ご注意願います

1. ご注意願います ・本プレゼン内の画像や数値は、 完全に調査しきれていない状態のものもあります。 ・もし画像や数値を抜き取って、 ご自分の発表用に利用されたい場合は、なるべく jun@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp （横川淳）までご連絡下さい。 数値等、アップデートされている場合もありますので。

2. 本プレゼンをごらんの皆さまへ • 発表時から追加したものがあります。 • LMCのHMXBの分布　見る→ • LMCのSNRの分布 見る→ • SMCのと比べてみてください。 • SMCのHMXBの分布　見る→ • SMCのSNRの分布 見る→ • SMCの場合、HMXB≒SNR • LMCはHMXBの方がかなり偏在しています

3. Ｘマゼラン組の成果(出版論文) • ’99　横川Ｍ論 • Discovery of a New X-ray Pulsar, AX J0049-729, in the SMC with ASCA • ASCA Discovery of a Be X-Ray Pulsar in the SMC: AX J0051-733 • Discovery of an X-Ray Pulsar in the SMC: AX J0058-7203 • ’00 Broad-Band X-Ray Study of a Transient Pulsar RX J0059.2-7138 • A Study of the Populations of X-ray Sources in the SMC with ASCA • ASCA Observation of the New Transient X-ray Pulsar XTE J0111.2-7317 in the SMC • Discovery of 172-s Pulsations from a Be/X AX J0051.6-7311 in the SMC with ASCA • Discovery of 101-s Pulsations from AX J0057.4-7325 in the SMC with ASCA • Discovery of the Slowest X-Ray Pulsar in the SMC, AX J0049.5-7323, with ASCA • Discovery of a 9-s X-Ray Pulsar, AX J0049-732, in the SMC • ’01ASCA Observations of the Twin SNRs in the LMC, DEM L316 • 西内Ｄ論 • ASCA Identification of SMC X-2 with the 2.37-s Pulsar Discovered by RXTE • A 168-s X-Ray Pulsar in the SMC Observed with ASCA • ’02Centrally Peaked X-Ray SNRs in the SMC Studied with ASCA and ROSAT • 横川Ｄ論 • あと１本出したいですね ★全部 http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/member/jun/job/ から取れます

4. マゼラン雲のX線サーベイROSATから「あすか」へ、そして・・・？マゼラン雲のX線サーベイROSATから「あすか」へ、そして・・・？ 京大理・宇宙線研究室Ｄ３ 横川淳 今西健介・辻本匡弘・西内満美子・小山勝二・長瀬文昭・ R. Corbet ・ 鳥居研一・幸村孝由・植野優・河野誠・B. Paul ・水野範和・ J. Hughes

5. 概要 • Ｘ線グループ・マゼラン担当組の成果　　を主にお話しします • SMC、LMCの「あすか」によるサーベイ • Discrete sourceの分類 (SMC)…横川他多数 • 多数の新パルサー発見 • 星の「死骸」は過去の星生成活動の現れ • SNR、diffuse X線の分光 (LMC)…西内、林 • Diffuse X線は高温プラズマだった • その起源は？etc. • 銀河系、LMC、SMCの違いは？

6. 稼働中 X線衛星の性能とマゼラン雲サーベイ 直径2° 視野の広さ 位置分解能 ~20” logスケール

7. ROSATによるサーベイ • ソースカタログ • ~760個(LMC)、~500個(SMC) • 強度変動モニター • Variable sourceのカタログ • Diffuse Ｘ線の発見 (Einstein~) • 特にLMCは明るい • 高温プラズマと仮定すれば、温度~0.5keV

8. LMC (ROSAT)

9. SMC (ROSAT)

10. ROSATによるサーベイ • ソース検出の面では非常に十分な結果 • Discrete sources • Diffuse X線 • では「あすか」の出番は？

11. X線衛星の性能とマゼラン雲サーベイ 視野の広さ 位置分解能 logスケール

12. X線衛星の性能とマゼラン雲サーベイ 2% <10keV 視野の広さ 位置分解能 視野の広さ 位置分解能 視野の広さ 位置分解能 エネルギーバンド エネルギー分解能 <2keV 40% logスケール

13. 「あすか」のサーベイでの課題 • 高エネルギーＸ線に対する感度 • 高いエネルギー分解能 　　を活かした研究をすべき 具体的には？ →X線天体とは何ぞやのおさらいをしましょう

