XMM-NewtonによるSNRのX線スペクトル解析
那須 悠太
御堂岡 拓哉

大まかな発表の流れ• 研究の背景• 超新星残骸(SNR)について• XMM-Newtonについて• SNR 0534-69.9の解析(御堂岡)• SNR N49の解析(那須)研究の背景● 超新星の重元素合成 ⬅ 銀河の化学進化の観点から重要● 超新星のメカニズムには未知の部分が多い➡超新星残骸を調べる● 解析対象（N49、0534-69.9）は大マゼラン雲（LMC）の天体➡観測に適する・距離が既知（50 kpc）・星間吸収が少ない● 波長分解能の高いRGS（XMM-Newton）を用いる➡より精密な検証が可能に

超新星残骸(SNR)• SNR(Supernova Remnant)は大質量の恒星が超新星爆発をした後に残る天体• 恒星からの噴出物(ejecta)と星間物質(Intersteller Medium : ISM)から構成されている（右図参照）
http://blogimg.goo.ne.jp/user̲image/38/21/0765028c175a23df08bbc6b96aa2da0c.jpg• ejectaとISMは爆発の衝撃により加熱され数千万度から数億度に達する高温プラズマとなる• これらはその後、数万年の間、可視光、電波、X線等で輝く

red : radio
green : opticalblue : X-ray
X-ray: (NASA/CXC/SAO); optical: (NASA/HST); radio: (ATNF/ATCA)

超新星爆発の分類⑴ ~Ia型SN~考えられているメカニズム説①説②① 連星系を成す白色矮星同士が合体して起こる② 連星系を成す白色矮星に相手の恒星からガスが降り積もりチャンドラセカール限界を越えた結果、熱核融合の暴走により起こる

特徴• 大体の場合、ピーク時の絶対等級はほぼ一定となる（天体までの距離がほぼ正確にわかるため標準光源として用いられる）• 爆発後に鉄を多く含む

Institute of Astrophysics Andalusia超新星爆発の分類⑵ ~CC型SN~考えられているメカニズム
1. 太陽の数倍から数十倍の質量を持つ恒星がHやHeから始まる核融合を繰り返すことによって、中心にFeを生成する
2. Feコアが光分解して重力崩壊(Core Collapse：CC)を起こし、その反動で衝撃波が発生し爆発が起こる
3. 中心に生成された56Niは放射性崩壊するが、この時のエネルギーにより超新星として輝く特徴• 主に銀河の渦状腕やHII領域で見られるが、楕円銀河では見られない• 中心に中性子星やブラックホールを残す

上図：大質量で核崩壊直前の進化の終わった恒星のタマネギのような層構造
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/37/
Evolved̲star̲fusion̲shells.svg/550px-Evolved̲star̲fusion̲shells.svg.png

SNRの分類
Shell-like SNR

Mixed-Morphology SNR

red : radio
green : opticalblue : X-ray

Cassiopeia A•••

NASA/CXC/SAO

超新星残骸全体の７割を占める
衝撃波で圧縮された物質がシェル構造を形成する
電波、X線共にシェル状で明るい

http://chandra.harvard.edu/photo/2013/w49b/

W49B• 電波でシェル状に明るいが、X線で中心集中した構造を持つ• 中心集中したX線は熱的な放射である

XMM-Newton
概要・特徴
・欧州宇宙機関（ESA）のX線観測衛星（1999年〜現在）
・現在のX線観測衛星の中で望遠鏡の有効面積が最大➡暗い天体の観測が得意※バックグラウンドが多いために広がった天体は苦手
・軟X線領域における高いエネルギー分解能
今回の解析で使用

観測機器
・EPIC（MOS, PN）：X線
・RGS ：X線
・OM ：可視光・紫外線

https://xmm-tools.cosmos.esa.int/external/xmm̲user̲support/
documentation/uhb/overview.html#3681

X線観測衛星XMM-Newton

ChandraSuzaku有効面積 [cm]（1keV）

1500 3台

800 1台450 5台3 （RGS）

60（ACIS）

６（XRS）

150（EPIC） 150（ACIS）

６（XRS）

エネルギー分解能 [eV]（1 keV）
エネルギー分解能 [eV]（7 keV）

EPIC・RGS
MOS（MOS1, MOS2）
・0.15 - 12 keV・低エネルギーで検出効率が低い
PN
・0.15 - 12 keV・低エネルギーで検出効率が高い
・エネルギー分解能が低い
・高い時間分解能
RGS（RGS1, RGS2）
・0.35 - 2.5 keV・回折格子によるX線分光➡高いエネルギー分解能
点源に適する検出器
エネルギー
帯域 [keV]

