UDON を使った原始星・恒星からの X 線フレアの解析－55－

UDON を使った原始星・恒星からのX 線フレアの解析～高校での教育利用を目指して～
青嶋広澄、竹澤寛亮、辺城鍾、内山秀樹（静岡大学）を研究するために X 線観測が行われている。

1. はじめに
我々は JAXA の X 線天文衛星「すざく」の宇宙からの X 線は、地球の大気で吸収され観測データを用いて、原始星 （V773 Tau）・てしまう。そこで X 線を観測するには、大気恒星 （アルゴル・かじき座 AB 星） の X 線の影響がない高度へ飛ばした X 線天文衛星がフレアの解析を卒業研究として行った。しか必要となる。「すざく」衛星は日本で 5 番目

し、コロナ禍のため、大学研究室にあるコンの X 線天文衛星であり、2005 年に高度 550ピュータとそのソフトウェアを使用できなかkm に打ち上げられ、2015 年にその役目を終った。そこで、インストールせずにオンライえた[1]。そのデータは現在、全世界の天文学ン 上 で 利 用 可 能 な Web 解 析 ツ ー ル

者が自由に使える様に JAXA の Web サイト（UDON2・WebPIMMS）を用いて、各自のDARTS から公開されている。特に「すざく」

自宅で解析を行った。この Web ツールを利用に搭載された X 線 CCD カメラ XIS のデータ

した解析は簡単で、高校生が探究活動や部活は UDON2 という Web ツールでイメージ（X動で取り組む題材になり得ると考えた。

線擬似カラー写真）、ライトカーブ（X 線強度

そこで本記事では、意欲のある高校生とその時間変化を表す、横軸時間・縦軸 X 線強度の指導者、及び、X 線天文データに触れてみのグラフ）、スペクトル（横軸 X 線のエネル

たい本会会員の方を読者に想定し、X 線天文

ギー・縦軸 X 線強度のグラフ）を簡単に作る学の基礎と UDON2・WebPIMMS を使ったことができる。

解析の方法について解説する。
3. Web ツールを利用した解析
2. X 線天文学と「すざく」衛星

我々は UDON2 で「すざく」データのライ

X 線天文学とは、目で見える光（可視光）トカーブを作成し、NASA の Web ページでではなく、目に見えない高エネルギーの光で使用可能な WebPIMMS を使い、Flux を計算

ある X 線で宇宙を調べる学問である。物体はした。本節では、その手順について説明する。

その温度に応じた波長の光（電磁波）を放射する。表面温度数千度の（太陽の様な）普通

3.1 UDON2の恒星は可視光を放射する。しかし、恒星やUDON2 を使ったライトカーブ解析につい原始星で起きる、爆発的に強いエネルギーがて説明する。なお、UDON2 の詳しい使い方放出されるフレアという現象では、数千万度は[2]を参照していただきたい。に達する超高温のイオン化したガス（プラズまず、「suzaku darts」等で Web 検索し、マ）が作り出され X 線が放射される。このフWeb

レアを始め、ブラックホールや超高密度の中ISAS/JAXA」[3]にアクセスする。ページ内

性子星、超新星残骸や銀河・銀河団といったで「Public Data List」（図１）を選択すると、宇宙の高エネルギー現象・高エネルギー天体「すざく」が観測した天体のデータを一覧で

ペ ー ジ 「 DARTS/Suzaku

天文教育 2021 年 9 月号（Vol.33 No.5）

at－56－■ 投稿 ■きる（図 2）。 この中から解析したい天体をで急激に増光（フレア）していることが分か探す。例えば、「Target Name」に書かれてる。周期的にデータが欠けているのは主に、いる天体名で Web 検索を行えば、参考情報を「すざく」が約 90 分で地球を周回しており見つけられる（例えば、リストの一番最初に地球によって天体が隠されてしまう、または、ある「E0102-72」は小マゼラン雲にある超新地球上空で宇宙線が強い領域（南大西洋異常星残骸であることが、Astro Arts の天文ニュ帯）を「すざく」が通過しその間は観測を停ース[4]等から分かる）。

