http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov X 線による古典新星の研究 突発的押し掛けセミナー @ 京都大学 武井大 ( 立教大学 )
新星 晩期型星 or 赤色巨星 (IR ~ Optical) 白色矮星 (X-rays) 降着円盤 (Optical ~ UV) 2/59 http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov
3/59 http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov
4/59 http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov 擬似光球 (Optical (Optical) ~ UV)
5/59 http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov 1 擬似光球 (Optical ( 超軟 X ~線 UV) )? ダスト? (Near-IR)
1 擬似光球 ( 超軟 X 線 ) 2 衝撃波 ( 熱的 X 線 ) 6/59 3 加速した粒子? ( 非熱的 X 線 ) http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov
もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 7/59
星 ( 恒星 ) の一生と 白色矮星 恒星は中心の核融合による圧力と重力収縮が均衡したシステム 質量により進化シナリオが異なる 8M 以下. : 8~20M. : 20M 以上. : 白色矮星 中性子星 ブラックホール 白色矮星は恒星の取り得る 3 つの最終形態のうちの 1 つ 8/59 http://www.t3.rim.or.jp/~star/star/livestar/image/sar_map_y.jpg
9/59 http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/eit_304/1024/latest.gif http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/the_earth_seen_from_apollo_17.jpg 白色矮星の大きさ 地球 R ~ 6400 km 白色矮星 R ~ 6000 km 太陽 ( 恒星 ) R ~ 696000 km 中性子星 R ~ 10 km ブラックホール R ~ 2GM/c 2
10/59 Primary Star (White Dwarf) Degenerate star (electron degenerate) - Mass limit : M ch ~ 1.4 M. (Chandrasekhar 1931) Mass-Radius relation - More massive WDs are smaller (Nauenberg 1972) (Light) (Heavy) CO ONe
古典新星と X 線 硬 X 線質量降着 (2&3) ( 主に水素のガス ) 質量降着エジェクタ ( 主に水素のガス ) ( 核燃焼の生成物 + 白色矮星の物質 ) N O C Mixing? 超軟 X 線 (1) TNR ( 軽い ) CO ONe C O N Mg 白色矮星の表面が体積物 Ne 高温かつ高圧になる Si ( 主に水素のガス ) TNR ( 重い ) Mixing? 11/59 Mixing...? TNR : Thermo Nuclear Runaway
典型的な光度曲線 IR Radio 2 熱的 X 線? 1 超軟 X 線? 3 非熱的 X 線? (+ ガンマ線...?) 12/59 Bode, M. F. 2009, Astronomische Nachrichten, in press. (arxiv:0911.5254)
もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 13/59
14/59 研究の意義 とにかく数が多い ( 超新星爆発の約千倍 ) a. 最後には超新星爆発 (Ia 型 ) を起こす? b. 飛び散ったガスは銀河の化学組成に効く? c. 宇宙線粒子加速への寄与は? X 線 ガンマ線の観測データは皆無高エネルギー放射はどこから来るのか? 誰もやっていない ( 最重要項目!) 観測装置の発達と人脈で可能となった論文が書きやすい ( 1 paper source -1 )
a. 超新星爆発への道 静穏状態 Ia 型超新星爆発? 爆発時 質量増加... 15/59 質量損失... 超軟 X 線から WD の質量推定 熱的 X 線からエジェクタの診断 質量推移の見積もりが可能 極めて良質な観測が必要... http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov ; http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/14/tycho-supernova-xray.jpg
16/59 b. 銀河の化学組成 古典新星は超新星爆発よりも圧倒的に数が多い エジェクタの化学組成は銀河にも影響する? 個々の古典新星は熱的 X 線から調査が可能 多くの観測結果からの系統的な理解が重要となる WD 速度の違いにより衝撃波が形成 X 線 エジェクタからの X 線
