マグネターのバースト／定常放射のX線・γ線観測による系統的研究
中川友進
理化学研究所 牧島宇宙放射線研究室
吉田篤正、Kevin
吉田篤正
Kevin Hurley、山岡和貴、柴崎徳明、松岡勝、Hurley 山岡和貴 柴崎徳明 松岡勝
河合誠之、坂本貴紀、George Ricker、
HETE‐2チーム、Suzaku SGR/AXP ToOチーム、Swiftチーム

Nakagawa et al. 2008, ApJ, 681, L89
Nakagawa et alal. 2009a
2009a, PASJ
PASJ, 6161, 109

マグネター特徴

高宇連 第９回研究会

二温度黒体放射¾B ～ 1015 Gの超強力な磁場¾磁気エネルギーの消滅①軟ガンマ線リピータ（SGR）②異常なX線パルサー（AXP）

定常放射
¾X線
¾硬X線

冪関数

110エネルギー(keV)

100： 二温度黒体放射？、黒体放射＋冪関数？
： 冪関数？

バースト（主にSGR）

6-30 keV¾繰り返し起こる¾短時間バースト（約百ミリ秒）、中規模バースト（数秒）、巨大フレア（数百秒）¾典型的には短時間バースト（T90 ～ 100 ms、L ～ 1040 erg s-1）

30-100 keV~100ミリ秒
SGR 1806‐20

マグネター特徴

高宇連 第９回研究会

二温度黒体放射¾B ～ 1015 Gの超強力な磁場¾磁気エネルギーの消滅①軟ガンマ線リピータ（SGR）②異常なX線パルサー（AXP）

定常放射
¾X線
¾硬X線

冪関数

110エネルギー(keV)： 二温度黒体放射？、黒体放射＋冪関数？
： 冪関数？

バースト（主にSGR）~350秒

100SGR 1806‐20

6-30 keV¾繰り返し起こる¾短時間バースト（約百ミリ秒）、中規模バースト（数秒）、巨大フレア（数百秒）¾典型的には短時間バースト（T90 ～ 100 ms、L ～ 1040 erg s-1）

30-100 keV~100ミリ秒
SGR 1806‐20

Swift衛星による短時間バーストの観測

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2008

Swift衛星

短時間バーストの追観測¾ガンマ線バーストを主対象¾ガンマ線バストを主対象

XRT検出器（0 3-10 keV）
XRT検出器（0.3-10¾SGRのバーストにも感度あり

SGR 1900+14の三個の短時間バーストについて追観測

BAT検出器（15-350 keV）
二つのSGR（1900+14、1806−20）から多数の短時間バーストを検出
Burst A (2006-04-14)

バースト後に冪関数で減光

Burst B (2006-06-10)

Burst C (2006-11-26)

Swift衛星による短時間バーストの観測

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2008

Swift衛星

短時間バーストの追観測¾ガンマ線バーストを主対象¾ガンマ線バストを主対象

XRT検出器（0 3-10 keV）
XRT検出器（0.3-10¾SGRのバーストにも感度あり

SGR 1900+14の三個の短時間バーストについて追観測

BAT検出器（15-350 keV）
二つのSGR（1900+14、1806−20）から多数の短時間バーストを検出
Burst A (2006-04-14)

T90 = 34+/−9 ms
TXRT = 11.6 ks

バースト後に冪関数で減光

Burst B (2006-06-10)

T90 = 38+/−18 ms
TXRT = 1.9 ks

Burst C (2006-11-26)

T90 = 40+/−1440+/ 14 ms
TXRT = 1.6 ks

X線残光の発見

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2008

光度曲線（0.3‐10 keV）
Burst A (2006-04-01)

Burst B (2006-06-10)

BAT

Burst C (2006-11-26)
BAT

BAT

XRT

p = 0.2+/−0.1
26 ks

XRT

p = 0.4

2 ks

バーストのフラックス ： 15-100 keVのスペクトル（BAT）を外挿
Burst A、Burst Cに有意な減光が見られる
バーストの続きでは無い

XRT
6 ks

SGR 1900+14の活動状態との比較

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2008

2006年3月29日¾僅か 日で40個以上のバ スト¾僅か一日で40個以上のバースト¾我々のバースト（Burst A）は約二週間後¾SGR 1900+14の活動性によるものでは無いだろう

2006-03-16

2006-12-11

X線残光の発生メカニズム

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2008

仮説①
短時間バ ストはジェット状の放射？（GRBと類似の過程）
短時間バーストはジェット状の放射？（GRBと類似の過程）(ref., Fenimore et al. 1996)

