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Rapid Nova MAXI J0158-744

Rapid Nova MAXI J0158-744. 森井　幹雄. 2013.03.13 (Wed) 10:05 – 10:30 (20 min + 5) @ Riken Wako- shi , Saitama, Japan. 東京工業 大学. H. Tomida, M. Kimura, F. Suwa, H. Negoro, M. Serino, J. A. Kennea, K. L. Page,

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Presentation Transcript

  1. Rapid Nova MAXI J0158-744 森井　幹雄 2013.03.13 (Wed) 10:05 – 10:30 (20 min + 5) @ Riken Wako-shi, Saitama, Japan 東京工業大学 H. Tomida, M. Kimura,F. Suwa,H. Negoro, M. Serino,J. A. Kennea,K. L. Page, P. A. Curran, F. M. Walter, N. P. M. Kuin, T. Pritchard, S. Nakahira, K. Hiroi, R. Usui, N. Kawai, J. P. Osborne, T. Mihara, D. N. Burrows, N. Gehrels, M. Kohama, M. Matsuoka, M. Nakajima, P. W. A. Roming, K. Sugimori, M. Sugizaki, Y. Tsuboi, H. Tsunemi, Y. Ueda, S. Ueno & A. Yoshida

  2. 目次 • Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI) • MAXI J0158-744　の発見 • 観測のまとめ • 白色矮星、新星爆発 • X線閃光のショック加熱モデル • X線閃光のNovaの点火モデル • まとめ

  3. MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) Direction Exposed Facillity Kibo MAXI 国際宇宙ステーション（ＩＳＳ） 天球 • ２方向に細長い視野を持つ。 • 約９０分に一回、全天をスキャンする。 • X線突発天体の検出 • X線変動天体の長期モニター観測 1.5deg (FWHM)

  4. 検出器 collimator SSC proportional counter slit

  5. MAXI J0158-744の発見 • MAXI GSC 全天イメージ • 90分毎 • 銀河座標 • 2011-11-1105:05:59 (UT) • 軟X線突発天体 ( < 5 keV)

  6. MAXIdiscovery and Swift Follow-ups Swift follow-up MAXI-GSC Image of Swift-XRT T = 0.54 days X-ray(0.3 – 5 keV) Image of Swift-UVOT T = 0 sec MAXI-SSC MAXI-SSC T = 0.54 days U band (350 nm) T = 200 sec T = 1300 sec

  7. MAXI J0158-744 • 軟X線突発天体(ほとんど5 keV以下). • 似たような現象は無い。 　短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。 （GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray transient）. • 唯一、Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測されていない。 • 小マゼラン星雲(SMC)の近傍 • 特異な伴星: • 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致。 • Radial Velocity もSMCと一致(Li et al. 2012)。 • Energy spectrum (0.5 - 30 days) : • 黒体放射(半径 = 104  102 km, 温度 = 60  110eV) • 新星爆発後に観測される軟X線放射とよく似ている。 • Super Soft X-ray Source phase (SSS phase) • 白色矮星とBe星との連星系で発生した新星爆発。

  8. 特異な伴星 H-R diagram Spectral energy density Luminosity Temperature 小マゼラン星雲内のBe星(距離:60 kpc)

  9. MAXI J0158-744 • 軟X線突発天体(ほとんど5 keV以下). • 似たような現象は無い。 　短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。 （GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray transient）. • 唯一、Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測されていない。 • 小マゼラン星雲(SMC)の近傍 • 特異な伴星: • 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致。 • Radial Velocity もSMCと一致(Li et al. 2012)。 • Energy spectrum (0.5 - 30 days) : • 黒体放射(半径 = 104  102 km, 温度 = 60  110eV) • 新星爆発後に観測される軟X線放射とよく似ている。 • Super Soft X-ray Source phase (SSS phase) • 白色矮星とBe星との連星系で発生した新星爆発。

  10. Hachisu & Kato (2006) 新星爆発 Image of white dwarf binary system Credit: David A. Hardy • 白色矮星と星の連星系 • 白色矮星表面への質量降着 • 降着したガスの温度と圧力が臨界点に達すると、突然核爆発が起こる。（新星爆発） • 伴星は通常、主系列星や赤色巨星 • 可視光の増光( > 6 mag) • Luminosity ~ Eddington Limit (1038 erg/s)

  11. SSS phase: 極めて早い(0.5 日後には既に始まっていた。) 極めて短い（約 1か月） 収縮する光球放射 SSS phase: 10 – 300 days Hachisu & Kato 2010 1E4 R (km) 1E3 1E2 kT (keV) 0.15 10 102 103 0.1 1 10 100 days 0.05 Days since trigger time SSSphase 終了時の黒体放射領域の半径は約100 km

