課題研究P6
XMM-Newtonによる超新星残骸のX線解析
田中 優貴子成田 拓仁

本日の内容• 超新星爆発、超新星残骸(SNR)の説明• X線解析、測定機器の説明• G296.1-0.5の解析(田中)• RCW103の解析(成田)超新星爆発(SNe)とは
大質量の恒星が進化の最終段階に起こす爆発メカニズムによる分類
重力崩壊型

MixedMorphology型

Ia型

炭素爆燃型

残骸の構造による分類
シェル型

スペクトル( 光度曲線)による分類

I型

プレリオン型

Ib型
Ic型

II型

(さらにIIn, b, P, Lなど)

重力崩壊型

内部で核融合反応が進んでFeコアが形成され、𝑀 ≥ 8𝑀⨀ 重力により潰れる
中心にコンパクト星(中性子星かブラックホール)を残す

Fe

炭素爆燃型

連星系にある白色矮星（主成分炭素、酸素)に相手の星からガスが降着縮退した電子で支えられる最大質量(チャンドラセカール質量)に近づくと、炭素の爆発的な核融合が起こり白色矮星は吹き飛ぶ
コンパクト星は残さない

超新星残骸(SNR)を研究する意義
爆発の衝撃により加熱された恒星の破片(イジェクタ)や星間物質(ISM)は高温プラズマとして多波長(電波〜γ線)で観測可能
爆発する前の星(親星)の進化
超新星爆発、宇宙線加速のメカニズム
重元素合成の過程(宇宙の化学進化)を知る手がかりになる
Wikipedia “W 49B”より
W 49BのX線画像

SNRからのX線放射
超新星爆発後のイジェクタ、ISMが形成する高温プラズマは電離非平衡プラズマ(NEI)と呼ばれる長い時間をかけて電離平衡プラズマ(CIE)に移行
熱制動放射
連続成分
再結合放射

離散成分

輝線放射

衝突励起
内殻電離二電子性再結合
etc.

解析の手順1. XMM-Newtonが取得したデータをダウンロード
2. SAS（XMMが取得したデータの標準解析ツール）でバックグラウンド除去、スペクトル、光度曲線、画像作成、応答関数の構築など
3. XSPEC, SPEXでスペクトルのモデルフィッティング、関数の形は通常以下のように与えられる（放射モデル）×（星間吸収モデル）

使用したソフト・SAS(XMM-ESAS)ESA(European Space Agency)が管理
XMM-Newtonが取ったデータを取得、バックグラウンドを差し引いたスペクトル作成、画像作成など

・HEAsoft
NASAが管理、X線解析の標準的なソフト。Xselect, Xspec, Ximage, Xronosを内包
・ds9
FITSファイルを可視化。linear/logスケール、カラーマップ調整、region file作成など
・SPEX
SRON(オランダ宇宙研究所）が提供するX線スペクトル解析ソフト
XMM-Newton, Chandra, すざく, ひとみなどの検出器の高分解能スペクトルの解析に特化

XMM－Newton
概要・特徴
・欧州宇宙機関（ESA）のX線観測器（1999年〜）
・望遠鏡の有効面積が大きい→暗い天体が得意
・軟X線領域における高いエネルギー分解能

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

https://www.isas.jaxa.jp/docs/PLAINne
ws/115_contents/115_1.html
X線観測衛星XMMNewton

Chandra有効面積[cm] （1keV） 1500×3台

800×1台エネルギー分解能[eV]（1keV）

３（RGS）

60（ACIS）

エネルギー分解能[eV]（7keV）

150（EPIC）

150（ACIS)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
点源や遠くの天体に適する

Ｘ線経路
EPIC：反射鏡→CCD
RGS：反射鏡→回折格子→CCD

調べた天体G296.1-0.5(北西シェル）

RCW103

重力崩壊型 multiple-shell morphology
角直径 33’ 距離 4 kpc 年齢 2×104 yr

重力崩壊型 中心に非常に長い変動周期（6.67時間）をもつマグネタ―半径 10’ 距離 3.3 kpc 年齢 〜2.0×10³yr

G296.1-0.5の解析(田中)先行研究・気になること
SNRは衝撃波により局所的に物理状態が急速に変化→電離非平衡プラズマ中で多くの反応が起こっているのではないか？
従来の連続成分＋輝線のモデルでは説明しきれないX線スペクトルの存在