観測者

中性子星

ローレンツ因子の見積もり
E ~ ΔtL ~ 7.6*1038 ergg ((Burst C))
n ~ 1 cm−3
γ ~ 2 （dt = 1000秒）

NHd⎛⎞⎛⎞ -3n ≥ 0.6⎜
⎟⎜
⎟ cm
22-2
221.91
10cm
310cm
××⎝
⎠⎝
⎠

仮設②仮設③

バースト起源のプラズマ冷却

加熱された中性子星表面の冷却(Thompson et al. 2002)

観測者

中性子星
e-, e+, γ

NS

観測者
熱い領域

SGR/AXPのX線定常放射放射メカニズム
定常放射
定常放射・バースト
スト
エネルギー源 : 磁気エネルギー？
類似の物理プロセス？
同一のスペクトルモデル？
同のスペクトルモデル？
SGRの短時間バースト: Nakagawa et al. 2007
二温度黒体放射が尤もらしい

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2009a

もしSGRとAXPが同じ種族の天体であればX線定常放射のスペクトルは黒体放射＋冪関数というより、二温度黒体放射で再現されるのでは？

サンプル
XMM‐Newton, Chandra, Swift (<12 keV)

SGRs
SGR/AXP：X線定常放射

SGR 0526‐66, SGR 1627‐41, SGR 1806‐20,
SGR 1900+14,, GRB/SGR/050925

二温度黒体放射（2BB）

AXPs

黒体放射＋冪関数（BB+PL）

どちらのスペクトルモデルが尤もらしいかは未決着。

CXOU J010043.1‐721134, 4U 0142+614,
1E 10481048.1
1‐59375937, CXOU J164710.2
J164710 2‐455216
455216,
1RXS J170849.0‐400910, 1E 1841‐045,
1E 2259+586, XTE J1810‐197

X線定常放射のスペクトル（1）

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2009a

二温度黒体放射スペクトル>7 keVエクセスの起源

SGR 1806‐201806 20

硬X線放射(>20 keV) by INTEGRALkTLT = 0.96 +−00..05
05 [keV]
RLT = 2.1+−00..22 [km]28kTHT = 3.19 +−00..21[keV]

Molkov et al. 2005; Gotz et al. 2006b; Kuiper et al. 2006

エクセスは硬X線放射の漏れこみ？

04[km]
RHT = 0.32 +−00..04

χ 2 / d.o.f. = 2244 / 2224

XMM‐Newton

4U 0142+614
kTLT = 0.353+−00..005
005 [keV]
15
RLT = 4.88+−00..13[km]

硬X線放射の成分（Kuiper et al. 2006)をスペクトルモデルに導入して、あてはめ。
4U 0142+614
p = 1.05, N20 keV = 2.3 * 10−5 photons cm−2 s−1 keV
2BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 876 / 819, P = 0.08
BB+PL+PL : χ 2 / d.o.f. = 1086 / 819, P = 1×10 −802
kTHT = 0.75+−00..02[keV]
04
RHT = 0.50 +−00..04[km]

χ 2 / d.o.f. = 1167 / 888

XMM‐Newton

1RXS J170849.0‐400910
p = 1.44, N20 keV = 8.8 * 10−6 photons cm−2 s−1 keV
2BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 1438 / 1232, P = 4 ×10−52BB+PL+PL : χ / d.o.f. = 1270 / 1232, P = 0.22

X線定常放射のスペクトル（1）

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2009a

二温度黒体放射スペクトル>7 keVエクセスの起源

SGR 1806‐201806 20

硬X線放射(>20 keV) by INTEGRAL
Molkov et al. 2005; Gotz et al. 2006b; Kuiper et al. 2006

kTLT = 0.96 +−00..05
05 [keV]
RLT = 2.1+−00..22 [km]エクセスは硬X線放射の漏れこみ？

28kTHT = 3.19 +−00..21[keV]
04[km]
RHT = 0.32 +−00..04

χ 2 / d.o.f. = 2244 / 2224

硬X線放射の成分（Kuiper et al. 2006)をスペクトルモデルに導入して、あてはめ。

XMM‐Newton

4U 0142+614
kTLT = 0.353RLT = 4.88+ 0.15
− 0.13kTHT = 0.75
RHT = 0.50

エクセス?