  12. SSS phaseのTurn-on, Turn-off は白色矮星の質量による days 10000 Turn-off Days after outburst Turn-on 1000 100 Hachisu & Kato (2006) 今回turn-onもturn-offもとても早いということは 10 White dwarf Mass 1 チャンドラセカール質量限界　 (1.4 Mo)に近いか超えているかも MAXI J0158-744

  13. MAXIが検出したX線閃光 • X線閃光の継続時間 • 1300 s <ΔT< 1.1 x 104 s • 極めて明るい。 • 1040 erg / s • 100 倍Eddington • 104倍 (RS Ophiuchi) • 軟X線 ( < 5 keV) • 輝線検出 ! • He-like Neon • Prob = 0.4 % • 重い O-Ne 白色矮星 0.1 1 10 Days 100 MAXI / SSC

  14. MAXI 3 スキャンのスペクトル 黒体放射(0.3– 0.4 keV) または、熱制動放射( ~ 1 keV)

  15. X線閃光の放射機構（１）ショック加熱モデルX線閃光の放射機構（１）ショック加熱モデル Image of white dwarf binary system • 輝線が観測されたので、光学的に薄いプラズマからの放射と考えるのが妥当。 • しかし、Emission Measure = 1063 cm-3 が大き過ぎる。 • 90分以内に1013 cm のサイズに放射領域が拡がらないといけない。 • 光速の10%程度。Nova の衝撃波の速度としては速すぎる。 • 光速の10%の衝撃波で加熱した場合、硬X線放射となるはず(kT ~ 1 MeV）。 • したがって、通常のショック加熱モデルでは説明できない。 Credit: David A. Hardy

  16. X線閃光の放射機構（２）Nova 点火の瞬間Thermonuclear Runway • 新星爆発が始まる最初の100秒程度、軟X線（0.1 keV以下）突発天体として検出される可能性がある。 ~ 5 Eddington Starrfield + 2008 現代の天文学シリーズ「恒星」（蜂巣） 1.35 太陽質量の場合の理論計算。 MAXI J0158-744 のX線閃光は、0.3– 0.4 keV, 100 倍のEddington光度に達した。 Chandrasekhar 限界を超えているからか？

  17. X線閃光の放射機構（２）Nova 点火の瞬間 輝線放射 現代の天文学シリーズ「恒星」（蜂巣） A-B C

  18. まとめ：MAXI J0158-744 • 軟X線突発天体（5 keV以下) • 似たような現象は無い。 • おそらく、新星爆発. • MAXIが検出したX線閃光は極めて明るい(~ 1040 erg / s). • ９０分以内に増光。継続時間は、1300 s < Δ T < 1.1 x 104 s. • 特異な連星系: 白色矮星とBe星 • Be星: 星風 質量降着  新星爆発 • 輝線を検出(He-like neon). • Nova の放出物, 　重いO-Ne白色矮星。 • SSS phaseが早く始まり(0.5 day 以内）、早く終了した（約１か月）。(Hachisu & Kato 2010): 白色矮星の質量はChandrasekhar限界に近い。（超えている？）

  19. まとめ：MAXI J0158-744 • MAXIが検出したX線閃光の放射機構 • Ne line が検出されたので、衝撃波加熱による光学的に薄いプラズマからの放射が妥当と考えらえれる。 • しかし、衝撃波の速度が、光速の10％に達し、新星爆発にしては大きすぎる。 • 光速の10%であれば、温度は~1MeV程度になり、観測された、軟X線放射に矛盾する。 • 衝撃波加熱モデルでは説明できない。 • 新星爆発の瞬間(Thermonuclear Runaway) を検出したと考える。 • (1.35 太陽質量の場合）初めの100秒間程度に、0.1 keV程度の温度で、5倍のEddington光度が期待される。 • MAXI J0158-744 のX線閃光は、0.3– 0.4 keV, 100 倍のEddington光度に達した。 • 重い白色矮星（2 太陽質量くらいなど）上での新星爆発の計算が必要だろう。

  20. END

  21. Prediction in a binary evolution model Raguzova (2001) The first Nova in WD+ Be star binary system

  22. Binary companion H-R diagram Spectral energy density Luminosity Temperature 小マゼラン星雲内のBe星(距離:60 kpc)

  23. Observation MAXI J0158-744 • Soft X-ray Transient (Detection only below 5 keV). • No Similar phenomena Short X-ray transients have usually hard X-ray spectra. （GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray transient）. • Only Supernova Shock breakout is similar. But, no Supernova. • Near the Small Magellanic Cloud (SMC) • Binary companion: • Optical spectrum is consistent with a Be star at the SMC distance ( = 60 kpc) . • Energy spectrum (0.5 - 30 days) : • Blackbody (Radius = 104  102 km, kT = 60  110eV) • Soft X-ray emission after nova explosion (WD – Be star). • Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)

