X-ray Study of Stellar Winds
with Suzaku

Grosdidier et al. 1998

兵藤 義明 (京大宇宙線D3)
2009/03/17 高宇連研究会

ISAS/JAXAContents• 導入- 星風とは- 星風からのX線放射機構- X線分光観測の意義• 解析と議論- M17- Carina Nebula

• まとめ

導入

星風とは
• 恒星からの (比較的) 安定した質量放出。
星風のtype 星のtypedM/dt
駆動力
コロナ型

小質量星

10−14 Mo/yr (太陽)

熱運動

放射圧型

大質量星

10−6−10−4 Mo/yr

光子• UV光子から外向きの運動量を獲得し、超音速(〜2000 km/s) に加速。
• 宇宙における化学的・力学的進化に超新星爆発と同程度の寄与。

星風とは• 恒星からの (比較的) 安定した質量放出。
星風のtype 星のtypedM/dt駆動力コロナ型

小質量星

10−14 Mo/yr (太陽)

熱運動

放射圧型

大質量星

10−6−10−4 Mo/yr

光子

Abbott et al. 1980

• UV光子から外向きの運動量を獲得し、超音速(〜2000 km/s) に加速。
• 宇宙における化学的・力学的進化に超新星爆発と同程度の寄与。

星風衝撃波• 超音速の星風は様々な過程で衝撃波を形成
log T (K)log R (cm)

流体不安定性 星風-星風衝突 星間物質と衝突
77.5
6.51313 -1419

Feldmeier 1995

Stevens et al. 1992

Weaver et al. 1977

星風-星間物質衝突モデル
衝撃波(termination shock)
加熱された星風
星風(超音速)(亜音速)

衝撃波

加熱されたISM
ISM

Ｘ線
接触不連続面

点線:温度
実線:密度

• 拡がった (10'@1kpc) 軟X
線放射源として観測される。

X線観測• 2003年、Dunneら (ROSAT) とTownsleyら (Chandra)
がHII領域M17から拡がった軟X線放射の検出を報告

・ 放射機構は不明。熱的プラズマを仮定しても吸収と温度が縮退。

X線観測• 2003年、Dunneら (ROSAT) とTownsleyら (Chandra)
がM17星雲から拡がった軟X線放射の検出を報告
Chandra0.5-2.0 keV (赤)2.0-8.0 keV (青)5'• 大有効面積• 点源の寄与の少ないスペクトル。
• 低バックグラウンド
東部では拡散:点源=10:1• 放射機構はやはり不明。
• 高いenergy分解
能すざく衛星XRT（X線望遠鏡）• 日本で5番目のX線天文衛星• 2005年7月10日鹿児島から打ち上げ• (XRT+XIS)×4 + HXD
FI×3+BI

6.5 m
XIS（X線CCDカメラ）

衛星の性能比較衛星視野

SuzakuChandra
XMM-Newton

18’×18’17’×17’d ~ 30’

Suzaku XIS-FI
Suzaku XIS-BI
XMM EPIC-MOS
XMM EPIC-pn

有効面積 （cm2）
@1keV

@8keV

1000
600
1800

500
40600

9/1112/40

角度
分解能
2’0.’’515’’

・ 拡がった天体に対するバックグラウンドレベルが平均的に低い・ 軌道が円に近いためバックグラウンドが安定している。

XISの応答関数
検出器の応答(Response func.)
単色のX線

Gaussian + tail + etc.

Counts sec-1 keV-1

0.57 keV輝線に対する応答

Suzaku XIS-BI
XMM EPIC-MOS
XMM EPIC-pn
Energy (keV)• 輝線と連続スペクトルの切り分けが容易• 強い輝線のすぐ下にある弱い輝線を検出可能

解析と議論M17 (1)2MASS J, H, K

ジェット？！

• 距離2.1 kpc、年齢100万年、53個のOB星が作る星雲• 2視野を計64時間観測。拡がった放射のほぼ全体を捉えた。

M17 (2)Tucker & Gould 1966

Fe L

O(He状)O (H状)Ne (H状)Mg (He状)Ne (He状)• X線の起源は光学的に薄い高温プラズマ• 温度は300万K (0.25 keV) ぐらい。

M17 (3)
5 4 3
2 1

1
kT (keV)

2FI BI345

typicalerror

0.23 0.24 0.23 0.24 0.25 0.01

NH(1021 cm-2) 5.3

4.4

4.1

4.0

4.00.2

O/Fe (solar) 0.8

0.6

0.7

0.6

0.80.1

M17 (4){Vn{M• EM 〜 1058 cm-3

f =1•
•

〜 100 pc
-3〜
1cme

•

〜 2 Mo

残りのプラズマはどこへ？
・Mtot = Mtot×τsys 〜 3×10-5×106 = 30 Mo
τrad(107yr)≫τcond(30 yr)→星間物質との接触領域はすぐに冷える。

M17 (5)• 熱伝導によって冷えた領域は〜10 km/sで厚みを増す。
• ×年齢(1 Myr)〜a few pc• プラズマの温度はプラトー状の構造のあと急激に小さくなる。

古典的な理論に則った
星風 bubbleの初めての観測例

カリーナ星雲 (1)HD 93250

Diffuse 3

0.5−0.7 keV • 距離2.3 kpc
0.7−1.0 keV • 年齢3 Myr
1.0−2.0 keV• 60個のO型星• 計52時間観測η Carinae
Diffuse 2WR 25Diffuse
1
HD 93205
5'3.3 pc

カリーナ星雲 (2)NH(1021 cm-2)

O/Fe (solar)

20.56
0.60.2{kT (keV)

10.55
00.2

手前の天体

30.18
3.60.6

typicalerror

0.01
0.30.1

カリーナ星雲 (3)• 赤色の領域 (diffuse 3)
最も近くに位置するWR25が作った星風 bubbleだとする。
WR25

・

WR25のM〜3×10-5 Mo yr-1
= M17のOB association
ただし、大きさは1/3程度。
周囲の密度への依存性小→おそらく年齢の違い(105yr)

M17と同様の星風bubble。ただし少し若い?