+0.005− 0.005[km]+ 0.02− 0.02+ 0.04
− 0.04

[keV]

[keV]

[km]

χ / d.o.f. = 1167 / 888
2XMM‐Newton

4U 0142+614
p = 1.05, N20 keV = 2.3 * 10−5 photons cm−2 s−1 keV
2BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 876 / 819, P = 0.08
BB+PL+PL : χ 2 / d.o.f. = 1086 / 819, P = 1×10 −87 keV

1RXS J170849.0‐400910
p = 1.44, N20 keV = 8.8 * 10−6 photons cm−2 s−1 keV
2BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 1438 / 1232, P = 4 ×10−52BB+PL+PL : χ / d.o.f. = 1270 / 1232, P = 0.22

X線定常放射のスペクトル（1）

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2009a

二温度黒体放射スペクトル>7 keVエクセスの起源

SGR 1806‐201806 20

硬X線放射(>20 keV) by INTEGRAL
Molkov et al. 2005; Gotz et al. 2006b; Kuiper et al. 2006

kTLT = 0.96 +−00..05
05 [keV]
RLT = 2.1+−00..22 [km]エクセスは硬X線放射の漏れこみ？

28kTHT = 3.19 +−00..21[keV]
04[km]
RHT = 0.32 +−00..04

χ 2 / d.o.f. = 2244 / 2224

硬X線放射の成分（Kuiper et al. 2006)をスペクトルモデルに導入して、あてはめ。

XMM‐Newton

4U 0142+614
kTLT = 0.353
RLT = 4.88+ 0.15
− 0.13kTHT = 0.75
RHT = 0.50

エクセス?

+0.005− 0.005[km]+ 0.02− 0.02+ 0.04− 0.04

[keV]

[keV]

[km]

χ / d.o.f. = 1167 / 888
2

XMM‐Newton

4U 0142+614
p = 1.05, N20 keV = 2.3 * 10−5 photons cm−2 s−1 keV
2BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 876 / 819, P = 0.08
BB+PL+PL : χ 2 / d.o.f. = 1086 / 819, P = 1×10 −8

4U 0142+614
1RXS J17049.0‐400910
1E 2259+586
7 keV

1RXS J170849.0‐400910
p = 1.44, N20 keV = 8.8 * 10−6 photons cm−2 s−1 keV
2BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 1438 / 1232, P = 4 ×10−5
2BB+PL+PL : χ / d.o.f. = 1270 / 1232, P = 0.22

X線定常放射のスペクトル（2）広帯域スペクトルの模式図
4U 0142+614 (XMM
(XMM‐Newton+INTEGRAL)
Newton+INTEGRAL)
2BB

高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2009a見掛け上、二温度黒体放射が合わないのは、硬X線放射の影響だろう。
広帯域でスペクトルを調べる必要あり。
X線帯域だけでは二温度黒体放射を棄却するべきではない。

BB+PL

2BB vs BB+PLINTEGRAL のデータ ： Kuiper et al. (2006).

どちらの場合も硬X線放射の成分を必要とする必要とする。

SGR 1806‐20
1806 20 (XMM(XMM‐Newton)
Newton)2BB : χ 2 / d.o.f. = 2244 / 2224, P = 0.38
BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 2274 / 2224, P = 0.23
Both Acceptable
AXP 4U 0142+614 (XMM‐Newton)
2BB : χ 2 / d.o.f. = 1086 / 819, P = 10 −10BB+PL : χ 2 / d.o.f. = 978 / 819, P = 10 −5
Both Unacceptable高宇連 第９回研究会

Nakagawa et al. 2009a

径
高温度度の半径

高温度度

二温度黒体放射の温度相関

低温度

kTHT = (2.7 ± 1.1)kTLT

低温度の半径1.0 ± 0.3

( χ 2 / d.o.f. = 86 / 92)

kTLT / kTHT = 0.37 ± 0.15
r = 0.99(系統誤差 : 15%)Morii et al. 2003; Feroci et al. 2004; Olive et al. 2004;
Gotthelf et al. 2004; Gotthelf & Halpern 2005; Tiengo et al. 2005;
Gotz et al. 2006a; Mereghetti et al. 2006a; Nakagawa et al. 2007

まとめ

高宇連 第９回研究会

Swift衛星により短時間バーストの直後に「X線残光」を発見。
GRBと同様に、短時間バーストは弱相対論的ジェットが起源か？
同様 、短時間
弱相対論
ッ起源
バースト、X線定常放射は共に「二温度黒体放射」で再現可能。
二温度黒体放射の温度間に強い相関。
バースト、定常放射に共通の放射メカニズム？
（弱相対論的ジェット？）太陽における太陽フレアとマイクロフレアの関係と類似。