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すざく衛星による超新星残骸 SN1006 の観測

すざく衛星による超新星残骸 SN1006 の観測. ○ 山口 弘悦、小山 勝二、中嶋 大（京大）、 馬場 彩、平賀 純子（理研）、 他 すざく SWG チーム. SN1006. shell 領域からシンクロトロン X 線を発見 Koyama et al. (1995) → ～ 100TeV 電子の存在を示唆 SNR では粒子加速が起こっている. 10’. ASCA image of SN1006. 北東部の Mapping （馬場さん、春の天文学会）. 酸素輝線の narrow band image. 3-5keV （非熱的Ｘ線） image.

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すざく衛星による超新星残骸 SN1006 の観測

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Presentation Transcript

  1. すざく衛星による超新星残骸SN1006の観測 ○山口 弘悦、小山 勝二、中嶋 大（京大）、 馬場 彩、平賀 純子（理研）、 他 すざくSWGチーム

  2. SN1006 shell領域からシンクロトロンX線を発見 Koyama et al. (1995) → ～100TeV電子の存在を示唆 SNRでは粒子加速が起こっている 10’ ASCA image of SN1006 北東部のMapping （馬場さん、春の天文学会） 酸素輝線の narrow band image 3-5keV（非熱的Ｘ線）image

  3. SN1006北東部 すざく 3-5keV すざく O band 非熱的Ｘ線 熱的Ｘ線 北東部だけでも分布が異なる！ 空間分解能のよい Chandra のimage ２枚のfilament状の 構造が見える。 緑枠 は すざくXISの視野 SN1006北東領域のうち、 北部(Nrim)で非熱的成分、 東部(Erim)で熱的成分が 卓越？？

  4. SN1006北東部 Chandraのfilamentに対応する領域を すざくのimage上から選び、スペクトルを抽出 Chandra image Nrim imaging解析とconsistentな傾向 East : 強い酸素輝線（熱的プラズマ）の存在 North : 強いhard成分（非熱的電子）の存在 Erim プラズマ密度や宇宙線加速効率は 場所によって大きく異なる？ 調べたいこと hard成分は Nrimで強い ・ 宇宙線加速現場のプラズマの物理状態 　（密度や温度）が加速効率に与える影響 酸素輝線 (Erim)で強い ・ そもそも加速粒子の最高エネルギー ・ 　　総エネルギーはどれくらい？ 　（= 非熱的スペクトルの純粋な寄与は？） 赤 : East (Erim) 青 : North (Nrim) 熱的成分と非熱的成分の 切り分けが必要不可欠！！ XISのスペクトル

  5. SN1006南東部 と言うわけで、、、 まずはプラズマ成分の様子を調べる → 非熱的Ｘ線放射がなく、熱的放射で 　　明るい南東部からスペクトルを抽出 しばらくは熱的成分の話を続けます。 O band image O Ne Mg Si S Ar Ca Fe S以上は初めて検出！ Ia型SNRでありながら、これまでFeなどの 重元素の存在はＸ線では未確認だった 黒: XIS-BI 赤: XIS-FI（３台の平均）

  6. 重元素輝線の中心エネルギー 重い元素ほど低い電離状態！ Fe輝線のまわりを 電離非平衡(NEI)プラズマモデルで fitting kTe = 5.84 (2.77-39) [keV] net = 5.6 (2.4-8.8) x 109 [cm-3 s] ・ 高温成分の存在 ・ 極めて低電離（Ne状程度） RCW86（植野さん K18a）に類似 wabs*vpshock 黒: BI 赤: FI

  7. 低エネルギー側のスペクトル（１） どのような輝線が存在するか 調べる （brems+Gausでfit） 730eV 920eV 730eV = Ne状Fe-L (3s→2p) 820eV = Ne状Fe-L (3d→2p) ともに低電離のFe輝線 「XMM-Newtonのスペクトルに Fe-L輝線の兆候が見られない。 Ne状まで電離が進んでいない？」 (Vink et al. 2003) 575eV O 672eV systematic error ～ 5eV Ne 820eV しかしながら、既存のNEIモデルでは 上図のような ～730eV（3s-2p）輝線と ～820eV（3d-2p）輝線の強度比(~4:1)を 説明できない。 エネルギー分解能 ・ 検出効率に優れる すざくのスペクトルによって 低電離Fe-L輝線を発見！ (低電離での)Fe-L輝線のモデル化が不正確？

