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論文紹介_2012_Apr.ppt GRXEに対する星フレアの 寄与 (by MAXI) April 23, 2012 @ 雑誌会 Matsuoka et al. 2011, arXiv:1109.4814 and references therein T. Mizuno et al. 1 論文紹介_2012_Apr.ppt GRXEとは (1) • Galactic Ridge X-ray Emissionの略称で, 銀河面に沿っ て明るい点源の背後に見えるX線放射の総称 • 光度1038 erg/s程度で明るいX線星(Eddington限界の中 性子連星)に匹敵 • スペクトルは5-10 keVの制動放射+高電離した元素から の輝線 • 点源説と真に広がったプラズマ説の2つの説がある Warwick et al. 1985 T. Mizuno et al. 2 論文紹介_2012_Apr.ppt GRXEとは (2) • 真に広がったプラズマ説とすると – ~10 keVまで加熱するプロセスは何か？ – 100 eV/cm3ものエネルギー密度(宇宙線や星間磁場の 約100倍) => なぜ等分配から大きくずれる？ – 星間磁場による閉じ込めができない => 1043 erg/s (~1 SN/yr)ものエネルギー供給源は何か？ Warwick et al. 1985 T. Mizuno et al. 3 論文紹介_2012_Apr.ppt Discrete Source Scenario (1) • コントアが密集している所は明るいX線源 • RXTEによる3-20 keVの一見広がったX線放射(コントア)は, COBE/DIRBEの3.5 mm(カラー)の分布とよく一致 – GRXEの分布は小質量星の分布と酷似し, 点源説を示唆 L320keV / M 3.5 0.51027 erg / s / Msun Revnivtsev+06, 07 (分布が似ているというだけでは点源説の証明にはならない) (具体的な構成要素を示す必要がある) T. Mizuno et al. 4 論文紹介_2012_Apr.ppt Discrete Source Scenario (2) • RXTE(2 keV以上)およびROSAT(0.1-2.4 keV)による高銀緯 サーベイで太陽系近傍の暗い点源を探す • RXTEによる平均光度に基づき30個の点源をリスト(HMXB, LMXB, 広がった天体, 球状星団は除く) – 24個の激変星(CVs)+6個のActive Binaries(ABs) Sazonov+06 T. Mizuno et al. 5 論文紹介_2012_Apr.ppt Discrete Source Scenario (2) • RXTE(2 keV以上)およびROSAT(0.1-2.4 keV)による高銀緯 サーベイで太陽系近傍の暗い点源を探す • Active Binaries(ABs)と激変星(CVs)の平均光度に基づき光 度関数を作成 • ABs+CVs(銀河面にあれば暗くて分解不能)でほぼGRXEの 放出率を説明可能 2-10 keV emissivity ABs: (2.0+/-0.8)x1027 erg/s/Msun CVs: (1.1+/-0.3)x1027 erg/s/Msun 光度関数 Sazonov+06 (L2-10keV ~ L3-20 keV) T. Mizuno et al. 6 論文紹介_2012_Apr.ppt Discrete Source Scenario (2) • RXTE(2 keV以上)およびROSAT(0.1-2.4 keV)による高銀緯 サーベイで太陽系近傍の暗い点源を探す • Active Binaries(ABs)と激変星(CVs)の平均光度に基づき光 度関数を作成 • ABs+CVs(銀河面にあれば暗くて分解不能)でほぼGRXEの 放出率を説明可能 2-10 keV emissivity ABs: (2.0+/-0.8)x1027 erg/s/Msun CVs: (1.1+/-0.3)x1027 erg/s/Msun 光度関数 Sazonov+06 Ridge放射の主成分である2-10 keVバンド では30天体(6ABs+24CVs)のみであり, 特 にABsの寄与は誤差が大きい (L2-10keV ~ L3-20 keV) T. Mizuno et al. 7 論文紹介_2012_Apr.ppt MAXI (2009-Present) • MAXI=The Monitor of All-sky X-ray Image • 国際宇宙ステーション搭載の全天X線監視装置であり, スリットコリメータと位置感応型X線検出器を用い帯状 