RGS

MOS

PN

0.15 - 12 0.15 - 12エネルギー~ 70
分解能 [keV]（1keV）時間分解能 1.75 ms~ 80
0.03 ms

RGS
0.35 2.50.03
MOS0.6 s

https://xmm-tools.cosmos.esa.int/external/xmm̲user̲support/documentation/uhb/xraytel.html

X線経路
EPIC：反射鏡→CCD
RGS：反射鏡→回折格子→CCD

解析の流れ①RGS1・2の1次光のデータ、RGS１・２の2次光のデータをそれぞれ統合②EPIC（MOS1，MOS2，PN）
・ソース・バックグラウンド領域を抽出
・ソースからバックグラウンドを引いたスペクトルを作る③スペクトルを適当なモデルでフィッ
ティング：
単純なモデル→より複雑なモデル

N49（MOS1）のイメージ（N49B）

ソース（N49）
バックグラウンドパラメータ
フィッティングに用いたパラメータ● NH：Hの柱密度 [cm-2]● kTe：電子温度 [keV]● neT：ionization parameter [s･cm-3]（電子密度 爆発後の経過時間）➡電離状態を表す個数比(n(Z)/n(H))SN R● 元素Zの組成比（abundance）=(n(Z)/n(H))

0534-69.9の解析(御堂岡)

0534-69.9の概要• 距離：50kpc(LMC)• 年齢：~1.0 104 yr• SN：Ia型（推定）• シェル型• 半径：2.0-2.4分角（Hendrick et al. 2003,
Takeuchi et al. 2016）
NASA/CXC/SAO

先行研究①(Takeuchi et al. 2016)によると、中年齢以上(>5000yr)のSNRの生成源である超新星爆発のタイプ判別は以下の”Fe/Ne mass ratio”を用いて行うことができる
Fe/Ne mass ratioは(Anders E. et al.
1989)での太陽組成比を用いると7.36 (nNe/nFe)ejecta➡NeとFeのabundanceがわかれば左図に当てはめ、Ia型かCC型か判断することができる

先行研究②• 先行研究（Hendrick et al. 2003 , Takeuchi et al. 2016）によりわかっていること• 0534-69.9の年齢、半径• 日本のX線天文衛星Suzakuを用いて特定した温度とabundance• 残骸の発生源となったSNの種類をX線スペクトルから判別する手法
Chandraでのスペクトル(Hendrick et al. 2003)

Suzakuでのスペクトル(Takeuchi et al. 2016)

より分解能の良いRGSで鉄のL輝線を特定したい！
0.5

1energy (keV)2crosses: central region
circles: limb region

0.5

1energy (keV)

2

red: XIS FI
black: BI CCDs

Fe XVII Lα

O VII Kα(w)O VII Kα(z)O VII KαO VIII Kα
O VIII Kα

Fe XVII LαFe XVIII Lα + O VIII Kβ

Fe XVIII Lα
Fe XVII Lα

Fe XVIII Lα
Ne IX Kα + Fe XIX LαFe XXI Lα + Ne X Kα + Fe XVII Lβ

RGSの波長分解能
MOSでは分光できなかった輝線がRGSでは見える！
black:MOS1
red:RGS(1次)spectra
今回の解析には５種類の観測器を使った
̶̶̶ PN̶̶̶ MOS1
̶̶̶ MOS2
̶̶̶ RGS(1次)̶̶̶ RGS(2次)スペクトル解析手順
1. NASAのスペクトル解析ソフトXSPECを用いてﬁtting（解析が比較的簡単で計算が早いため）
2. XSPECで定めたパラメータを参考にオランダ宇宙研究所（SRON）のスペクトル解析ソフトSPEXを用いてﬁtting➡SPEXはRGSのデータ解析を想定して作られたソフトのため、RGS特有のコマンドを活用してﬁttingができる

用いたモデル①XSPEC(EPIC)
phabs * wabs * vvrnei
星間吸収(LMC)

SPEX(EPIC)

星間吸収(MW)（温度一成分）非電離平衡プラズマ

HOT * ABSM * (NEIJ (1)+NEIJ(2))

非平衡電離プラズマ（ISM）
星間吸収（LMC）
非平衡電離プラズマ（Ejecta)
星間吸収（MW）〜広がった天体に適したﬁttingが可能になる〜②SPEX(RGS)

