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ご注意願います

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ご注意願います - PowerPoint PPT Presentation


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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 [email protected] ( 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。. 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→

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capcha
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PowerPoint Slideshow about ' ご注意願います' - charity-mccarty


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- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1
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

[email protected] (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。

slide2
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
slide3
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

x rosat

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

slide5
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?
slide6

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

rosat
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
rosat1
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?
slide11
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

slide12
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

slide13
「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

slide14

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

slide15
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
slide16

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)

slide17

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)

slide18

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
slide19
「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
slide22
LMC(あすか)

青: 2-7keV

赤: 0.7-2keV

71天体を検出

slide23
SMC(あすか)

青: 2-7keV

赤: 0.7-2keV

106天体を検出

1 discrete source

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
slide25

SMCで派手な結果が出たので、

SMC主体で述べます。

slide26

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
slide27

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

slide28
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
slide29
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
slide30
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・・・
slide31
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

slide32
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
slide33
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
slide34
HMXB

○:「あすか」の観測領域

  (ROSATはもっと広い)

slide35
HMXB

戻る

slide36
SNR

戻る

lmc snr
LMCのSNR

戻る

slide40
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
slide41

>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

slide42

HMXB+SNR

HMXB+SNR

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
slide43
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
slide44

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

slide45
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??

slide46
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...
2 diffuse x lmc

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?
slide48
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

slide49
LMC(あすか)

青: 2-7keV

赤: 0.7-2keV

snr i

年齢              

密度             

10

10万

1

1万

0.1

SNRの半径 (arcmin)

SNRの半径 (arcmin)

SNR解析結果 – I.

星から離れた場所の

ISMは低密度

時間が経つにつれて

大きくなる

(そりゃそうだ)

ISMの密度

<0.1 cm-3

snr ii

元素組成(対太陽組成)

O Ne Mg Si S Fe

SNR解析結果 – II.

中年SNRの元素組成の平均

ISMの元素組成

~0.3 solar

slide53
「あすか」の観測した領域 (LMC)

Discrete sourceをくりぬき、

残ったdiffuse X線をスペクトル解析

diffuse x

Power-law

Diffuse X線のスペクトル解析
  • 高温プラズマか否か?
    • Power-law (非熱的モデル) でfitしてみる

明らかに輝線が

存在する

diffuse x1

プラズマ

モデル

さっきのPower-law

Diffuse X線のスペクトル解析
  • では電離非平衡プラズマモデルで…
    • 元素組成は0.3solarに固定

輝線の様子が

再現できた

diffuse x2
Diffuse X線 – 結果
  • 「あすか」で初めて輝線を検出した
    • 高温プラズマ起源の確かな証拠
  • わりと温度は低めで、電離非平衡
    • 温度 kT ~ 0.8-0.9keV
    • 電離度 log[nt] ~ 10.4-10.6
  • 銀河系のような高温成分はなさそう
diffuse x3

体積Vの仮定

(ROSAT観測から)

半径3kpc

50kpc

観測者

奥行き1kpc

Diffuse X線の高温プラズマ
  • 諸パラメータの導出
    • 密度 n=2.6×10-3 cm-3
    • 全光度 L=1.1×1038 erg s-1
    • 全エネルギー U=8.6×1054 erg
diffuse x snr
Diffuse X線はSNRの重ね合わせ?
  • 超新星の個数=U/1051erg~8000個
    • Escape time ~ 大きさ/音速 ~ 106yr より、

SN rate ~ 8000/106yr ~ 1/250yr

…これはreasonable (Chu&Kennicutt 1988)

  • だが、Sedov的なSNRだとすると、明るさは
    • Lx = 4.6×1030 n1.64 t1.92 erg s-1

~ 1037 erg s-1…8000個もあると明るすぎ

  • Sedov SNRの重ね合わせでは説明不可
slide59
何とかSNRで話を作ってみよう
  • 8000個の超新星 (<106yr) が必要
  • 現実に見えているのは~50SNRs (<105yr)
    • 少なすぎ!
  • 超新星が普通にSNRになりにくい?
missing snr
“Missing SNR”の重ね合わせ
  • LMC内部は希薄なのではないか?
    • 巨大バブル、大星団からの星風…
  • 超新星があっても明るいSNRになりにくい
    • ISMに溶け込んでmissing(Chu&MacLow 1990)

希薄な

プラズマ

slide61

横川D論

(2/4~)

 →

http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/member/jun/job/phd/

まとめ

X線衛星「あすか」でMCをサーベイ観測した。

  • SMCで新パルサー8個発見:ほぼ全てHMXB
  • 9割の天体の種族を推定
  • HMXBは確かに若い星生成のtracerに使える
  • SMCのきわだった特徴
    • HMXB (&SNR) が非常に多い…数千万年前の爆発的星生成
    • SNRに対してHMXBが多い…未発見SNR?etc.
  • SNRのスペクトル解析
    • 年齢、密度、元素組成…
  • Diffuse X線のスペクトル解析
    • はじめて輝線を検出した→高温プラズマの証拠
    • 銀河系のような高温成分はなさそうだ
    • プラズマパラメータ導出
    • “Missing SNR”の重ね合わせ?
hardness ratio

