2018年3月11日、国際宇宙ステーションの日本実験棟「きぼう」に搭載された全天X線監視装置MAXIが、X線で徐々に増光する天体を見つけました。可視光やX線を使った追観測によれば、この天体の正体はブラックホールを主星に持つX線連星である可能性が高いとのことです。増光から3ヶ月以上たった現在、このX線連星が可視光で大規模な変動を示しています。X線連星とは、その名の通りX線で明るくなる連星のことです。突発的に明るくなるためX線「新星」とも呼ばれていますが、いわゆる新星爆発とは別の現象です。伴星は通常の恒星です。連星間距離が十分小さいため、伴星表面のガスが主星へと流れ込み、降着円盤を形成します。円盤不安定性によって円盤は突然明るくなり、大量のガスが主星へと落ちていきます。ししおどしに例えられるこの理論によって、円盤は明るい状態と暗い状態を遷移します。基本的には矮新星(白色矮星を主星に持つ連星)のアウトバーストと同様ですが、X線連星の方が主星が重いため、解放する重力エネルギーも大きく、X線で明るく輝きます。アウトバーストの詳細な振る舞いについては未だに謎多き天体です。2015年にアウトバーストを起こしたX線連星、はくちょう座V404星の観測では、未知の円盤不安定性の存在が示唆されました。J1820+070と名付けられました。X線で明るくなる5日前には既に可視光で明るくなっていたことが分かりました。そのため、一番最初に増光を捕らえていたサーベイプロジェクトASAS-SNが付けた名前、ASASSN-18eyで呼ぶ研究者もいます(本稿ではこちらの名前を使用します)。X線と可視光での増光のタイムラグは、増光が円盤外側から始まったことを示唆しています。重力ポテンシャルが深い(=ブラックホールに近い)円盤内側で生成されるため、このような差が生まれたと考えられます。アウトバーストを起こす前のASASSN-18eyは、可視光で19.4等(g等級)の暗い天体でしたが、増光開始から20日ほど経った3月24日には11.7等(V等級)まで増光しました。これは、これまでアウトバーストを起こしたX線連星の中で5番目に明るい数字です。明るいということは、より詳細な観測が可能ということを意味するため、世界中から注目が集まりました。その後、ASASSN-18eyは大規模な変動を見せることなくゆっくりと減光していきましたが、5月下旬から次第に小さな可視光変動を見せ始めました。その変動は徐々に大きくなり、6月4日には周期17時間、振幅0.3等のはっきりとした振動になりました。この可視光変動の正体は、今のところ「スーパーハンプ」だと考えられています。楕円変形することで発生する光度変動です。周期は連星の軌道周期より少し長い程度です。矮新星ではよく知られた現象で、一部のX線連星でも同様の現象が観測されています。スーパーハンプが発生すると、一時的に天体の平均光度が上昇することが知られています。今回の天体でも、実際に光度の上昇が確認されたため、この変動がスーパーハンプであると解釈されました。これまでのX線連星のスーパーハンプとは大きく異なる点があります。それは変動の大きさです。これまでX線連星で観測されてきたスーパーハンプは、振幅が0.1〜0.2等程度でした。対して、ASASSN-18eyのスーパーハンプの振幅は、6月29日時点で、最大0.7等にまで成長しました。「等」で聞いてもピンとこないかもしれませんが、0.2等とは1.2倍、0.7等とは1.9倍の増光を意味します。これは、あまりに大きな差です。これほど大きなスーパーハンプが観測されているのか、理由は不明です。スーパーハンプとは全く別の現象である可能性もあります。いずれにせよ、この大規模な変動現象の詳細な観測は、ブラックホール周辺での物理現象の解明に繋がることでしょう。6月29日時点で、このX線連星は13.4〜12.7等(V等級)の間を大きく振動しています。これは20cm程度の望遠鏡であれば眼視観測が可能な数字です。この機会に、ブラックホール周辺での大規模変動を目撃しておきたいところです。今回紹介した天体の座標は以下の通りです。