HOT * ABSM * (NEIJ (1)+NEIJ(2)) * LPRO

星間吸収（LMC）

非平衡電離プラズマ（ISM）

星間吸収（MW）

SPEXの特長

スペクトルの広がり、ズレ

非平衡電離プラズマ（Ejecta)

温度一成分でのﬁtting結果
data and folded modelXSPECでのEPICのﬁtting結果

N(=O)

0.82 2.8E-2
0.29 2.0E-2

Ne

0.89 5.6E-2

Mg

0.57 4.6E-2

SiS0.54 5.8E-2
2.3 0.38

̶̶ MOS1
̶̶ MOS2
̶̶ PN

10.1

0.01

10−34(data−model)/errorkt(high)[keV]

normalized counts s−1 keV−1

結果

20−2−40.5

12Energy (keV)

Fe(=Ni)0.66 4.6E-2

τ[s/cm3]

1.7E+10 9.3E+08（特に1.2keV付近）

χ**2/dof

1479/542(=2.73)➡二成分にする&分解能の良いRGSを用いる➡一成分ではうまくフィットしない

Fe XVII Lα

N VII KαO VII Kα(z)O VII Kα(w)Fe XVII Lα

O VIII Kα

Fe XIX Kα + Fe XVI (3s→2p)

Fe XVIII Lα + O VII Kβ

Fe XVIII Lα

NeIXKα+ FeXIXLαFe XXI Lα + Ne X Kα + Fe XVII Lβ

二成分でのﬁtting結果
SPEXでのRGSのﬁtting結果
C-stat/dof

12610/7504(=1.68)

うまくフィットできた！！

ﬁtting結果(ISM成分)
kt(low)[keV]

HHeCNO
Ne
Mg
SiS
Ar
Ca
Fe
Ni
上記以外
τ[s/cm3]

結果
0.204
1.0(ﬁxed)
0.89(ﬁxed)
0.3(ﬁxed)
0.12(ﬁxed)
0.13(ﬁxed)
0.2(ﬁxed)
0.2(ﬁxed)
0.28(ﬁxed)
0.31(ﬁxed)
0.54(ﬁxed)
0.34(ﬁxed)
0.15(ﬁxed)
0.62(ﬁxed)
0.3(ﬁxed)
1.0E+11(ﬁxed)高温のejecta成分を除いた時の様子

O VII Kα(w)black:data
O VIII Kα

red:model
O VIII Kα(z)(Russell Dopita et al. 1992 ,Schenck et al. 2016)を参考に
ISM成分のabundanceはLMCのabundanceに固定した➡18.9Å,21.8Å,22.1Åの酸素の輝線はISM成分が担っていることが分かる

ﬁtting結果(ejecta成分)
低温のISM成分を除いた時の様子
結果
nh[/cm**2]

1.28E+21kt(high)[keV]

0.62 3.4E-03

C

1.4E-03N

1.0E-03O

2.0E-03

Ne+0.048
0.244 -0.035

Mg0.296

Si0.396

S

1.288

Fe(=Ni)

0.791 0.045

τ[s/cm3]

4.56E+11

black:data
red:model➡ejecta成分には鉄のL輝線が多く見られる

元となるSNのタイプ判別
7.36 (nNe/nFe)ejecta+0.048(nNe)eje=0.244 -0.035(nFe)eje=0.791 0.045+0.64
Ne/Fe mass ratio=2.235 -0.40

Ia型といえる

本研究でわかったこと• 低温のISM成分に酸素と窒素のK輝線が存在し、高温のejecta成分には鉄のL輝線が多く存在することがわかった• 先行研究の通りこのSNRはIa型超新星により作られた確率が高いことがわかった

He-likeイオンのtriplet(Porquet et al. 2001)

energyw : 共鳴線（resonance line）
x, y : 異種項間遷移線（inter combination line）
z : 禁制線（forbidden line）
W XY Z

波長SNRの典型的なRGSスペクトル
RGS spectrum of 0534-69.9共鳴線(21.6Å)

禁制線(22.1Å)※波長は(Porquet et al. 2001)参照

標準的な進化モデルを辿ったSNRでは共鳴線が支配的である

N49の解析(那須)N49の概要
年齢
4.0 - 5.0 103 yr
距離50 kpc （大マゼラン雲（LMC）に位置）起源
コア崩壊（CC）型超新星
分類
mixed-morphology（MM）型
特徴
過電離プラズマが見られる（Uchida et al., 2015)(James Long & the ESA/ESO/NASA Photoshop FITS Liberator)