14. 星の進化の一例 →SNR 明るいX線天体=星の死骸 Diffuse X線の正体？ X線で明るい

15. X線天体の種類と性質 • SNR • Type Ia • Type II • 中性子星 • HMXB (大質量星+中性子星) • LMXB (小質量星+中性子星) • 単独中性子星 • その他省略

16. いずれも>2keVの X線放射が多い 数千万年 <1s周期のpulsation 超新星爆発 単独中性子星 ガス 単独の大質量星 >1s周期のpulsationと 長期的強度変動 一方が 超新星爆発 大質量星の 連星系 HMXB (中性子星と 大質量星の連星) > 数億年 突発的バースト 中性子星 小質量星と 遭遇？？ LMXB (中性子星と 小質量星の連星)

17. 熱的放射かどうか？ 元素組成は？ →輝線 数千万年 超新星爆発 ガス 大質量星 SNR Diffuse X線? Ｘ線スペクトルに出る 輝線で判別できる O, Ne, Mg…が多い (Type II) 数十億年 白色矮星へ 質量降着 超新星爆発 小質量星の 連星系 SNR Si, Ar, Ca, Fe…が多い (Type Ia)

18. Ｘ線天体 特徴 誕生の時代 もとの星 単独中性子星 短パルス 数千万年前 単独・大質量 HMXB 長パルス 数千万年前 連星・大質量 Type II SNR 数千万年前 O,Ne,Mg… 大質量 LMXB バースト >数億年前 大質量 Type Ia SNR 数十億年前 S,Ar,Ca,Fe… 連星・小質量 X線天体のおさらい~まとめ • 種族ごとに放射の特徴・経歴が異なる

19. 「あすか」のすべきこと • HMXB、LMXB、単独中性子星の検出、判別 • >2keVの感度が不可欠 • SNRのtype判別 • Diffuse X線からの輝線の検出 • ~2%のエネルギー分解能が不可欠

20. 「あすか」の観測した領域 (LMC)

21. 「あすか」の観測した領域 (SMC)

22. LMC(あすか) 青: 2-7keV 赤: 0.7-2keV 71天体を検出

23. SMC(あすか) 青: 2-7keV 赤: 0.7-2keV 106天体を検出

24. Ｘ線天体 特徴 誕生の時代 もとの星 単独中性子星 短パルス 数千万年前 単独・大質量 HMXB 長パルス 数千万年前 連星・大質量 Type II SNR O,Ne,Mg… 数千万年前 大質量 LMXB >数億年前 バースト 大質量 Type Ia SNR S,Ar,Ca,Fe… 数十億年前 連星・小質量 課題1: Discrete sourceの分類 • X線天体ごとに経歴が異なる • 銀河全体でＸ線天体を分類する　　　　　　→星生成活動の変遷をたどれる

25. SMCで派手な結果が出たので、 SMC主体で述べます。

26. FFTの例: AX J0049-729 ~74s→ 強度変動の検出 – I. • 周期的変動（=パルサー）の探査…FFT　 • 8個の新パルサーを発見 (SMC) • 長期的変動も検出→HMXBの証拠

27. SMCのパルサー発見の歴史 8個発見って結構すごいんです ☆:本研究で新発見したもの ○:位置を正確に決めたもの • ここ数年、まさに「パルサーラッシュ」 • ちなみに全天でも~80個しかない ×:LMCのもの

28. 強度変動の検出 – II. • LMXB特有の突発的変動も探査したが • 1例も見つからなかった

29. スペクトル解析 • 多くのSNRから輝線を検出 • 高温プラズマの証拠→「熱的SNR」に分類 • 元素組成については後述

30. 明るい天体の分類は完了 • 本研究の成果 • HMXBパルサー • 熱的SNR • LMXBは1個もない • もともと分かっていたもの • ブラックホール • 単独中性子星 • 背景AGN、手前の星 • でも半数以上の天体は正体不明・・・