SNR G296.1-0.5のXMM-Newtonによる先行研究(Castro et al. 2011)よりO Ⅶ
線のフィッティング結果(右図)から、考慮しきれていない何らかの反応が起こっていると予測

他の研究(Sarah&Trowbridge, 2014)では共鳴散乱、電荷交換反応の可能性を示唆したが、 明確な結論は出していないO Ⅶ線の物理 ①
O Ⅶは、電子を2つ持つHe-likeイオン
閉殻構造のため、幅広い条件下で存在しやすい
復習：L-S結合
多電子原子について
O は原子番号が小さいので各電子の軌道角運動量間の結合とスピン角運動量間の結合が強く、スピン-軌道相互作用は無視できる→全電子の合成軌道角運動量Lの違う状態、合成スピン角運動量Sの異なる状態はそれぞれ違う異なるエネルギーを持つ
LとSは弱く結合して全角運動量Jを作る

𝐽 = 𝐿 − 𝑆 , 𝐿 − 𝑆 + 1, … , 𝐿 + 𝑆

O Ⅶ線の物理 ②
L-S結合に従う二準位間の電気双極子遷移に対する選択則∆𝑆 = 0∆𝐿 = 0, ±1 (但し𝐿1 = 𝐿2 = 0は禁止)∆𝐽 = 0, ±1(但し𝐽1 = 𝐽2 = 0は禁止)

S=1 triplet
S=0 singlet(S, L, J)(0, 1, 1)

この選択則に従う遷移を許容遷移(w)、従わない遷移を禁制遷移(z)(異重項間遷移x, y)という(右)He-likeイオンのエネルギー準位
青:輻射輸送による光子放出
水色:再結合、カスケード
赤:衝突励起緑:光励起(0, 0, 0)(1, 1, 2)(1, 1, 1)(1, 1, 0)

two-photontransition(1, 0, 1)(0, 0, 0)O Ⅶ線の物理 ③
許容遷移、禁制遷移、異重項間遷移による輝線はそれぞれ共鳴線(R)、禁制線(F)、異重項間遷移線(I=x+y)と呼ばれる
これらの強度比はプラズマの状態を調べる指標にされる

G-ratio

𝐹+𝐼𝐺≡
𝑅

先行研究からはモデルより禁制線が強いことがわかっており(G-ratioが高い)、G-ratioが高くなる反応機構は
・H-likeイオンからHe-likeイオンへの再結合
・Li-likeイオンの内殻電離・光励起・電荷交換反応
・共鳴散乱が挙げられる。

電荷交換反応とは高階電離したイオンが中性(比較的低温)のガスに衝突し、電子を捕獲

𝐴𝑞+ + 𝑁 → 𝐴 𝑞−1 +∗ + 𝑁 +捕獲された電子が捕獲したイオンの基底状態に落ちるときに放出される光子を検出起こりやすいのは、高温のイオンの流れが中性のガス(宇宙物理学では大体水素)に衝突する場所
具体的には
太陽風がISMに当たっている領域
銀河中にガスが混合している領域
SNRで、イジェクタがまだ衝撃波加熱されてない星間ガスに衝突している領域など

使用したデータ
RGSデータ処理時の背景として使用(obs ID: 0503780101)

ESASkyよりRGS観測領域
MOSの背景として(MOSについても抽出した領域この領域を定義)
天体の中心位置
観測対象 北西シェル(obs ID: 0503220101)

MOSのデータ処理後
ds9で出力SPEXでのモデルフィッティング
RGSのデータ：RGS1＋２の一次光のみ0.40-1.5 keV
neij×absm×lpro(neij + cx)×absm×lpro
MOSのデータ：RGSの観測領域に合わせて抽出、1のみ0.40-2.0keV
neij×absm(neij + cx)×absm
neij
従来から使われた非平衡プラズマの放射モデル、衝突励起や二電子性再結合を考慮
cx
電荷交換反応の放射モデル
absm
中性ガスによる星間吸収モデル
lpro
分散分光によるスペクトルの歪みを天体の輝度分布を読み込んで修正フィッティングの詳細温度(𝑘𝑇)、イオン化タイムスケール(𝑛𝑒 𝑡)、水素柱密度、電荷交換反応の衝突速度を変数に設定
先行研究、XSPECのフィッティングより0.4-2.0 keVで輝線が見えたN, O, Ne, Mg, Si,Feの存在量を変数に設定
親星の元素合成を考慮し、CのOを存在量、FeとNiの存在量を等しくなるように設定、他の元素は太陽組成(1.0)に固定