目的
先行研究（Uchida et al., 2015）で分かっていること
・各種パラメータ：温度、電離状態、組成比・recombining plasma（RP)の存在（過電離）本研究の目的RGSの高精度なスペクトルを用いて、N49の過電離プラズマを追加検証

フィッティングの流れ
解析ソフト
XSPEC：計算が速い
モデル・パラメータ
ある程度確定SPEX：XMM-Newtonを念頭に開発→RGSの解析に適する
SNR

モデル

星間吸収（LMC）

LMC

まず、・LMCの星間吸収

星間吸収（MW）
50 kpc・銀河系の星間吸収（既知：0.6 1021 [cm-2]）
・SNRの電離非平衡プラズマ（１成分）のモデルでフィッティング

MWsun

結果（XSPEC）①
電離非平衡プラズマ１成分
data and folded model

結果

NH [ 1021 cm-2]

3.50
0.23

neT [ 1011 cm-3]

0.96

O

1.55

NeMg

0.43
0.21

Si

2.61

S

34.2

Ar

3.56

10-3

0.1
0.01
10−3
10−4
10−5
10−65(data−model)/error

kTe [keV]

1
normalized counts s−1 keV−1

パラメータ100−50.5

1Energy (keV)

2
Nasu 21−Feb−2018 18:55

Ca

1.51 10-13

Fe ( =Ni )0.59

χ2/dof

4008/670

うまくﬁtできていない➡電離非平衡プラズマを２成分にしてみる（Shell構造なので、ISMとEjecta?）

結果（XSPEC）②
電離非平衡プラズマ２成分
data and folded model

normalized counts s−1 keV−1

1
0.1
0.01
10−3
10−4
10−510−64(data−model)/error

パラメータ
結果
LMC NH [ 1021 cm-2]
2.71
ISM
kTe [keV]
0.11
neT [ 1011 cm-3]
404
EjectakTe [keV]
0.30
neT [ 1011 cm-3]
7.07
O
6.08
Ne
5.04
Mg
3.87
Si
4.00
S5.13
Ar
1.75 10-7
Ca
4.52 10-14
Fe ( =Ni )3.84
χ2/dof
1021/667

1020−2−40.5

1Energy (keV)

2ﬁttingが改善➡RGSを加え、SPEXで解析
SPEXではさらにlproというモデルを追加
RGSの分光の補正

Nasu 22−Feb

RGS vs EPIC

MOS1

O LyγFe XVI Lα

Fe XXI Lα
Ne IV triplet
Fe XVII Lα

Mg XI Kα

RGS vs EPIC
RGSではより詳しく輝線を調べられる!

O VII triplet
MOS1
RGS1（1次光）

・RGSでのみ分離できる・Fe輝線群の影響を受けにくい

結果（SPEX）①
ISM
Ejectaパラメータ

結果

NH [ 1021 cm-2]

2.63

kTe [keV]

0.12

neT [ 1011 cm-3]

3.27

kTe [keV]

0.49

neT [ 1011 cm-3]

8.12O

0.74

Ne0.92

Mg

0.80

Si

1.25

S6.83

Ar

2.35 10-3

Ca0Fe (=Ni)

0.3013231/510
1C-stat/dof

RGS（1次光）

O VII triplet
共鳴線
禁制線

共鳴線が弱く、禁制線が強い

結果（SPEX）②
RGS（1次光）ISM成分のみ

共鳴線
禁制線

RGS（1次光）Ejecta成分のみ

FeのL輝線群

過電離の兆候?

O VII triplet はISM成分の寄与によるもの

O VII tripletが見られない

考察● RGSを用いて、EPICでは分離できなかった O VII triplet を分光できた➡低温部分に過電離プラズマが存在する可能性がある（共鳴線が弱まり、禁制線が強調されていた）● 反省点

・高エネルギー部分でフィッティングが良くなかった➡フィッティング手法の問題？
・フィッティングがうまくいかなかったため、エラーの計算ができなかった● 課題

・フィッティングを改善し、過電離プラズマの存在のより信頼性の高い証拠を得る

まとめ• RGSの高い波長分解能を生かした解析ができた• シェル型構造であることを仮定したモデルは適当• より波長分解能の良いひとみ代替機に期待したい