2006年度 課題研究P6
すざくSWG phaseのXIS観測データの解析及びデータベースの作成

２００７年３月１９日
小川恵美子 佐野武

もくじ
１ 目的
２ すざく衛星と検出器
３ 解析（スペクトル，ライトカーブ，イメージ）
４ データベース作成
5 作成したデータベースから得られた成果

我々の課題研究の目的
 すざくのSWG phase （約１年間）のXIS観測データを全て解析し、イメージ・スペクトル・ライトカーブのデータベースを作成する。
 立教大学がすでに作成しているデータベースよりも詳しく、使いやすいものを目指す。
 作成したデータベースの膨大なデータの中から、今まで知られていなかった，天体のエネルギーごとの構造やライトカーブの変化など，興味深い現象を探し出す。

すざく衛星(Astro-E2)
 2005年7月10日打ち上げ 「はくちょう(1979 年)」「てんま(1983 年)」「ぎんが(1987 年)」「あすか(1993 年)」に続く我が国５番目のX線天文衛星
 広いエネルギー領域（0.3-600keV）にわたる高感度での観測が特徴
 高解像度のチャンドラ、集光面積の大きいXMMに対し、エネルギー帯域が広く高感度のすざくは相補的な役割

すざく搭載機器
X線望遠鏡 (XRT)X線CCDカメラ (XIS)＊5台搭載

X線マイクロカロリメータ (XRS)＊高分解能X線検出器＊事故により観測不可能＊軟X線検出器＊0.2-12keVのエネルギー帯域をカバー
硬X線検出器 (HXD)＊10-700keVの高エネルギーのX線を観測

XIS (X-ray Imaging Spectrometer) すざくに搭載されているX線CCDカメラ
 4台(xis0,xis1,xis2,xis3)搭載
 宇宙線によるbackgroundが低い性能
 視野
 エネルギー帯域
 有効画素数 エネルギー分解能
 有効面積(XRT-I 込み) 時間分解能17.8’ × 17.8’
0.2–12 keV
1024 × 1024
~130 eV @ 6keV
340 cm2(FI), 390 cm2(BI) @ 1.5 keV
350 cm2(FI), 100 cm2(BI) @ 8 keV
8 s (Normal mode)FIカメラとBIカメラ• xis0,2,3⇒表面照射型（FI）カメラ。
• xis1

高エネルギーX線の検出効率◎⇒裏面照射型（BI）カメラ。
低エネルギーX線の検出効率◎

表面照射型=FI CCD(Frontside Illuminated)

裏面照射型=BI CCD(Backside Illuminated)

解析の流れcleaned event filecleansis,xselectimage FITS file

PI FITS file

ds9grppha

イメージ（jpeg画像）

ビンまとめした
PI FITS file
xspec

スペクトル(gif画像)

ライトカーブ(gif画像)ライトカーブ解析の方針
 エネルギー２バンドに（0.3~2keV、2~10keV）
 カメラはBIとFIの２種。
⇒合計4枚のグラフ
 binまとめは一律160sで解析。
 特にデータの少ない天体に関してはライトカーブとして役に立つように個別に修正。

cleaned event file↓cleansis↓xselect
ライトカーブ画像（４種類）

ライトカーブの一例
銀河団 A２２１８BIFI

0.3-2keV

2-10keV×２４０スペクトル解析の方針
 BIとFIの比較ができるよう，一枚の画像にまとめ。
 fittingはwabs*powerlawモデル
wabs*mekalモデルの2種。
 残差も表示。
 ①3種のエネルギーバンド（0.4~12keV,0.4~2keV,2~10keV）でのflux②Fittingのパラメータをデータベースに表示

cleaned event file↓cleansis↓xselect
PI FITS file↓grpphabinまとめしたPHA file↓xspec
gif画像（5種類）fitting (wabsモデル)
X線が星間物質によって受ける光電吸収のモデル
光電吸収を受ける確率は、A(E) = exp(−NH *σph(E))
パラメーターはNHのみ。
元素組成比は太陽と同じと仮定。
銀河系の中にある低温ガスによって、観測されるX線スペクトルはO,Ne,Mgなどによって吸収を受けて低エネルギー側で下がる。

fitting (powerlawモデル)