止しているなどのためである。マウスカーソルを使うと、ライトカーブの値を読み取ることができる。また、「The original FITS andQDP files are here.」をクリックすると tar.gz
形式で圧縮されたファイルをダウンロードできる。解凍すると、「…-lc.qdp」というファイルがある。こちらにアスキー形式の数値データでライトカーブが保存されているので、

図 1

DARTS/Suzaku [3] Public Data Listの位置

マイクロソフト Excel 等で読み込み、詳細な解析もできる。
この他にも UDON2 ではスペクトルを表示できるが、今回は割愛する。

図 2

DARTS/Suzaku [3] Public Data List

での UDON2 の位置
解析したい天体を選んだら、「UDON2」をクリックする (図 2)。すると、対象天体のイメージが表示される。X 線は目では見えないので、X 線のエネルギーに応じて擬似的にカラー表示したものである事に注意する。ライトカーブを作成したい天体をマウスでドラッグし、円で囲む。「Submit」をクリックすると、図 3 のようなライトカーブのデータを得られる。ライトカーブは横軸が時間（単位 s）である。縦軸は Count rate （カウントレー

図3DARTS/Suzaku [3]UDON2 で作成したアルゴルの X 線ライトカーブト、単位 count s-1）と呼ばれる X 線強度の指標である。図 3 はペルセウス座のアルゴル

3.2 WebPIMMS（Algol、Observation ID 401093010）の例

UDON2 で得たライトカーブの縦軸は Countであるが、観測開始から 50 k（キロ）秒ほど

rate だが、天 体 の物 理 的 な情 報 を得 るには、

天文教育 2021 年 9 月号（Vol.33 No.5）

UDON を使った原始星・恒星からの X 線フレアの解析－57－Flux（フラックス。単位時間単位面積に天体から取った Count rate を入力

やってくる X 線のエネルギー。見かけの明るさに• Galactic nH : 「0」と入力対応。）に換算する必要がある。そこで NASA の• Redshift, Intrinsic nH : 「none」のままにしWeb ツ ー ル WebPIMMS[5] を 使 用 す る 。ておく「WebPIMMS」で Web 検索すると図 4 のような

• Model of Source : 「Power Law」を選択ページに行ける。Count rate から Flux への変• Photon Index : 「2」と入力

換は、実際にはスペクトルの形状をはじめ、色々• CHANDRA : 空白のままなことを考慮する必要がある。しかし、今回は「星間吸収を無視した光子指数 2 のべき乗のスペク

以 上 の 数 値 を 入 力 し た 上 で 「 Estimateトル」で大まかに近似し、Flux に変換する。なのCount rate」をクリックすると、Flux（単位 ergsで、今回得られる値は、せいぜい桁程度しか正しcm-2 s-1 ）を求められる。エネルギーと面積の単くないことに注意する必要がある。図 4 について、位として ergs と cm2 を使っているので注意する。

点線で囲ったところに、以下の様に必要な値等

1 ergs=1 g cm2 s-2=10-7 J である。また、天体のを入力する。

物理的な情報としては、Flux と天体までの距離から計算される Luminosity（ルミノシティ、光度。
単位時間当たりに天体が発する X 線のエネルギー。単位 ergs s-1 。絶対的な明るさに対応。）も重要となる （Flux と Luminosity の関係は、例えば[6]の 7.2 節を参考のこと）。加えて、ライトカーブのグラフ上での面積から、フレアの総 X 線エネルギーも見積もることができる。
アルゴルの場合、フレア中の平均カウントレー
トを約 30 count s-1 と見積もり（図 3 参照）、WebPIMMS を使った変換を行うと、Flux として8×10-10 ergs cm-2 s-1 が得られた。これは、先行研究[7]でのアルゴルのフレア中の Flux である
約 2×10-10 ergs cm-2 s-1 と桁では一致する。また、アルゴルまでの距離を 90 光年とし、ライトカーブ上のフレアの形状を三角形（高さは平常時からフレアピーク時のカウントレートの増加で約20 count s-1 、底辺はフレア継続時間で約 4×

