の連星頻度は2.1±0.4%と推定された。
この連星頻度は、先行研究と比較して低い値である。
連星頻度は、星団中心からの距離や、恒星の進化段階によらず、ほぼ一定であることがわかった。
ただし、青色はぐれ星（BSS）では、他の進化段階の星よりも連星頻度が高い傾向が見られた。

ωCenの連星頻度が低い原因として、星団中心部の高い恒星密度が影響している可能性が考えられる。
高密度環境では、連星系が他の星との近接遭遇によって破壊されやすいため、観測される連星頻度が低下すると考えられる。
青色はぐれ星は、連星系同士の合体によって形成されると考えられているため、連星頻度が高いのは妥当な結果である。

抽出されたキーインサイト

Studying Binary Systems in Omega Centauri with MUSE. I. Detection of Spectroscopic Binaries

by F. Wragg, S.... 場所 arxiv.org 11-11-2024

https://arxiv.org/pdf/2411.05680.pdf

深掘り質問

ωCen以外の球状星団でも、同様の観測を行い、連星頻度を比較すると、どのような結果が得られるだろうか？

ωCen以外の球状星団でも、MUSEのような多天体分光器を用いた観測を行うことで、連星頻度を調べることができます。そして、ωCenの結果と比較することで、星団の形成過程や進化における連星の役割について、より深い理解を得ることが期待されます。
球状星団によって連星頻度は異なると考えられており、その要因としては

星団の年齢: 年老いた星団ほど、連星が破壊されるダイナミクスが起こる時間が長いため、連星頻度は低くなる傾向があります。
星団の密度: 高密度な星団ほど、連星同士や連星と単独星の相互作用が頻繁に起こり、連星が破壊されたり、星団外に放出されたりする確率が高まります。
星団の金属量: 金属量の多い星団では、金属量の少ない星団に比べて、連星の形成率が高い可能性が指摘されています。
などが考えられます。
実際に、これまでの観測から、球状星団によって連星頻度が異なることが示唆されています。例えば、MUSEを用いたNGC 3201の観測では、ωCenよりも高い連星頻度が報告されています (Giesers et al. 2019)。
ωCenは、他の球状星団と比べて年齢や金属量が異なると考えられているため、連星頻度も異なる可能性があります。ωCen以外の様々な年齢・密度・金属量を持つ球状星団を観測し、連星頻度を比較することで、これらの要素が連星頻度に与える影響をより詳細に調べることができます。

星団の年齢や金属量と、連星頻度との間には、どのような関係があるのだろうか？

星団の年齢や金属量は、連星頻度に影響を与える重要な要素と考えられています。
年齢との関係:

若い星団: 若い星団では、連星形成率が高く、連星同士や連星と単独星の相互作用の影響を受ける時間が短いため、連星頻度は高くなる傾向があります。
年老いた星団: 年老いた星団では、長い時間をかけて連星が破壊されるダイナミクスが起こるため、連星頻度は低くなる傾向があります。特に、星団の中心部ほど密度が高く、連星が破壊されやすいため、中心部から外側にかけて連星頻度が上昇する傾向が見られます。
金属量との関係:

金属量の少ない星団: 金属量の少ない星団では、連星の形成率が低い可能性が指摘されており、観測でも低い連星頻度が報告されています。
金属量の多い星団: 金属量の多い星団では、金属量の少ない星団に比べて、連星の形成率が高い可能性が指摘されています。ただし、観測的にはまだ明確な結論は出ていません。
これらの関係は、星団の形成過程や進化における力学的相互作用と密接に関係しています。年齢や金属量に加えて、星団の密度や質量なども連星頻度に影響を与える可能性があります。

本研究で示された連星頻度は、ωCen全体の連星頻度を反映していると言えるのだろうか？ωCenの外側領域では、連星頻度はどのように変化するのだろうか？

本研究で示された連星頻度は、ωCenの中心領域における観測に基づいており、ωCen全体の連星頻度を反映しているとは限りません。
一般的に、球状星団では中心部ほど密度が高く、連星が破壊されやすいため、中心部から外側にかけて連星頻度が上昇する傾向が見られます。これは、質量分離と呼ばれる現象によって、重い天体が星団の中心に集まり、軽い天体が外側に移動するためです。連星は単独星よりも重いため、質量分離の影響を受けやすく、中心部に集中しにくいためと考えられています。
ωCenの外側領域における連星頻度を調べるためには、より広範囲な観測が必要となります。MUSEのような広視野の分光観測装置を用いることで、ωCenの外側領域を含む広範囲な領域の連星頻度を調べることが可能になります。
また、ωCenは複数の世代の星を含む複雑な構造を持つことが知られており、世代によって連星頻度が異なる可能性も考えられます。ωCen全体の連星頻度を理解するためには、各世代の星について個別に連星頻度を調べる必要があるでしょう。