すざく衛星を用いた超新星残骸の大域的なX線スペクトルの解析

京都大学理学部物理系 P6(宇宙線研究室) 解析班
青木 莉子
石崎 貢平

研究の概要1. Suzaku衛星の公開データを用いて超新星残骸を解析する–

観測で得られるスペクトラムを適当なモデルでfittingし、温度・元素量・その他物理パラメーターの測定
2. X-ray Imaging Spectrometer (XIS)を使用–

0.2keV-12keV (もちろんX線帯域)

3.解析対象：Vela jr(石崎)、Cygnus Loop(青木)–どちらもシェル型・重力崩壊型

発表の流れ1.超新星残骸の物理
2.観測装置3. Cygnus Loop (青木)4. Vela jr (石崎)

超新星残骸の物理超新星残骸研究の意義
1.高温・非平衡プラズマのデータ提供
2.爆発前の天体の情報がわかる

超新星残骸とは？
1.超新星爆発で生まれる高温ガス–

温度：kTe~0.1-数keV

プラズマ状態– 衝突電離非平衡● Non Equilibrium Ionization (NEI)
2.Ⅱ型（重力崩壊型）の特徴–

中心にコンパクト星を形成● Ⅰa型（炭素爆燃型）は作らない– O,Ne,Mgが多い–

シェル型超新星残骸

SN1006(ChandraによるX線画像)(Credit: NASA/CXC/SAO)

爆発に伴う衝撃波→シェル(低温)・イジェクタ（高温）を形成

超新星残骸における放射過程
1.連続成分
シンクロトロン放射– プラズマによる制動放射
2.離散成分––イオンの輝線

べき乗則モデル

NEIモデル（熱的放射）2.プラズマによる制動放射

SNR
Total Q=0

自由電子
制動放射

陽イオン

3.超新星残骸における輝線元素Mのabundance =Mのイオンの存在比→温度と電離パラメーターで特徴付け「すざく」によるティコの超新星残骸のＸ線スペクトル
http://www.astro.isas.jaxa.jp/suzaku/flash/2014/0110/

より引用

まとめ
1.超新星残骸からは放射(NEIモデル+Powerlaw)と星間吸収(Wabsモデル)が観測される2. NEIモデル・星間吸収・べき乗則でフィッティングするくわしく知りたい方のために
1.超新星残骸の放射過程について–

日本評論社,天体物理学の基礎Ⅱ (観山 et al)2.超新星残骸の概要について–

日本評論社,星間物質と星形成 (福井 et al.)3.フェルミ加速理論について–

Cambridge,High Energy Astrophysics (S.Longair)

4.超新星について–

日本評論社,超新星 (山田)5.その他に「天文月報」の解説記事など

観測の説明へ

すざく• 2005年に打ち上げられた日本で５番目のX線天文衛星（2015年に運用終了）• 搭載された機器
X線反射望遠鏡（XRT）
X線CCDカメラ（XIS）
X線マイクロカロリメータ（XRS）
硬X線検出器（XHD）

すざくを使う理由• エネルギー分解能が良い• バックグラウンド（NXB）が低い→広がった天体に対して有利今回使用した機器• XRT(X-ray Telescope)
４台はXIS、1台はXRSに焦点• XIS (X-ray Imaging Spectrometer)
0.2~12keVで観測が可能
表面照射型（XIS0,2,3)
裏面照射型（XIS1)

補正について• Vignetting 補正

• RMF
• ARF
• NXB

Image

スペクトル

Cygnus Loop の解析

Cygnus Loop
 どんな天体か• １７７４年にWilliam Herschelによって発見• 年齢が約10,000年の古い超新星残骸• 距離は540（−80, +100）pc

 これまでの研究でわかっていること• shellやejectaの温度• 組成

 今回の目的• 観測の統計性をあげる• すざく終了までのデータを足すことで高いエネルギーでのスペクトルの構造を知ることができるかもしれない用いるデータについて• 観測の数 ７４• XIS2のデータは使わない→不具合で運用を途中で辞めたためデータが一部しかない

Image• エネルギーは0.5~3KeV• 中央部分はすざくでの観測がない

30 arcmin.00e+00

3.08e-08

9.22e-08

2.16e-07

4.61e-07

9.55e-07

1.93e-06

3.88e-06

7.81e-06

1.56e-05

3.11e-0region

shell

• 水色

shell

• ピンクと緑ejectaejecta.00e+00

3.08e-08

9.22e-08

2.16e-07

4.61e-07

9.55e-07

1.93e-06

3.88e-06

7.81e-06

1.56e-05

3.11e-0

model fitting
スペクトルをfitting したときのモデル（shell、ejecta共に同じモデルを使用）
constant<1>(wabs<2>(vnei<3> + vnei<4> + gaussian<5>) + wabs<6>*powerlaw<7>)

Regionの高温部分
Regionの低温部分

CXB（Cosmic X-rayBackground)shell
パラメー
タ

結果

エラー
（ー）

エラー
（＋）

温度high(keV)