  24. Light curve in a usual nova explosion Hachisu & Kato 2010

  25. Transients • X-ray Bursts(~10 sec) • Binary system (Neutron Star + Star) • Gamma-ray Bursts (~ sec - ~1000sec) • Jet from gravitationally collapsed Supernova • Jet from merger of a binary system (Neutron Star + Neutron Star) • Magnetar (~0.1sec- ~1000sec) • Neutron star with strong magnetic fields, Reconnection of magnetic fields. • Super-giant Fast X-ray transient (~ hrs) • Binary system (Neutron Star + Super-giantwith Stellar Wind ) • Stellar flare (~hrs - ~days) • Activity of magnetic field on Cool Star (F, G, K, M) Hard X-ray and γ-ray emission ( > few keV)

  26. Total energy of Flare • Mass of Ejecta> 1028 g. • E = 0.5 (Mass of Ejecta) x V 2 > 5 x 1043 erg • Total energy of usual novae ~ 1045 erg.

  27. Light curve (Swift) Blackbody Mekal

  28. SED T = 0 sec T = 1300 sec Binary companion (Be star) kT = 2 x 104 K, R = 6 x 1011 cm T = 1.5 day T = 9.6 day Excess component at T = 1.5 days

  29. Light curve MAXI Swift • Initial flare • emission line • thin-thermal emission • Later phase • Blackbody is better than thin-thermal • u-band decay: • t2 :1.9 +- 0.2 days Blackbody thin-thermal

  30. Optical lightcurve

  31. Optical spectroscopy of Binary companion Consistent with Be star at the distance of SMC (60 kpc)

  32. Usual novae v.s. MAXI J0158-744

  33. MAXI 3 scan spectra

  34. MAXI 3 scan spectra

  35. Statistical tests for the emission Line Na Ne Al

  36. End

  37. 謎（１）：異常に明るく、速い減光 1038 erg /s 1036 erg /s X-ray Flux X-ray Flux (0.5 – 2 keV) 連星間空間を衝撃波が走る。 Sokoloski + 06 3 days 10 回帰新星 RS Ophiuchi 0.1 10 days 1 Peak Luminosity : 2 桁明るい。 減光の開始時刻: 1～2 桁速い。

  38. SSC-Z のLine の有意度検定 He-like Neon だけ有意と考えてよい。他の二つは場合によっては無視してもよい。

  39. He-like Neon の解釈 • 全体のcontinuum を説明しようとすると、He-like Neon は出ない。 • kT ~0.1 keV程度のthin-thermal plasma からの放射。 • ~1.0keVは、forward shock からの放射、~0.1 keVは、reverse shock からの放射と考える。 • discussion での計算の見直しが必要。 ~1.0 keVMekal ~0.1 keVMekal

  40. 計算 通常のnova の全放射エネルギー: 10^38 erg/s x 0.5 year = 10^45 erg 従って、初期のflare のLuminosity が大きいからと言って、MAXI J 0158-744 のtotal energy が大きすぎるわけではない。むしろ小さい方。 チャンドラセカール限界に近づけば、解放するtotal エネルギーは小さめになるので、よさそう。

  41. 赤色: He-like SSC-Z (ssc 2 scan目) Ne: 0.922 Na: 1.13 Mg: 1.35 Al: 1.60 Na Ne Mg Al 青色: 中性 Ne: 0.84 Na: 1.04 Mg: 1.25 Al: 1.49 Na Ne Mg Al F Ne Na Mg Al 緑色: H-like F: 0.83 Ne: 1.02 Na: 1.24 Mg: 1.47 Al: 1.73

  42. Summary：MAXI J0158-744 • 軟Ｘ線トランジェント（５keV以下だけで検出) • 似たような現象は無い。 • おそらく新星(Nova). • 初期フレアは、極めて明るく、急激に減光した。 • 可視光 nova が観測されなかった。 • 0.5日以内に終了した？ • 白色矮星とBe-starとの連星系。 • Be- star : 大きな質量放出 新星爆発。 • Neの起源： • Reverse shock からの放射。Ejecta起源。 • 新星 • 短いSSS phase(Hachisu & Kato 2010): チャンドラセカール限界を超えている。  これがType Ia supernovaを起こすと、明るいSupernova になるはず。 • Type Ia supernova がstandard candleである距離 v.s. redshift　の図を用いて、宇宙の加速膨張していることが分かる Einstein Eq. のΛ項の復活。dark energy。 2011年ノーベル賞(Perlmutter, Schmidt, Riess) 。 • チャンドラセカール限界を超える白色矮星がSupernova を起こせば、議論の前提が崩れる。

  43. Binary Evolution

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