31. SMC(あすか) 青: 2-7keV 赤: 0.7-2keV HMXBパルサーは青い 熱的SNRは赤い

32. 暗い天体の種族推定 • 種族ごとに異なる「色」 を持っている • HMXBパルサー候補 (青い) • 熱的SNR候補 (赤い) • AGN候補 (中間) • 逆に、「色」から種族を推定できる • 青い天体はHMXBパルサーだろう…のように • ~90%の天体の種族を明らかにした

33. 種族ごとの空間分布 • 「あすか」以外の結果も集めて調査 • HMXB • HMXBパルサー • 候補天体 • Be型星と位置相関があるもの (Sasaki et al.) • SNR • X線か電波で受かっているもの • 候補天体 • AGNとAGN候補天体

34. HMXB ○:「あすか」の観測領域 　　(ROSATはもっと広い)

35. HMXB 戻る

36. SNR 戻る

37. LMCのHMXBとBH単独NS 戻る

38. LMCのSNR 戻る

39. AGN:大きい◇ 候補:小さい◇ AGNとAGN候補天体

40. 比較対象：年齢別の星の空間分布 • 星の色、明るさ → 年齢 (Maragoudaki et al.) • >20億年 • 3.4億~4億年 • 1.7億~3.4億年 • 3000万~1.8億年 • 1200万~3000万年 • 800万~1200万年 • <800万年

41. >20億年 3.4億~4億年 1.7億~3.4億年 3000万~1.7億年 1200万~3000万年 800万~1200万年 <800万年

42. HMXB+SNR HMXB+SNR と 1200万~3000万年の星 空間分布：まとめ • HMXB、SNR • 若い星 (~2000万年) の分布に類似

43. 空間分布：まとめ • HMXB、SNR • 若い星 (~2000万年) の分布に類似 • HMXBは確かに数千万年前の星生成を反映している！ • SNRの大半も若い星の死骸だろう • AGNとAGN候補 • かなり一様 • AGN候補はSMCと関係ないとしてconsistent • 古い星 (>20億年) の分布に似ているとも言える • ごく一部はLMXBかもしれない

44. 銀/100 0.83 ~3.3 ~1.3 L/10 ~1.8　 ~5.0 ~0.1 種族ごとの個数の比較 • SMC、LMC、銀河系で比較する HMXBとSNRの比率がSMCだけ逆！ 同程度？ SMCに圧倒的に多い 銀河の質量比 S:L:銀=1:10:100 で規格化する

45. 種族ごとの個数比較 – I. • …若い (~数千万年) • …古い (>数億年) • MCの過去の星生成率は… • 数億年前は銀河系と同程度？ • 数千万年前は特にSMCで活発 • HMXB、SNR • SMCで圧倒的に多い • LMCもやや多め • LMXB • SMC、LMC、銀河系は同程度？ • 「MCで圧倒的に少ない」とは言えない SMCだけに特別な事件があったのか？？

46. 種族ごとの個数比較 – II. • HMXBとSNRの比率の逆転 • SMC: HMXB/SNR=71/21 =3.4 • LMC: HMXB/SNR=18/50 =0.4 • 銀河系: HMXB/SNR=83/330=0.3 • 様々な可能性があるが・・・ • SMCには未発見のSNRが多い？ • SMCの大質量星は、連星で誕生しやすかった？ • etc...

47. Diffuse X線? 中年~高齢SNR 課題2: Diffuse X線の分光 (LMC) • SNRからdiffuse X線へ進化？ • 双方のスペクトル解析を行う • Diffuse X線は高温プラズマか？ • 元素組成、温度、密度etc.は？

48. スペクトル解析の概要 ●輝線のエネルギー・強度比 →電離状態、電離度 (nt) ●等価幅 →元素組成 He状イオン 水素状イオン ●電子の制動輻射成分 →電子温度 (kT) マゼランは距離が分かっているので、 （詳細略）→密度 (n) が分かる 年齢 (t) が分かる

49. LMC(あすか) 青: 2-7keV 赤: 0.7-2keV

50. SNRのスペクトルの例