Transcript X線観測で迫るIa型超新星とその残骸の物理 - 宇宙線研究室

X線観測で迫るIa型超新星と
その残骸の物理
2007/10/31 天体核研究室APゼミ
京都大学 宇宙線研究室
山口 弘悦
SN1006 の記録
明月記 : 藤原定家 (1162-1241) の日記
リアルタイムで
観測・記録したのは
安倍吉昌 (?-1019)
安倍晴明の次男
初代 陰陽頭
Historical Galactic SNRs
爆発年
距離(kpc) 直径 (pc)
Type
RCW86
185
2.8
36
II ?
SN1006
1006
2.2
19
Ia
Crab
1054
2.0
2.3
II
3C58
1181
3.2
8.4
II
Tycho
1572
2.3
5.4
Ia
Kepler
1604
4.8
4.2
Ia ?
Cas A
1680 ?
3.5
4.1
Ib
横山光輝 三国志 第１話より
Contents

超新星爆発 （主に Ia型超新星）
• 超新星の分類
• 白色矮星の進化（爆発に至るまで）
• 爆発時の元素合成

超新星残骸の進化
• 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock)

X線観測
• X線で何がわかる？
• 非平衡プラズマ


Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈
まとめ
Contents

超新星爆発 （主に Ia型超新星）
• 超新星の分類
• 白色矮星の進化（爆発に至るまで）
• 爆発時の元素合成

超新星残骸の進化
• 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock)

X線観測
• X線で何がわかる？
• 非平衡プラズマ


Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈
まとめ
1
超新星残骸 観測の意義
「太陽組成」
O
Ne
Si S
Ca
Fe
C
N
Mg
10-10
相
対
存
在
量
10-5
H
Ar
Ni
Anders & Grevesse 1989
原子番号
・ 各超新星が「どの元素を」「どれだけの量」生成したか？
・ 「どのような場所で」「どのような頻度で」爆発が起こったか？
超新星の分類
そもそもどんなタイプの超新星があるの？
超新星の分類
Fe II
Fe III
Ia型超新星の
可視光スペクトル
S II
Si II
OI
Ca II
Mg II
Ia型超新星： Si や S が多く、 O や Mg が少ない
光度曲線
超新星の熱源は 56Ni
(e.g., Arnett 1979)
Stanishev et al. 2007
56Ni
8.8日
g線 (E.C.)
56Co
111日
56Fe
g線 (E.C.)
e+ (b+ decay)
最大光度からの日数
ほとんどのエネルギーを可視光で放射
Ia型超新星： 明るさ（絶対光度）はどれもほぼ同じ
56Ni = 0.6-0.8 M （重力崩壊型より多量）
◎
Ia型超新星の観測的事実