A( E ) = KE−α

パラメーターは① K:normalization 単位時間，単位エネルギー，単位面積あたりの放射光子数 @1keV②α:photon index 無次元量の２つ。
log-logスケールでは傾き-αの直線

fitting (mekalモデル)
 光学的に薄い高温プラズマからの放射 元素放射ラインのある熱制動放射を表すモデル
 パラメータ①kT(keV) （プラズマ温度）②normalization➂abundance （金属元素の比が太陽の何倍か）としてfittingを行った。

スペクトルの一例
Cyg X-1 のスペクトル

青がBI，赤がFI
×２４０枚

Fittingの一例

wabs*powerlawによるfitting例（かに星雲）

wabs*mekalによるfitting例（ケンタウルス座銀河団）

イメージ解析の方針
 エネルギーバンドは３つに（0.3~2keV、2~10keV、6~7keV）
 カメラは２種に（BIとFI）⇒合計６枚のイメージ

cleaned event file
↓xselect

FITS file 暗い天体も見つけやすく。

↓ds9⇒scaleはlog。max,minはデータごとに定義。

jpeg画像できたイメージ例
MBM12(暗黒星雲) 20060203224500-20060206153000

BIFI

0.3-2keV

2-10keV6-7keVギャラリーサイト作成方針
動機 ①(立教のギャラリーを見て)ただ並べただけでは見づらい ②多量のデータから統計的情報を得たい ③同イベントでバンド別、カメラ別の違いを見て新発見したい方針⇒①データの羅列を整理し、検索機能を強化⇒②解析結果を利用した統計的サイエンスを可能に⇒③同イベントデータの見比べやすさも重視
工夫
 ①天体のカテゴリ分けし、リストからの頭出しシステムを構築
 ②fitting parameterを表示＆リスト化＆ダウンロード
 ③バンド毎の解析結果が一画面に収まる画像サイズを採用サイトマップ
トップページ
一覧
もくじ

イメージ

スペクトル

ライト
カーブ

天体別
もくじ
AGN

銀河銀河団

コンパクト
天体

彗星

SNR

GC

その他

2006.1-2

2006.3-4

2006.5-6

日付順
もくじ
2005.82005.92005.10

2005.112005.12

ダウン
ロード

完成品

百聞は一見に如かず

立教のデータリストより

成果1

max=100

RXJ_0852-4622_NW（SNR）
20051219103000-20051223071400

P6の解析

明るすぎる天体、暗すぎる天体が見やすくなった（∵maxの個別定義）

max=300

0.3~2keV(FI)

max=100

2~10keV(FI)

max=5

6~7keV(FI)立教のデータリストより

成果2
RCW86_SW（SNR）
20060212020000-20060214064500

低エネルギーに隠されていた高エネルギー側の構造が見えた（∵エネルギーバンド別の解析）
P6の解析

0.3~2keV(BI)2~10keV(FI)6~7keV(FI)成果3 ライトカーブ
3C-120（AGN） 20060209032000-20060210055000
低エネルギー

バンドによって異なる
時間変化構造高エネルギーFI立教のデータリストより

成果4(今回の目玉)
DEM_L71/N23 （SNR）
20050816122000-20050817143000

P6の解析

予想：鉄バンドで極めて強く光っている天体があるのではないか？

0.3~2kev(FI)2~10kev(FI)6~7keV(FI)interestingなのでさらに詳しく解析

AB0.3~2keV
2~10keV6~7keVC
３つの領域に区切ってスペクトルを取った

Ａ，Ｂ，ＣのスペクトルABC

確かにＡが半桁ほど優勢だが、特に輝線構造は見られない⇒6-7keVで強いのはFe由来ではなかった

５～８keVを拡大

678

powerlawのベキ（photon index）に注目
AはB,Cよりpowerlawの落ち方が遅いのでは？

ABC

詳しいfitting
A,B,Cをwabs*(powerlaw+vmekal)のモデルでfitしてみた
注：makalモデル…変数abundance=金属比が太陽組成のx倍vmekalモデル…各元素ごとに比を決めることができる

Aのfitvmekalで決まる-データ点-vmekal+powerlaw-powerlaw成分-vmekal成分

powerlawで決まる

Bのfit-データ点-vmekal+powerlaw-powerlaw成分-vmekal成分

Cのfit-データ点-vmekal+powerlaw-powerlaw成分-vmekal成分

各成分のfluxを比較
flux(0.4-2keV)cm-2 s-1 flux(2-12kev) cm-2 s-1 photon χ2/dofindex(mekal成分優勢)（powerlaw成分優勢）
A 0.26

photons(3.4E-10 ergs)