電荷交換反応は一つのイオンが複数回引き起こすと仮定した(optically thick)
データの量自体が少ないため、ポアソン分布に適用できる最尤法を使用(W statistic)Si Ⅷ HeαMg Ⅺ Heβ

赤矢印 禁制線が弱い→先行研究と同じ
Mg Ⅺ HeαNe Ⅸ HeβNe X Lyα/
Fe XⅦ

Ne Ⅸ HeαFe XVIIO Ⅷ Lyβ/Fe XⅧ

Fe XVIIO Ⅷ Lyα/O Ⅶ HeβO Ⅶ HeαN Ⅶ LyαN Ⅵ Heαcx なしでフィッティング

上：MOS1、下：RGS1＋２

パラメータ

best-fit

温度[keV]

0.47

イオン化
タイムスケール[×1010 s/cm3]

3.1

水素柱密度
[×1020 /cm2]

2.7

N0.68

O

0.26

Ne0.41Mg

0.37

Si0.49Fe0.30cx込みでフィッティング

Si Ⅷ HeαMg Ⅺ Heβ

Mg Ⅺ HeαNe Ⅸ HeβNe X Lyα/
Fe XⅦ

Ne Ⅸ HeαFe XVIIO Ⅷ Lyβ/Fe XⅧ

Fe XVIIO Ⅷ Lyα/O Ⅶ HeβO Ⅶ HeαN Ⅶ LyαN Ⅵ Heα

禁制線が強く出て、データに近づいたパラメータ

best-fit

温度[keV]

0.43(＋0.04/-0.03)

イオン化
タイムスケール[×1010 s/cm3]

3.0(＋0.5/-0.4)

水素柱密度[×1020 /cm2]

4.0(＋3.0/-2.0)N

0.58(＋0.14/-0.10)

O

0.17(＋0.03/-0.03)

Ne

0.32(＋0.06/-0.05)

Mg

0.36(＋0.08/-0.05)

Si

0.58(+0.19/-0.12)

Fe

0.28(＋0.05/-0.04)

衝突速度[km/s]

403(＋208/-86)

赤: neij + cx
緑: neij成分
青: cx成分
紫:neijのみのfit
Mg Ⅺ HeαNe X Lyα/
Fe XⅦ

Ne Ⅸ HeαFe XVIIO Ⅷ Lyβ/Fe XⅧ

Fe XVIIO Ⅷ Lyα/O Ⅶ HeβO Ⅶ HeαN Ⅶ LyαN Ⅵ HeαRGSに注目cxの寄与cxが強めているのは、
O Ⅶ禁制線OⅧ
O Ⅷ Lyβ
Ne Ⅸ HeαNe X Lyα𝐺≡
N Ⅵ HeαN Ⅶ LyαO Ⅶ Heαrf

Fe XVIIO Ⅷ Lyβ/Fe XⅧ

Fe XVIINe Ⅸ HeαNe X Lyα/Fe XⅦ

Mg Ⅺ HeαO Ⅷ Lyα/O Ⅶ HeβG-ratio

赤: neij + cx
緑: neij成分
青: cx成分
紫:neijのみのfit

𝐹+𝐼
𝑅

neij+cxの強度比 0.845
neij成分の強度比 0.477
cx成分の強度比
2.76
neijのみの強度比 0.443

cx成分が禁制線を強めていることがわかった

パラメータ比較
パラメータ

neijのみneij+cx

先行研究(Castro et al.)