図4

WebPIMMS [5]画面と入力箇所104 秒間）に近似し、X 線フレアの総エネルギーを約 4×１037 erg = 4×1030 J と見積もった。

• Convert From : 「SUZAKU/XIS FI Count
Rate」を選択

4. 高校での教育利用の可能性• Into : 「FLUX」を選択

上記の様に Web ツールにて、恒星フレアに限• Input Energy Range, Output Energy

らない様々な天体の「すざく」のライトカーブを調

Range : 「0.2-12」と入力し「keV」を選択

べ、X 線での Luminosity やエネルギーを見積• Source Flux / Count Rate : UDON2 で読みもることができる。高校 生が探究活 動や部活動

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－58－■ 投稿 ■で取り組む場合、このデータの具体的な扱い方

https://darts.isas.jaxa.jp/astro/udon2/aboは様々ありえる。興味に応じて自由に考える

ut.html.ja（2021 年 6 月 9 日最終閲覧）と面白いが、アイデアの例を示す。
•

様々な天体でライトカーブの形状を比較し、

https://darts.isas.jaxa.jp/astro/suzaku/

それらの違いがどの様に生じているのかを考（2021 年 6 月 9 日最終閲覧）

察してみる。例えば、アルゴルのライトカーブ[4]Astro Arts，「天文ニュース 超新星残骸(図 3) の様な急激な増光は何らかの爆発的E0102-72 の X 線・可視光・電波の合成画像」，

な現象が起きている事が、周期的に変動すhttps://www.astroarts.co.jp/

るライトカーブは天体の公転や自転に起因

news/2000/04/11chandra/index-j.shtml

している事が考えられる。

（2021 年 6 月 9 日最終閲覧）得られた天体の Luminosity やエネルギー•[3] ISAS/JAXA，「DARTS/Suzaku」，

を、全世界で 1 年間に使われる電力量、太[5] NASA/GSFC，「WebPIMMS」，
https://heasarc.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/Tool

陽の Luminosity、太陽のフレアのエネルギ

s/w3pimms/w3pimms.pl（2021 年 6 月 9ー、地球の重力結合エネルギーの大きさ

日最終閲覧）（地球をバラバラにしてしまうのに十分なエネ[6] 福江純・沢武文・高橋真聡 編 (2020)

ルギー。例えば[8]の 4-2 を参照。）等と比較『極・宇宙を解く: 現代天文学演習』，恒星社

して、天体現象のスケールを掴んでみる。ま厚生閣．

た、天体そのものの重力エネルギーの大きさ[7] Xue-Juan Yang et al. (2011)

等と比較し、エネルギー源を考察してみる。

’XMM-Newton observation of the

我々自身は卒業研究として、得られたフレアのeclipsing binary Algol’， Research in

継続時間と総 X 線エネルギーから、磁気リコネク

Astron. Astrophys，11(4)：457–470．

ション領域の磁場の強さと、そのサイズを見積も[8] R.ゼックスル・H.ゼックスル（1985）『白ることを試みた。この内容自体は本稿の目的を超色矮星とブラックホール』（岡村浩・黒田正明

えるため割愛するが、その経験からもアイデア次訳），培風館．

第で様々な探究を行えると考えている。
5. 最後に本記事は、2020 年度日本天文教育普及研究会中部支部会での発表に基づく。発表の際にコメントをいただいた皆様、本記事の内容を確認いただいた磯貝拓史氏・河津茉奈氏、コメントを青嶋広澄(左)いただいた編集委員の中野英之氏に感謝する。

竹澤寛亮（右）文辺城鍾（中央）

献[1] ISAS/JAXA，「すざく」ページ，
https://www.isas.jaxa.jp/missions/spacec
raft/others/suzaku.html（2021 年 6 月 9日最終閲覧）[2] ISAS/JAXA，「UDON2 ページ」，
天文教育 2021 年 9 月号（Vol.33 No.5）

内山秀樹