スペクトルに水素の吸収がない → 水素層が存在しない
珪素・硫黄は多い
多量の56Ni （約 0.6-0.8M◎） が存在 （光度曲線）

明るさはどれもほぼ同じ
→ self-regulation

楕円銀河でも起こる。
→ 小質量星が起源


起源は白色矮星？
白色矮星
M < 8M◎ の星の「なれの果て」
C+Oコア（と、わずかな重元素）
シリウスB： R = 0.02R◎, M = 1.1M◎
電子の縮退圧 → Chandrasekhar mass = 1.46M◎
→ 比熱が正 （Mch に近づき核融合が始まれば暴走的）
Mch に近づくには？
・ Single degenerate scenario
伴星からの質量降着
・ Double degenerate scenario
White dwarf 同士の合体
→ 現在も論争中
Wang et al. 2003
（個人的には前者が自然な気がします）
爆発に至るまで
質量降着は難しい！！
外層形成
dM/dt < 10-7 M◎/yr
→ 間欠泉的な新星爆発
→ WDは太れない
dM/dt > 10-7 M◎/yr
→ 外層が伴星を取り込む
⇒ SNはなかなか起らない？
Nova
Nomoto et al. 1982
積り過ぎ分は星風によって
放出し、ゆっくり質量増大
optically thick wind
(Kato & Hachisu 1994)
爆発に至るまで
星風の動力源 ＝ 輻射圧 （内部からの輻射をFeが吸収）
OK
NG
Ia型 SN rate
Kobayashi et al. 1998
Feが少ないと
星風が吹かない
昔（z > 1.2）は Ia型超新星が
ほとんど起らなかった
爆発と元素合成
Mch に近づくと ‥‥
Detonation wave （爆轟波）： 衝撃波 (Arnett 1969)
高密度のまま爆発するので全て 56Ni に （Siができない）
Deflagration wave （爆燃波）： 亜音速 (Nomoto et al. 1976, 1984)
56Ni = 0.7M → 観測と一致
◎
外層は膨張 → Si や S も生成
元素合成と燃焼温度
C (Ne) burning
O burning
主な生成元素
O, Mg, Si, Ne
O, Si, S, Ar, Ca
燃焼温度(K)
2×109
3-4×109
incomp. Si burning
complete Si burning
Si, S, Fe, Ar, Ca
Fe, Ni, Zn, Co
4×109
5×109
爆発と元素合成
爆燃波モデル（W7） のシミュレーション
各
元
素
の
質
量
比
質量座標
元素組成比
太
陽
組
成
に
対
す
る
存
在
比
Fe族を多量に生成
C, O, Ne は
少量
原子番号
Nomoto et al. 1984
重力崩壊型との比較
太
陽
組
成
に
対
す
る
存
在
比
重力崩壊型 = O-rich
Nomoto et al. 1984, Iwamoto et al. 1999
Contents

超新星爆発 （主に Ia型超新星）
• 超新星の分類
• 白色矮星の進化（爆発に至るまで）
• 爆発時の元素合成

超新星残骸の進化
• 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock)

X線観測
• X線で何がわかる？
• 非平衡プラズマ


Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈
まとめ
爆発直後 ～ 数年後
Ejecta（爆発噴出物）が自由膨張
（多分）数日で冷える → 可視光でのみ観測される
10日後ぐらいのスペクトル
S
Si
O Mg
内部は optically-thick
→ 外層のみの情報
輝線が見えてくる →
200日後のスペクトル
～ 数千年後
Ejecta が超音速で
ISM に突っ込む
→ 衝撃波
ISMを加熱し、減速
ISM
X線
後からきた Ejecta が追突 → Ejecta も加熱
Free expanding
ejecta
Ejectaの情報
ISMの情報
ISM
Reverse shock
Forward shock
Forward shock と Reverse shock
MISM ～ MEje から減速
MISM ～ 10MEje で中心に到達 → Sedov phase へ
Contents

超新星爆発 （主に Ia型超新星）
• 超新星の分類
• 白色矮星の進化（爆発に至るまで）
• 爆発時の元素合成

超新星残骸の進化
• 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock)