0.29

8.0x10-4

3.8x10-3O

0.24

1.9x10-3

9.8x10-3Ne

0.56

1.9x10-2

8.2x10-3Mg

0.36

1.2x10-2

1.3x10-2

Si0.61

4.1x10-2

3.1x10-2Fe

0.23

3.6x10-3

7.8x10-3

温度low(keV)

0.11

2.7x10-4

2.6x10-4O

0.24

1.9x10-3

9.8x10-3Ne

0.56

1.9x10-2

8.2x10-3Mg

0.36

1.2x10-2

1.3x10-2Si

0.61

4.1x10-2

3.1x10-2Fe

0.23

3.6x10-3

7.8x10-3

Χ2 /dof

1.58

XIS0XIS1
XIS3
shell
低温gauss
powerlawshell高温ejecta
パラメー
タ

結果

エラー
（ー）

エラー
（＋）

温度high(keV)

0.46

4.2x103.8x10O

0.17

7.4x10-3

2.0x10-2

Ne

0.47

1.6x10-2

1.9x10-2

Mg

0.24

3.1x10-2

3.1x10-2

Si

2.21

0.27

0.13

Fe

0.58

1.2x10温度low(keV)

0.21

1.7x10-3

O

0.25

Ne

0.56

Mg

0.34

Si

0.56

Fe

0.22

Χ2/dof

1.51-3-2

6.1x10

XIS0
XIS1
XIS3-3-2

2.0x10-3

shellのアバンダン
スで固定

ejecta低温

powerlawgauss ejecta高温

考察• ejectaの低温部分はRegionがshell部分を含んでいる• ejectaの0.5keV付近の残差はcontaminationの影響だと考えられる• アバンダンスについて（Uchida 2009)
χ２/dofは先行研究の値の方が小さい
それぞれの誤差の値は今回の方が１〜２桁小さい

Vela jr の解析

Vela jr の解析
1. 1998年にROSATの全天観測で発見
2.強いシンクロトロン放射3.天球面上で Vela SNR と重なっている
300 arcmin

300 arcmin

ROSAT によるVela SNRの画像（左：soft X-ray 右：hard X-ray）(引用元:Aschenbach , 1998)

目標：Vela jr と Vela SNRのスペクトルの分離

Fitting model ver 0.1
F(E) = wabs(1)*nei+wabs(2)*powerlaw
Vela SNR (低エネルギー)

Vela jr「非平衡プラズマの熱制動放射」＋輝線シンクロトロン放射
星間吸収（wisconsin cross section を利用）
→パラメーターは固定

観測・解析結果 ver 0.1
低エネルギーで合わない→jrの熱的放射の影響！？

Black:XIS0(FI)

Red:XIS1(BI)Green:XIS3(FI)VelanH(1)(1e+20
atoms / cm^2)

3.0(freeze)kT_e(keV)

0.33+-0.01

O

1.64+-0.14

Ne

3.73+-0.30

Fe0.64+-0.05

電離パラメータ(1e+10 s*cm^3)

5.16+-0.31

nH(2)(1e+20
atoms / cm^2)

9.0(freeze)べき

2.31+-0.01

chi-squared/dof

5.19[dof=1353]

このモデルは不適Fitting model ver 1.0

F(E) = wabs(1)*nei(1)+wabs(2)*(nei(2)+powerlaw)
Vela SNR (低エネルギー)

Vela jr (高エネルギー)「非平衡プラズマの熱制動放射」＋輝線
シンクロトロン放射
星間吸収（wisconsin cross section を利用）
→パラメーターは固定

観測・解析結果 ver 1.0

75 arcmin

red:0.3-0.6keV green:0.6-1.0keV blue:1.0-5.0keV

観測・解析結果 ver 2.0
ONe

シンクロトロン放射が支配的
Mg

SiNEI(Vela SNR)

Black:XIS0(FI)

Red:XIS1(BI)NEI(Vela jr)

Vela SNR

Vela jrnH(1e+20
atoms / cm^2)

3.0(freeze)

9.0(freeze)kT_e(keV)

0.20+-0.01

1.71+-0.43

N

1.28+-0.17

1.0(freeze)O0.86+-0.06

2.59+-0.35

Ne

4.07+-0.29

1.46+-0.19

Mg

1.0(freeze)

1.21+-0.15Fe

1.72+-0.22

0.16+-0.03

電離パラメーター(1e+10s*cm^3)

7.48+-1.39

2.33+-0.61

Green:XIS3(FI)べきchi-squared/dof

2.20+-0.01
2.26[dof=1353]

考察
1.モデルは観測データと合わなかった
2.解析結果はVela jrの特徴をよく反映している。（年齢・元素比）
3.シンクロトロン放射のべき(2.20)は先行研究(Takeda et al.
2016)の2.93+-0.02よりも低く出た
4.低エネルギー側でBI型とFI型で差異が見られた–解析(データの結合過程)に問題あり？or汚染物質?

Vela jr と Cygnus Loopの比較
Cygnus Loop

Vela jr

大きさ

大きい

小さい

年齢

としより若い

温度低い

高い

O,Neのabundance

低い(〜0.2,〜0.5)

高い(2.59,1.46)

Feのabundance

高い（〜0.22）

低い(0.16)

バッググラウンド

BG