  8. 低エネルギー側のスペクトル（２） 酸素輝線のエネルギー He状 Kα ～ 570eV He状 Kβ ～ 670eV H状 Ｌｙα ～ 650eV 730eV 920eV 575eV 672eV He-Kβdominant!! systematic error ～ 5eV 820eV 電離度大 高温 730eV lineを入れて 酸素輝線の周辺だけで fitting 極めて低電離な状態なら このスペクトルを説明可能 kTe = 1.5 [keV] nte = 4x109 [cm-3s] が best fit best fit

  9. SN1006南東部スペクトル All band 黒: XIS-BI 赤: XIS-FI（３台の平均） 連続成分 kT1 = 0.1keV kT2 = 0.5keV kT3 = 7.2keV 既存のモデルでは説明できないので、 複数のbrems+Gaussiansで 現象論的にこのスペクトルを表現する モデルを決める。

  10. 北東部のスペクトル解析 Chandra image Erimのスペクトル 熱的成分 ‥ 南東部で決めた形にfix、 　　　強度のみがfree parameter 非熱的成分 ‥ power-law Nrim Erim broken power-law thermal + power-law thermal + broken power-law 黒: BI 赤: FI 黒: BI 赤: FI Γ1 = 2.38, Γ2 = 2.85 break E = 2keV (fixed) χ2/dof = 1.12 単一の冪では 表せない！ Γ= 2.54 χ2/dof = 1.45

  11. 北東部のスペクトル解析 Nrim Chandra image Erim Nrim Erim ２つのfilamentの間に 明白な性質の違いを発見！ ・ 非熱的成分はNrimで有意にhardかつ強い ・ 熱的プラズマ成分はErimで約２倍明るい

  12. 南西部のスペクトル解析 Γ1 = 2.39 (2.37-2.41) Γ2 = 2.93 (2.90-2.96) break (keV) = 2.0 (fixed) n2V = 5.1x1057 [cm-3] Chandra image SWrim ・ Erimよりもさらにsoftで、熱的成分は強い プラズマ密度の加速効率の相関 SWrim power-law成分の冪は 加速粒子の最高エネルギーを反映 密度大 Erim 宇宙線加速効率とプラズマ密度の 間の相関を観測的に証明！ Nrim 密度の薄いところで効率良く 粒子加速が行われている！！ 加速効率良い 悪い

  13. まとめ • SN1006南東部のスペクトルからS, Ar, Ca, Feなどの重元素輝線を発見。重い元素ほど電離度が低い。 • 低電離のFe-L輝線を発見。3s-2pが非常に強く、　　既存の理論モデルでは説明できない。 • 酸素輝線はH-LyαよりもHe-Kβが支配的。高温・　低電離状態であれば説明可能。 • 北東・南西部のスペクトルから非熱的成分の寄与を厳密に見積った。この成分は単一の冪では表せない。 • 北東部の２つのfilament状構造の間に、明白な性質の違いがあることを発見。 • 宇宙線加速効率とプラズマ密度の間の相関を実証。

  14. 低エネルギー側のスペクトル（１） どのような輝線が存在するか 調べる （brems+Gausでfit） 730eV 高電離Feの L-line 920eV 中性FeのLα輝線 = 705eV 低電離Fe-Kα輝線はreal → ～730eVのFe-L輝線が 　　　存在しても不思議ではない 「XMM-Newtonのスペクトルに Fe-L輝線の兆候が見られない。 低電離だからか？」 (Vink et al. 2003) 575eV O 672eV systematic error ～ 5eV Ne 820eV 既存のNEIモデルでは、上図のような ～730eV（低電離）輝線と ～820eV（高電離）輝線の強度比を 説明できない。 エネルギー分解能 ・ 検出効率に優れる すざくのスペクトルによって 初めて実証！ 理論モデルの適用範囲外か？

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