Transcript 銀河系で一番“若い” 超新星残骸、SN1006

銀河系で一番“若い”
超新星残骸、SN1006
2006/12/13 colloq@CR
山口 弘悦
Contents
• 銀河系内のSNR
• 超新星の分類
• SuzakuによるSN1006の観測
– 南東部(thermal)のスペクトル
– 他のSNRとの比較
– Reverse shock @SNR
今回は一切趣味に走りませんので。。
銀河系内のSNR
年齢 (yr)
距離 (kpc)
視直径
(arcmin)
Type
Cas A
320
3.5
4
II
Kepler
400
4.8
3
Ia
Tycho
430
2.3
8
Ia
SN1006
1000
2.2
30
Ia
Crab
1050
2.0
4
II
RCW86
2000
2.8
45
Ia
Cyg Loop
20000
0.8
170
II
超新星の分類
I型 ‥ Hの吸収線なし
Ia型 ‥ Siの吸収線あり
Ib型 ‥ Siなし、Heの吸収線あり
Ic型 ‥ Siなし、Heの吸収線なし
II型 ‥ Hの吸収線あり
SN2001bg (Type Ia)
爆発から39時間後のスペクトル
大質量星の殻状構造
Ia ‥ 白色矮星 (M < 8Mo)
CとOからなるむき出しの中心核
連星からの質量降着 → Cの核暴走
II ‥ 大質量星 (M > 8Mo)
コアはFeまで進む → 重力崩壊
外層が吹き飛び、中心天体が残る
重元素組成比
Ia型
Si, Feなどの
重い元素が多く、
Ne以下は少ない。
(Nomoto et al. 1984)
II型
OやNeが多く、Feは少ない。 [Fe]/[O]～0.4
（絵が用意できなくてスミマセン。）
SuzakuによるSN1006の観測
PV-phaseでほぼ全域を観測
He-O line band
3 - 5 keV band
今回はthermalが最も強い南東部の報告をします。
南東部全体のスペクトル
Ne
Mg
O
S
Si
Ar
Fe
Cr?
黒：BI
赤：FI３台平均
Ca
S以上の重元素K輝線はSuzakuが初めて検出！
輝線の中心エネルギー
Data (eV)
He-like (eV)
Mg-Kα
Neutral (eV)
1254
1345±1±3
～1340
Si-Kα
S-Kα
Ar-Kα
Ca-Kα
1730
2307
2957
3690
1826±2±4
2365±4±5
3026±12±6
3738±28±7
～1850
～2450
～3120
～3890
Fe-Kα
6400
6430±19±13
～6680
重い元素ほど低い電離状態にある。
FeはNe状（もしくはそれ以下）
Ne状イオンはK輝線が出にくい。
Fe-K band
電離非平衡(NEI)
プラズマモデルでFitting
kTe = 5.1 (>2.7) keV
net = 3.9 (0.4-8.0) *109 cm-3 s
Fe = 2.9 (1.3-6.2) solar
これだけでは必ずしも
Feが多いとは言えない。
power-law
non-thermalの寄与が
あるかも？
現在考察中…
thermal
O-K （Cygnus Loopとの比較）
Cygnus Loop
年齢: 20000yr
Red: Cygnus Loop
Black: SN1006
20倍も年上のCygnus LoopとO-Kのスペクトルが酷似
しかし、よくよく見るとちょっと違うよ。
He-Kα
H-Kα
He-Kβ
“shoulder”
He-Kγ,δ,εと、
Ne状Fe-Lから成る。
kTe = 1.0 keV
net = 4*109 cm-3 s
kTe = 0.2 keV
net = 4*1011 cm-3 s
H-like Kα
He-like Kβ
SN1006は、電子温度はCyg Loopより高いが、
電離度が圧倒的に低い（電離温度が低い）
Cyg Loop
SN1006
Mg-Si-S band （Cas Aとの比較）
He-Kα
H-Kα
He-Kβ
Cas A (Chandra)
Red: Cas A
Black: SN1006
SN1006はCas Aより３倍も年上なのに電離度が低い。
CasA: kT～3keV, SN1006: kT～1keV
電子温度も低い。
Mg-Si-S band （Tychoとの比較）
He-Kα
He-Kβ
Tycho (Chandra)
Tycho (Age=430yr) の電子温度、電離度は
SN1006とCas Aの中間ぐらい。
SN1006は銀河系で最も”若い” !!
The plasma evolution in SNRs
Tion
イオン温度
Te
電子温度
Tz Energy flow
電離温度
↑↑
↑
SN1987A SN1006 Cas A
Kepler&Tycho
nt
↑
Cygnus Loop
SN1006はCasAやTychoより電子温度、電離温度ともに低い
→ イオンから電子へのエネルギー移行もほとんど進んでいない。
SNRを輪切りにしてスペクトル抽出
1.2-2.8keV (Mg-S band)を
NEIモデルでfitting
Si,Sの幅が合わない。
＜ Calの問題ではなさそう。
輝線の幅を調べる。
Mg
Si
S
イオンのDoppler広がりだと思うと‥
kTSi > 10MeV → 10000km/s のshock speedが必要
固有運動によるblue shift + red shiftの重ね合わせだと思うと
Si,S: V～3000km/s
Mg: V< 1500km/s
同一起源のejectaがここまで速度が
異なるとは考えにくい。
輝線中心エネルギーの場所依存
外側ほど低電離を示唆
→ 輝線の広がりは異なる電離度の重ね合わせか？
２成分Fit
kT1 = 1.1 keV
nt1 = 8*108 cm-3 s
kT2 = 0.8 keV
nt2 = 2*1010 cm-3 s
Reverse shockはどっち向き？
reverse shock
ejecta
ISM
接触不連続面
forward shock
外側が低電離
→ 最外部がshock加熱現場
→ Reverse shockはまだ外向きに
進んでいる。
やはりISMの密度が低い！
まとめと今後
• SN1006はthermalが熱い！
• SNR進化の極端な初期段階にある。
• 周辺のISMは低密度
– プラズマ診断
– 場所依存
• 中心部をDeepに観測する予定(AO-2)
– アバンダンスの空間分布