S

H

モデルに依存しない量Hardness Ratio
  • HR (Hardness Ratio)
    • HR=(H-S)/(H+S)
      • H=2-7keVのphoton検出数
      • S=0.7-2keVのphoton検出数

HR=0.34

HR=–0.86

slide64

Open=SMC, Filled=LMC

☆: HMXBパルサー

○: 熱的SNR

×: 単独中性子星

*: ブラックホール

HRとX線天体の種族
  • よく分かっている種族だけで調べてみる
    • HMXBパルサー
    • 熱的SNR
    • ブラックホール
    • 単独中性子星
slide65

Open=SMC, Filled=LMC

☆: HMXBパルサー

○: 熱的SNR

×: 単独中性子星

*: ブラックホール

HMXBパルサーの領域

熱的SNRの領域

slide66

◇: 背景AGN、手前の星

□: 正体不明天体

(SMC)

HRによる種族推定
  • 明確な種族の特徴を見つけた
    • 0.2<HR<0.6…HMXBパルサー
    • –1.0<HR<–0.6…熱的SNR
  • 正体不明天体を重ねてプロットしてみると…
slide67

   の中の□=HMXBパルサー候補

の中の□=熱的SNR候補

Open=SMC, Filled=LMC

☆: HMXBパルサー

○: 熱的SNR

◇: 背景AGN、手前の星

□: 正体不明天体

×: 単独中性子星

*: ブラックホール

slide68

   の中の■ =HMXBパルサー候補

の中の■=熱的SNR候補

Open=SMC, Filled=LMC

☆: HMXBパルサー

○: 熱的SNR

▲: 背景AGN、手前の星

■: 正体不明天体

×: 単独中性子星

*: ブラックホール

slide69

0.2<HR<0.6 …HMXBパルサー

    • 候補天体20個
    • うち5個はBe型星らしきものと位置相関
  • –1.0<HR<–0.6 …熱的SNR
    • 候補天体4個
    • うち2個は電波SNR
70個の正体不明天体の行方 – I.

中性子星の相手

HMXB

slide70

Open=SMC, Filled=LMC

☆: HMXBパルサー

○: 熱的SNR

◇: 背景AGN、手前の星

□: 正体不明天体

×: 単独中性子星

*: ブラックホール

残りは?

Very

hard

中間HR

70 ii
70個の正体不明天体の行方 – II.
  • –0.6<HR<0.2…‘‘中間HR’’ 33個
    • 単独中性子星、ブラックホール、AGN、星
    • LMXBもここに入るはず
    • しかし、大半がAGNかも               (明るさ-個数密度関係 (Ueda et al.) より)
slide72

Open=SMC, Filled=LMC

☆: HMXBパルサー

○: 熱的SNR

◇: 背景AGN、手前の星

□: 正体不明天体

×: 単独中性子星

*: ブラックホール

残りは?

Very

hard

中間HR

slide73

個数密度 (個/deg2)

明るさ (erg/s/cm2)

70個の正体不明天体の行方 – II.

  • –0.6<HR<0.2…‘‘中間HR’’ 33個
    • 単独中性子星、ブラックホール、AGN、星
    • LMXBもここに入るはず
    • しかし、大半がAGNかも               (明るさ-個数密度関係 (Ueda et al.) より)
  • –0.6<HR<0.2…‘‘中間HR’’ 33個
    • 単独中性子星、ブラックホール、AGN、星
    • LMXBもここに入るはず
    • しかし、大半がAGNかも               (明るさ-個数密度関係 (Ueda et al.) より)
  • 0.6<HR<1.0…‘‘Very hard’’ 9個
    • 吸収物質の多い所にいる天体?
    • または自己吸収の強い天体 (Seyfert 2銀河など)
hmxb snr
真・HMXBとSNRの個数比較
  • 銀河系では半数がtype IIと仮定する
  • SMCの連星率は銀河系の6倍!?
    • だが近傍の星の連星率はそこまで低くはない

 →他の効果も考えるべき

  • HMXBとSNRの比率の逆転
    • SMC: HMXB/SNR =71/21 =3.4
    • 銀河系: HMXB/SNR =83/330=0.3
  • 連星の割合を論じるには …HMXBとtype II SNR(同年代)で比較すべき
    • SMCのSNRは全部type IIと仮定してよい

type II

type II

0.5

165

smc hmxb
SMCのHMXBは明るい?

星風

中性子星

大質量星

概略

星風の加速=金属元素によるUVの吸収

→SMCは金属量が少ないので、星風の速度が遅く、密度が高い

→中性子星の降着半径に入る物質量が増える

→SMCでは少ない質量放出でも明るくX線を放つ

slide76
HMXBでの降着…
  • 星風の速度 v0
  • 星からの質量放出率mは一定と仮定
    • 中性子星の降着半径 ra∝v0-2
    • そこでの星風密度 ρ∝v0-1
    • 中性子星への質量降着率 ∝ mra2ρ ∝ mv0-5

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