の視野で全天をサーベイ (ガス検出器およびX線CCD) Matsuoka+09 T. Mizuno et al. 8 論文紹介_2012_Apr.ppt Stellar Flares seen by MAXI • 最初の14カ月で15個の星フレア. (Tsuboi+10) • 23か月で21個の星フレア (Lx=1.6x1031 ~ 4.8x1033 erg/s) from RS CVn, Algol, dMe and YSO (Matsuoka+11) 明るく, しかも高温=>GRXE? kT vs. EM Flare from II Peg Lx(peak)~5x1033 erg/s 点一つが 1scanに対応 T. Mizuno et al. 14 Flares from 6 RS CVns 1 Flare from YSO Tsuboi+10 9 論文紹介_2012_Apr.ppt Contribution to GRXE (1) • 論文は“アイデア”の段階だが, 行間を読みつつ議論を追ってみる (ちゃんとした論文は準備中だそうです) Matsuoka+11 T. Mizuno et al. 10 論文紹介_2012_Apr.ppt Contribution to GRXE (2) • 論文は“アイデア”の段階だが, 行間を読みつつ議論を追ってみる (ちゃんとした論文は準備中だそうです) • 積分光度はII Pegの巨大フレアで1.3x1038 erg (図よりt=0.3dと仮定) 他のフレアも合わせて多分1039 erg程度 (短いフレアは視野やSAAに よるlive timeも考慮する必要がある) • 23か月で割って1.3x1031 erg/s (solar neighborhood) • 距離の平均は42 pc. 太陽系近傍の平均星密度を0.045 Msun/pc3とし て, 1.4x104Msun. MilkyWayのstellar massは1011Msun程度なので, 比7x106をかけて0.85x1038 erg/s (MW) • 最も明るいフレア(GM Mus)を2番目に入れ替えると0.37なので, (0.37-0.85)ex1038 erg/s (e~1) • フレアの光度関数はdN/dL=kL-2程度. MAXIの星フレアに対する検出 感度は1032 erg/s程度なので, 1030~1034 erg/sまでがGRXEに寄与すれ ば2倍になる. つまり(0.74-1.8)edx1038 erg/s (e~1, d~1) • CVも検出できているので加えると(0.9-2.2)edx1038 erg/s T. Mizuno et al. be able to explain GRXE luminosity! 11 論文紹介_2012_Apr.ppt How about the Spectrum? • 21個の星フレアの各々の温度のプラズマ放射(solar abundanceを 仮定)の和+CV(kT=10keV)の和としてスペクトルを作成 ABs H-like Fe He-like CVs Matsuoka+11 • このToy Modelでの鉄輝線の等価幅は6.7 keV(He-like)で400 eV, 6.97 keV(H-like)で100 eV程度. これは「すざく」の観測を概ね再現 He-like H-like T. Mizuno et al. Ebisawa+08 12 論文紹介_2012_Apr.ppt Summary (+Personal View) • MAXIによる全天サーベイに基づき, 星フレア+CVsの GRXEに対する寄与を見積もった • 光度, スペクトル(高電離輝線)ともに説明可能 • 主な成分は星のフレア • 不定性はあるが議論の筋道に問題はなさそう(「統計を稼 ぐ必要はあります」松岡先生談). 本論文が楽しみ • CVよりも星フレアの方が積分光度が大きいのは硬い「観 測事実」で, 点源説にとって本質 T. Mizuno et al. 13 論文紹介_2012_Apr.ppt References • • • • • • • Matsuoka et al. 2011, arXiv:1109.4814 Revnivtsev et al. 2007, PTPS 169, 125 Tanaka 2002, A&A 382, 1052 Revnivtsev et al. 2006, A&A 452, 169 Sazonov et al. 2006, A&A 450, 117 Tsuboi et al. 2010, proc. of MAXI symposium 2010 Ebisawa et al. 2008, PASJ 60, S223 T. Mizuno et al. 14