X線観測
• X線で何がわかる？
• 非平衡プラズマ


Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈
まとめ
X線で何がわかる？
測定のしくみ
X線
検出器
・ 時間
→ ライトカーブ
・ 位置
→ イメージ
・ エネルギー → スペクトル
Si
X線エネルギーに
比例した数の電子
「エネルギー毎のイメージ」 や
「場所毎のスペクトル」 も可能
Fe
Cas A
Vink et al. 2004
スペクトル
単色のX線
Gaussian
検出器の response
真のX線スペクトル
Model fitting
検出されるスペクトル
SNRからのX線放射過程
SNR は 高温の thin-thermal plasma
・ 水素原子は電離して陽子と電子に
・ 重元素は「ほとんど」 He状、H状 まで電離
Bremsstrahlung
free eX線
連続X線
ion
プラズマの主要要素が水素の場合 : I ∝ nenH ～ n2
SNRからのX線放射過程
Line emission
EK-EL
free e-
IZ ∝ nenZ
決まったエネルギーの
X線を放射（特性X線）
He状イオン
H状イオン
He-Ka
He-Kb
H-Ka
(Lya)
L殻
M殻
SNRからのX線放射過程
Non-thermal (synchrotron) emission
ば
ん
ば
２
０
０
３
log (ph/sec/keV)
SNR の shell から synchrotron X線を発見
(SN1006; Koyama et al. 1995)
（ほぼ）ベキ型関数
log (E)
（磁場を仮定して） 傾きから Emax が決まる
G = 2.5-3.5 → Emax = 10-100 TeV
熱的スペクトルからわかること
Bremsstrahlung
10.0
0.5 keV
1.0 2.0
5.0
形 ⇒ kTe （電子温度）
強度 ⇒ nenHV
熱的スペクトルからわかること
Line emission
どの元素がどれだけあるか
（重元素アバンダンス）
SN1006
Cygnus Loop
Yamaguchi et al., in press
Miyata et al. 2007
Tycho
Tamagawa et al.
(submitted)
熱的スペクトルからわかること
Si He-Ka
H-Ka
Siのスペクトル
He-Kb
H-Kb
kTe = 1 keV
Brems ∝ nHne
Line ∝ nZne
⇒ （輝線）/（連続X線） ∝ abundance
Non-thermal が寄与すると、少し厄介
黒 : 0.1 solar
赤 : 0.5 solar
緑 : 1 solar
青 : 2 solar
水 : 10 solar
熱的スペクトルからわかること
Ion fraction （電離状態）も
H-Ka
He-Ka
H-Kb
Siのスペクトル He状まで
He-Kb
電離していない
中心エネルギーから
ion fraction が
（ある程度）わかる
kT = 0.1 keV
温度が高いと電離がより進む
黒 : 0.2 keV
赤 : 0.5 keV
緑 : 1.0 keV
青 : 1.5 keV
水 : 2.0 keV
紫 : 3.0 keV
H-like が
強い（多い）
但し、 ion fraction が
正しく温度（電子温度）を
反映するとは限らない
電離非平衡プラズマ
加熱後、電子の衝突を受け徐々に電離が進行
（最初から電離しているわけではない）
net (ionization parameter) ‥ 電離度の指標
He-Ka
密度が小さい（=電子が少ない）と
kTe = 1 keV
電離するまで時間がかかる
H-Ka
He-Kb
異性がいないので
年をとっても出会いがない
Siのスペクトル
Time scale (Masai 1984)
netion = 1×1012 cm-3 s
⇒ 1 コ/cc なら
30000年で電離平衡
黒 : 1×109 cm-3 s
赤 : 5×109 cm-3 s
緑 : 1×1010 cm-3 s
青 : 5×1010 cm-3 s
水 : 1×1011 cm-3 s
紫 : 1×1012 cm-3 s
電離非平衡プラズマ
kTe = 2 keV
He状
C-Li状
Ne状
中性-Ar状
Feのスペクトル
6
7
黒 : 1×109 cm-3 s
赤 : 1×1010 cm-3 s
緑 : 1×1011 cm-3 s
青 : 1×1012 cm-3 s
プラズマ診断 まとめ
Bremsstrahlung
強度
Shape
Lines
Kb/Ka比
Ion fraction
（中心エネルギー）
kTe （電子温度）
nenHV
体積
密度
net （電離度）
強度
Abundance
Contents

超新星爆発 （主に Ia型超新星）
• 超新星の分類
• 白色矮星の進化（爆発に至るまで）
• 爆発時の元素合成

超新星残骸の進化
• 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock)