まとめ• すざく衛星を用いて銀河系内の大質量星団M17、Carina Nebulaの観測を行った。
• 高階電離したO, Ne, Fe, Mgの輝線を検出。→高温プラズマ(300万K)• 空間構造は理論モデルと無矛盾。
• Carina Nebulaのdiffuse放射は一部だけが星風バブルであるようだ。

カリーナ星雲 (1)HD 93250

Diffuse 3

0.5−0.7 keV • 距離2.3 kpc
0.7−1.0 keV • 年齢3 Myr
1.0−2.0 keV• 60個のO型星• 計52時間観測η Carinae
Diffuse 2

WR 25
Diffuse1
HD 93205
5'3.3 pc

カリーナ星雲 (2)NH(1021 cm-2)

O/Fe (solar)

20.56
0.60.2{kT (keV)

10.55
00.2

手前の天体

30.18
3.60.6

typicalerror

0.01
0.30.1

カリーナ星雲 (3)• 赤色の領域 (diffuse 3)
最も近くに位置するWR25が作った星風 bubbleだとする。
WR25・

WR25のM〜3×10-5 Mo yr-1
= M17のOB星団
ただし、大きさは1/3程度。
周囲の密度への依存性小→おそらく年齢の違い(105 yr)

M17と同様の星風bubble。ただし少し若い?

カリーナ星雲 (3)• 緑色の領域 (diffuse 1, 2)
吸収がほぼ0。この領域に典型的な値 (4×1021cm-2) よりも有意に小さい。

カリーナ星雲とは関係ない、手前の天体。たまたま視線上で重なっているだけ。
熱的で拡がった天体であること、Feが多い (O/Fe〜0.2) ことから
Ia SNRである可能性

カリーナ星雲 (4)• 赤色の領域 (diffuse 3)
吸収はNH〜4×1021 cm-2。
カリーナ星雲に付随。
年齢3 Myrなので超新星爆発起こっている可能性がある。
O3星がまだ主系列にいるのでSN起こした星はO3よりearlyIb, IcなどのSN→O/Fe大(e.g., Thielemann et al.1995)
観測値と矛盾。

アーチーズ星団 (1)Chandra 2-10 keV

10"0.4 pc

アーチーズ星団 (2)スペクトルは3成分からなる。
• kT〜2 keVの熱的放射(赤)• 中性鉄輝線 (青)• Γ〜0.6のパワーロー (緑)
吸収量 (NH〜1.5×1023cm-2)は銀河中心と矛盾なし。
このうち熱的放射 (赤) は3つの点源 (WR星) からの放射の足し算で説明される。
中性鉄輝線とパワーローの成分は点源には見られないので拡がった成分だと考えられる。

アーチーズ星団 (3)中性鉄輝線(低温)は自らX線を放射しない。考えられる機構は
1. X線照射 (連続成分はThomson)
2. 電子衝突 (連続成分は制動放射)

1. 中性鉄輝線強度 (2×10-5 s-1 cm-2) を説明するためには照射源はΓ〜1、107 s-1 cm-2 keV-1 (@10 keV)が要求。
Archesの星では足りない (スペクトルの形が違う)
2. N(E)=E-2を仮定すると1039 erg s-1 (10-100 keV)が要求。
Archesの星風では足りない(Lwind〜1038 erg s-1)
外部からのエネルギー供給が必要。

DiscreteSources

大質量星+大質量星の連星伴星が見つかっていない大質量星

HD 93250
HD93205

A1N
HD93250

A1S
M17 OB assoc.

OI 352
WR25

A2

WR 25(WN6+O4)の時間変動
e=0.30e = 0.56, Porb = 208 day(Gamen et al. 2006, 2008)
φ=0

定常成分

{WR 25伴星• X線放射が大質量星の星風同士の相互作用によることの証拠。

FX∝EM∝n2V∝(D-2)2×D3=D-1
D0D=(ケプラー運動)
1+ecosφFX=F0(1+ecosφ)

φ = 0.5

HD 93205 (O3+O8)• 今回観測した大質量星同士の連星の中で唯一hard成分検出なし。
• Dminsini 〜 3 107 cm (〜2R*)• 近星点移動 (0.03deg/cycle)(Morrel et al. 2001)• 星風が超音速に加速される前に衝突しているのでは？
• 大質量星同士の連星系であってもある程度 (several×R*)の距離が必要。

大質量星のhardなX線放射

kThigh(keV)

HDCXOGC
WR 25
OI352
A1N
174645
93250

A1S

A2

M17OB
assoc.

2.3

2.5

2.1

4.0

3.1

3.8

3.8

2.0

• WR 25以外の大質量星も熱的なスペクトル(Fe K輝線)を持ち、その温度は2−4 keV. →おそらく星風-星風衝突。
• 確認するためにはX線のモニタリング観測、可視-赤外の分光観測が必要。