2.3E-02 photons(1.6E-10 ergs)

2.14±0.07

1.75

B 4.6

2.1E-03 photons(8.5E-11 ergs)

5.38
±0.06

14.9

C 2.3

1.8E-02 photons(7.8E-11 ergs)

4.86
±0.06

5.64

photons(5.8E-09 ergs)
photons(2.9E-09 ergs)

結論：このモデルでは、AはB,Cに比べ、低エネルギーで1桁弱いにも関らず、高エネルギーでは強く、powerlawのベキも小さい。
ただしまだχ2がかなり悪く、より厳密な解析が必要である。

今後の課題DEM_L71/N23について
 精密なarfファイルの作成(シュミレーションによる) AとBが近接しているため、すざくの分解能を考えると、 Bからの漏れこみを考慮すべき
 他のfitモデルも検討されるべきA

データベースサイトについてB
 binまとめやfitting初期値などほぼ全データに一律な解析をしているため、改善の余地がある
 ＳＷＧ期間に続いてアーカイブに入るデータも(来年の人Cが)アップすればより価値があがるのではないか終1年間ありがとうございました。。。。

Bのmekal+mekal
powerlawvmekalwabs*(vmekal+powerlaw)

kT~0.2keV
kT~0.7keV

wabs*(mekal+mekal)

Bのfitflux(0.4-2keV)

flux(2-12kev)

cm-2 s-1

cm-2 s-1

χ2/dofphotons
powerlaw 4.6+vmekal (5.8E-09 ergs)

2.1E-03 photons(8.5E-11 ergs)

14.94.922 photons
6.1263E-09 ergs

3.7E-02 photons
1.5E-10 ergs

7.21

mekal+mekal

Fittingに用いたファイル
 web上（CALDBなど）にあるファイルを使用
 レスポンスファイル

FI→ae_xi0_20060213.rmf
BI→ae_xi1_20060213.rmf
 arfファイル
FI→ae_xi0_xisnom6_20060615.arf
BI→ae_xi1_xisnom6_20060615.arf
 バックグラウンドファイル
FI→NEP_xisnom6mm_det_fi_rev.pi
BI→NEP_xisnom6mm_det_bi.pi

background NEP（North Ecliptic Pole：黄道北極方向）のデータ
 このデータを引くことによって＊Cosmic X-ray background＊Non X-ray backgroundなど，観測している天体由来ではないX線を除去できる。レスポンスファイル
 rmf (Redistribution Matrix File)

検出器のレスポンスを与える
 arf (Auxiliary Response File)
望遠鏡のレスポンスを与える
今回の解析では，点源のarfを使用した。
詳しい解析を行うときには，観測した天体それぞれに対応するarfを，シミュレーションにより作らなければならない。

立教大との違い（改善点）
まとめ
 エネルギーバンド毎の解析

イメージ（0.3~2keV、2~10keV、6~7keV）
ライトカーブ（0.3~2keV、2~10keV）
 カメラ別の解析
BI（xis1）とFI（xis0,xis2,xis3）の２種
 calibration source，backgroundの除去
 特にデータ点の少ない天体についてはビンまとめを個別に調節
 スペクトルを２つのモデルでfitting
 fitting parameterやfluxを表示
 データの並べ方を工夫し，使いやすいデータベースに

立教のデータリストより

max=100

成果1
GC_SGR_B2_BGD（銀河中心）
20051012070500-20051012110500

暗い天体、データの少ないイベントが見やすくなった

P6の解析
max=1

0.3~2keV(FI)max=5

2~10keV(FI)

max=0.6

6~7keV(FI)謝辞
助手の松本さん、ＴＡの内山さんには初心者の私達に懇切丁寧に指導していただき、大変感謝しています。
また、Ｐ６年間を通じて宇宙線研究室の先生方や院生の先輩方には大変お世話になりました。
ありがとうございました。

calibration source
 軌道上でのエネルギーの絶対精度の測定のために，XISのカメラごとに取り付けられている較正線源。
 ５５Fe（半減期2.7年）
 Mn Kα（5.9keV），Mn Kβ（6.5keV）の特性X線を出す。