X線観測
• X線で何がわかる？
• 非平衡プラズマ


Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈
まとめ
Introduction
SN1006 (G327.6+14.6)
・ Shellでの宇宙線加速
(Koyama et al. 1995, Bamba et al. 2003)
・ Type Ia SNR (e.g., Schaefer 1996)
大量のFeが存在？
X線輝線 :
元素存在の最も直接的な情報
↓
ASCA, Chandra, XMM-Newton
Fe輝線をまったく検出せず。
Introduction
UV観測 : 冷たいFe（自由膨張中のFe）の間接的証拠
BGD star のスペクトルから赤方・青方偏移したFeII吸収線
(e.g., Winkler et al. 2005)
1
3
1
FeII
2
2
3
Introduction
しかしながら Fe II のMass < 0.16 M◎ (Hamilton et al. 1997)
cf. Type Ia : MFe = 0.75M◎ (Nomoto et al. 1984)
Where is Iron ? → 目的その１：Suzaku で Fe 探し
Ejectaの一部が自由膨張 ⇒ 進化の初期段階
→ プラズマも若い（非平衡度が大きい）はず
電離度： net = 2×109 cm-3 s (Vink et al. 2000) << 1012 cm-3 s
cf. Cas A, Kepler, Tycho (t～300-400yr) : net > 1010 cm-3 s
極端な非平衡状態 ← 低密なISM (n～0.3-0.5 cm-3; Dubner et al.)
SN1006 : b = +14.6, Kepler : b = +6.8, Tycho : b = +1.4
SN1006は Galactic SNR の中で最も ”若い”!!
目的その２ : Type Ia SNR 初期進化の理解
Suzaku Observation
計 4pointings で SN1006 (d～30’) のほぼ全域を観測
thermal で最も明るい南東部に注目
OVII band
北東・南西は non-thermalが
強いので永遠にスルー
Suzaku Observation
南東部全体の
スペクトル
Black : FI-CCD
Red : BI-CCD
Clear な Fe-K輝線を検出
E ～ 6.43 keV
→ Fe XVII (Ne-like) 程度
Fe K band
スペクトル解析
いきなり full-band fitting は難しい‥
・ スペクトルは ISM & ejecta が混在
（non-thermalも？）
・ 両成分がどのように寄与するか？
Free expanding
ejecta
ISM
Reverse shock
Forward shock
スペクトル解析
重い元素
（Fe）
軽い元素
（O, Ne）
中間の元素
（Mg, Si, S）
スペクトルを分割 ⇒ 各元素のプラズマ状態を調べる
特に ‥ ISM, ejecta どちらを起源とするか？
Mg-Si-S band
Cas A （t ～300 yr）
との比較
Mg
Si
H状 line
S
He-like 以下の
イオンが存在
H-like は
ほとんどない
これを踏まえて‥
黒： SN1006
赤： Cas A
SN1006 のプラズマは Cas A より”若い”
Mg-Si-S band
Mg
Si
S
～40eVの広がり
1.2-2.8 keV spectrum :
電離非平衡の thin-thermal
plasma model で fit
⇒ １成分では fit 不可
Si, S 輝線に有意な広がり
c2/d.o.f. = 848/351
熱運動によるDoppler広がり? ΔE = 40 eV ⇔ kTSi = 13 MeV
⇒ 15000 km/s のshock speedが必要
cf. Ha measurement Vs = 2890 km/s (Ghavamian et al. 2002)
Mg-Si-S band
プラズマ年齢の異なる
複数成分が寄与？
↓
net の異なる２成分で fit
net1 ～ 1×1010 cm-3 s
net2 ～ 1×109 cm-3 s
c2/d.o.f. = 401/346
848/351
Mg, Si, S は
ejecta origin !
Narrow band fitting
Narrow band fit のまとめ
重い元素
（Fe）
軽い元素 （O, Ne）
kTe = 0.6 keV
net = 7×109 cm-3 s
abundance は solar 程度
⇒ ISM origin ?
軽い元素
ISM×１成分 ＋ Ejecta×２成分 ？
（O, Ne）
中間の元素
（Mg, Si, S）
中間の元素 （Mg, Si, S）
kTe = 1 keV
net1 = 1×1010 cm-3 s
net2 = 1×109 cm-3 s
Metal-rich ⇒ Ejecta origin
重い元素 （Fe）
kTe = 3 keV, net = 1×109 cm-3 s
Metal-rich ⇒ Ejecta origin
Broadband fitting
Assumption
電離度の異なる（少なくとも）２成分の Ejecta
net1 ～ 1×1010 cm-3 s (high-nt) ⇒ 進化の初期に加熱された
net2 ～ 1×109 cm-3 s (low-nt) ⇒ 比較的最近加熱された成分
実際は ‥ 連続的に加熱 ⇒ 無数の net の積分
Type Ia SN ‥ 水素の外層を持たない
⇒ Ejecta は重元素のみのプラズマ (without H and He)
⇒ 元素間の輝線強度比から relative abundance を測定
O + Ne は ISM 起源
⇒ kTe = 0.6 keV 程度、solar abundance のプラズマ１成分
Broadband fitting
輝線は３成分モデルで全て再現可
> 4keVのcontinuumにexcess → non-thermalの寄与？
Broadband fitting
Continuum として power-law を与える
c2/d.o.f. = 996/831 = 1.20
４成分で再現！
Discussion
Relative Abundance
Ejecta 2
Ejecta 1
net 大 = 古い
net 小 = 若い
実線は Type Ia SN の deflagration model (Nomoto et al. 1984)
・ 古いプラズマには重い元素（Ca, Fe）が少ない
・ 新しいプラズマは deflagration model によく一致
⇒ Fe の加熱が開始されたのは他の元素よりも遅い
Reverse shock は
外から順に ejecta を加熱
Fe は SNR の内側に分布！
Discussion
層状分布を示唆 ⇒ 爆発時の放出速度の違い（理論）を支持
Iwamoto et al. 1999
Discussion
Feは内部に多く分布？
→ Fe-Kは南部でのみ強い
UV ‥ 中心付近にFeIIの存在
(Hamilton et al. 1997, Winkler et al. 2005)
Si
Fe K band
南側以外ではFeの電離（加熱）が
まだ始まっていないのでは？
冷たいFe
Fe
reverse shock
Contents