温度[keV]

0.47

0.43(＋0.04/-0.03)

0.63(+0.04/-0.04)

イオン化
タイムスケール[×1010 s/cm3]

3.1

3.0(＋0.5/-0.4)

2.6(+2.9/-2.3)

水素柱密度[×1020 /cm2]

2.7

4.0(＋3.0/-2.0)

2.0(+1.0/-1.0)

N

0.68

0.58(＋0.14/-0.10)

1.85(+0.10/-0.10)

O

0.26

0.17(＋0.03/-0.03)

0.61(+0.02/-0.02)

Ne

0.41

0.32(＋0.06/-0.05)

1.21(+0.06/-0.05)

Mg

0.37

0.36(＋0.08/-0.05)

1.07(+0.09/-0.08)

Si

0.49

0.58(+0.19/-0.12)

×Fe

0.30

0.28(＋0.05/-0.04)×

衝突速度[km/s]

×403(＋208/-86)

×

neijのみでfitした時の方がO, Neの存在量が多く、cxが強化していたのはO, Neの輝線→cxを内包してない分存在量を増やして輝線の強度を補ったためか温度が高く水素柱密度が少なく出た(吸収が少ない）のも輝線を強めようとした可能性
0.4-2.0 keVで顕著な輝線が少ない元素は存在量に不定性が大きい
cxの衝突速度は~102 km/sか
先行研究の元素存在量は左の結果のおよそ2〜4倍、温度も高め→先行研究との解析ソフト、モデルの違いから？
存在量が太陽組成より低いことは他のSNRでも報告されている(Cygnus loop, Puppis A, etc.)

結論• neijのみの放射モデルのでのG-ratioが0.443(データより禁制線が著しく弱かった)• cxを導入するとG-ratioが0.845になり、データをより再現できた→電荷交換反応が起こっていることを支持• 元素組成が先行研究より少ない→複数のSNR研究で指摘されている“low-abundance problem”を解く手がかりか• 温度も先行研究より低く出たRCW103の概要
・距離：3.3kpc
・年齢：〜2.0×10³yr
・SN：重力崩壊型
・半径：10分角
・中心に非常に長い変動周期（6.67時間）をもつマグネタ―が存在する

先行研究
・Ne、Mg、Sの存在比は18－20M☉のモデルに適合する・Feの存在比はこのモデルに適合しない

・先行研究の段階ではFeの存在比の多さがこの天体特有なものかどうか分かっていない。

（右図）
et al Nomotoによる各元素の存在比とRCW103の元素存在比の比較（et al A.frank）

O Ⅶ LyαFe XVII

・CCDカメラに比べて、RGSのほうがより詳しく輝線を調べられる。
・RGSで輝線を解析することでFeの存在比を決めたい。
O Ⅷ LyαO Ⅶ HeβFe XVII

Fe XXIFe XVIIFe XVIIIFe XVIIIFe XX +FeXXIIFe XVIIFe XVIFe XVIIIFe XXIII + Fe XXII
Fe XXI + Ne X

Fe XXI + Ne X

EPICからRGSへ

O VII

・2温度成分でモデルフィット
・鉄の輝線においてうまくフィットできなかった。
・温度、O,Ne,Feのアバンダンスを変数に設定。

Fe XVIINe Ⅸ HeαFe XXI + Ne X

O VIII Lyβ

非平衡プラズマモデル

Fe XVI

吸収モデル

O Ⅷ LyαO Ⅶ Heβtbabs*(vnei+vnei)
O Ⅶ Lyαモデル

Fe XVII

フィッティング結果

考察・O,Ne,Feについて存在比を比較。
・O,Neは先行研究の他の元素と同様に18M☉の超新星を示す結果となった。

・Feに関しても先行研究と同様に、他の元素に比べて存在比が大きいことが分かった。

パラメータ

低温

高温

温度[keV]

0.18(±0.002)

0.79(±0.05)

イオン化
タイムスケール[×10¹⁰s/cm²]

3.8×10³(±1.00)

7.9(±2.0)

水素柱密度[×10²⁰/cm²]

0.950.95

O

0.24(±0.04)

0.98(±0.46)

Ne0.25(±0.07)

1.63(±1.18)

Fe

1.4(±0.26)

2.40(±1.61)

log(X/Si)

O

Ne

Fe

-0.07

0.14

0.31

~ 0.02~ 0.3

先行研究
モデル

~ 0.05~ 0.1

質量18M☉

18M☉

今後の課題・フィッティングを改善して元素存在比を正確に求める。
・鉄の存在量が多いことを説明する
モデルを考える。