YY Dra (DO Dra)

YY Dra
920628
論文紹介）　ＹＹ　Ｄｒａの短周期振動

  "Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables  VIII
       YY Draconis (=3A1148+719)"
   Ap. J. 392, 233 (1992)
   J. Patterson, D.A. Schwartz, J.P. Pye, W.P. Blair, G.A. Williams,
     and J.P. Caillault

　ＧＣＶＳではDO Draとして登録されていて、IAUCなどでもその名称が使われてい
るのだけど、YY Draという名称に改名されるのでしょうか？　ことの起こりはAriel
5 Ｘ線天文衛星の発見したＸ線源、3A1148+719の同定に始まります。このＸ線源の
近くにはすでにＧＣＶＳの登録されていた食変光星YY Draがありました。ところが
その発見論文には星図がなく、光学観測によってＸ線源との同定と変光星の再発見
の努力がアメリカとドイツのグループによってなされました。最初に成功したのは
このPattersonのグループで、Ｘ線源が１６等の激変星と同定されること、そして
YY Draと同一の天体であると考えられることを1982年Ap.J.に発表しました。

　一方でSonneberg天文台のパトロール写真を調査したWenzelは、この天体が矮新
星増光を示す天体であることを見いだし、食変光星のYY Draとは異なるとして1983
年に発表しました。これを受けてＧＣＶＳの編集委員会が1987年に別の変光星名称
DO Dra（しかも注には「YY Draとは別物」と書かれている）を付けてしまったのが、
余計な議論のもととなってしまったようです。

　このような歴史的経緯はともかく、このYY Dra（どうも変光星観測者にはDO Dra
の方がはるかになじみがあるのだけどナァ）は光学同定当初からＸ線強度と可視光
強度の比が最も大きい激変星として注目を集めました。というのはＸ線で発見され
た激変星の多くは「強磁場激変星」と呼ばれる、強い磁場を持った白色矮星を主星
に持つ激変星（ポーラーと呼ばれるAM Her型激変星と、中間ポーラーと呼ばれる
DQ Her型激変星の総称）であったからです。観測ではその証拠がなかなかつかめな
かったのですが、この論文では275秒の周期性の発見を中心に（表題の振動という
のはそのような意味です）この星１０年の観測のまとめを記述しています。

　分光のことや軌道周期の決定、エネルギー分布のことは省略することにして・・
問題の周期性についてみてみると、Ｕバンドで１％の振幅の周期275秒の振動が認
められたということです。550秒にも弱い周期性が見られます。ところがＢバンド
では少し違う周期266秒が得られるのだそうです。彼らは266秒の方を白色矮星の自
転周期と解釈し、275秒を白色矮星の自転と伴星の公転の会合周期であると解釈し
ています。Ｂバンドでは連続光の寄与が大きく、Ｕバンドでは輝線とバルマー連続
光の影響が大きく、例えば降着円盤上のホットスポット（伴星からのガスの流れが
降着円盤に衝突する点）が中心星からのＸ線で電離され、そこからＵバンドに寄与
する輝線が出ているとすれば解釈可能なのだそうです。

　Ｘ線での周期の検出・高速分光による予想される輝線の変動の検出が待たれます。
ぼくはこの周期はあるいはＱＰＯという解釈も可能ではないかと考えており、また
DQ Her型で矮新星というのも珍しいので（GK Per,EX Hyaぐらいのもの）増光の時
にどのような周期性が見られるのかも興味あることです。（最近矮新星増光時の高
速測光観測を呼びかける紹介記事ばかり書いているような気がする・・）

ＰＳ．この星は矮新星のなかでもとりわけ増光頻度の低い天体で、「変光星」No.146
(1991)によれば日変研の1984年から1990年までの912夜、1677点の観測のうち増光が
観測されたのはわずか３夜に過ぎません。あの日本を代表するスーパーオブザーバー
の小城氏をして「あの星だけはめぐり合わせが悪く、どうしても見られません」と
言わせしめたとか。変光星観測者会議などで観測者が一堂に会すると、たいてい一
度はこのような話題となり、「BC UMaを一度でいいから見たい」とか「DO Dra(この
YY Draのこと)をもう一度拝んでみたいものだ」とか語り合い、見たことのない人が
きょとんとして聞いているなかで、一人ぐらいは「DO Draは極小光度が明るいので
いつでもよく見えます」とか言うけしからん奴（日変研の某Ｙ氏）がいるものだ。
彼が早くＮＩＦＴＹに入ることを期して、噂話でもしておくこととしよう。