超新星爆発 （主に Ia型超新星）
• 超新星の分類
• 白色矮星の進化（爆発に至るまで）
• 爆発時の元素合成

超新星残骸の進化
• 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock)

X線観測
• X線で何がわかる？
• 非平衡プラズマ


Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈
まとめ
Conclusion




Type Ia SN は 白色矮星起源、Feなど重い
元素を多量に生成する
Suzakuは Type Ia SNR SN1006 から
Feを含んだ低電離プラズマを発見
元素は層状分布 ⇒ 放出速度の違いを支持
若いSNR（少なくともIa）の Continuum は
ほとんど non-thermal origin では？
E0509-67.5
（大マゼラン銀河の Ia SNR）
Yamaguchi PhD, in prep.
・ Fe は他より若い
・ continuum は non-thermal
Tycho
Tamagawa et al., submitted
Suzaku/HXD が 40keV まで
hard continuum を検出
⇒ やはり non-thermal origin
Tycho
Continuum は ISM origin だと考えられていた (Hwang et al. 1998)
↓
今までの論文は間違いが多いかもしれません。
ネタ提供のお願い
「この天体X線で見てくれへん？」とか、
「X線でこんなことわからへん？」とか。
AGN, Black hole, 銀河団、星、etc…
テーマは問いません。よろしくお願いします。
長々とありがとうございました。
SN1006 の記録
一條院 寛弘三年 四月二日 葵酉 夜以降
騎官中 有大客星 如螢惑 光明動耀
連夜正見南方 或云 騎陣将軍星本体 増変光
Chandra image of SN1006
騎陣将軍星（おおかみ座κ）
衝撃波加熱
実験室系
Vs
v2
v1 = 0
衝撃波静止系
Vs=0
vｄ
vu = Vs
ISM側
ISM側
（上流）
SNR側
SNR側
（下流）
γ（比熱比） = 5/3 (non-relativistic)
衝撃波加熱
非平衡プラズマ
Shock heating ‥ kTi = (3/16) miVs2
→ 加熱直後は Tion >> Te
Coulomb collision により徐々に等温になる
Typical young SNR : Vs = 3000 km s-1
→ kTH ～ 20 keV cf. kTe = 1 - 4 keV （実測値）
⇒ young SNR は thermal non-equilibrium！
net (ionization parameter) ‥ 電離度（プラズマの平衡度）の指標
Time scale
(Masai 1984, Itoh 1984)
電子の平衡(Maxwellian)
nete-e = 5×108 cm-3 s
電子-陽子間の熱平衡
nete-i = 3×1011 cm-3 s
電離平衡
netion = 1×1012 cm-3 s
⇒ 1 コ/cc なら 30000年で電離平衡
Results and Discussion (ISM)
kTe = 0.51 keV, net = 5.8×109 cm-3s, nH = 0.13 cm-3
(Laming 2001) より、
kTH～15kTe
far from equilibrium!
Ferriere (2001)
SN1006
HI
HII
H2
nISM = nH/4 = 0.03 cm-3
SN1006 : Z=550pc
(D=2.2kpc; Winkler et al. 2003)
成長の遅さは低密なISMに起因