17/59 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/images/asca/sn1006.gif http://vega.ess.sci.osaka-u.ac.jp/info/he08/he08/hoshino.ppt; http://www.astro.isas.ac.jp/xjapan/news/article/2004/1209 c. 宇宙線の起源 現在 宇宙線の起源は超新星残骸という説が有力 古典新星の爆発は超新星爆発と類似点が多い 超新星と同様に衝撃波で粒子が加速されるかも? SNR (SN 1006) Shock Wave 上流 下流 Diffusive Shock Acceleration
18/59 研究の意義 とにかく数が多い ( 超新星爆発の約千倍 ) a. 最後には超新星爆発 (Ia 型 ) を起こす? b. 飛び散ったガスは銀河の化学組成に効く? c. 宇宙線粒子加速への寄与は? X 線 ガンマ線の観測データは皆無 高エネルギー放射はどこから来るのか? 誰もやっていない ( 最重要項目!) 観測装置の発達と人脈により可能となった 論文が書きやすい ( 1 paper source -1 )
もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 19/59
20/59 X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される
21/59 e.g., Classical Novae 2009 1. 2009.02.23 : V5582 Sagittarii 2. 2009.05.08 : V1213 Centauri 3. 2009.05.28 : V5581 Sagittarii 4. 2009.08.06 : V5583 Sagittarii 5. 2009.08.16 : V2672 Ophiuchi 6. 2009.10.26 : V5584 Sagittarii 7. 2009.11.08 : V496 Scuti 8. 2009.11.25 : KT Eridani 9. 2009.12.14 : V1722 Aquilae ( 高兴 ) (G. Pojmanski) ( 西山浩一, 椛島富士夫 ) ( 西山浩一, 椛島富士夫 ) ( 板垣公一 ) ( 西山浩一, 椛島富士夫 ) ( 西村栄男 ) ( 板垣公一 ) ( 西山浩一, 椛島富士夫 )
X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される - 可視の最大光度やスペクトルから判断して... 2. Swift 衛星で短時間の即応観測 22/59
Swift 衛星 NASA の γ 線バースト探査衛星 (2004 年 11 月 20 日 ) 非常に素早く衛星の向きを変更する事が可能 空き時間に古典新星などの追観測も実施 γ 線バーストアラート望遠鏡 (BAT) X 線望遠鏡 (XRT) 可視 - 紫外線望遠鏡 (UVOT) 23/59 http://imagine.gsfc.nasa.gov/images/news/swift.jpg
24/59 http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/about_swift/xrt_desc.html http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/analysis/xrt_swguide_v1_2.pdf X 線望遠鏡 (XRT)
25/59 Page, K. L., et al. 2009, MNRAS, 1602 Swift 衛星の観測 (e.g., V2491 Cyg)
X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される - 可視の最大光度やスペクトルから判断して... 2. Swift 衛星で短時間の即応観測 - X 線が検出された場合は... 3. 様々な衛星で詳細分光観測 26/59
Chandra 衛星 NASAのX 線天文衛星 (1999 年 7 月 23 日 ) Great Observatories 計画第 3 弾現在最高の空間分解能を持つ X 線 CCDカメラ (ACIS-I, ACIS-S) X 線透過型回折格子 (LETG, METG, HETG) X 線高解像度カメラ (HRC) http://chandra.harvard.edu/graphics/resources/illustrations/chandra_gcenter.jpg
XMM-Newton 衛星 ESAのX 線天文衛星 (1999 年 12 月 10 日 ) 現在最高の集光力を持つ X 線 CCDカメラ (EPIC-MOS, EPIC-PN) X 線分散分光器 (RGS) 可視光モニター (OM) http://esamultimedia.esa.int/images/science/xmm1111.jpg
29/59 Page, K. L., et al. 2009, MNRAS, 1602 Ness, J.-W., 2007 (http://xmm.esac.esa.int/external/xmm_science/workshops/2008symposium/ness_ju.pdf) X 線分散分光器による観測 Swift 衛星のスペクトル NVII 明るい状態のみ観測が可能 NVI OVIII
すざく衛星 日本で5 番目のX 線天文衛星 (2005 年 7 月 10 日 ) 高い分光能力と集光力 低いバックグラウンド 4 桁もの広いエネルギー帯域で同時観測が可能 X 線 CCDカメラ (XIS) 硬 X 線検出器 (HXD) X-ray Satellite Suzaku ( すざく ) 30/59 http://www.isas.jaxa.jp/j/enterp/missions/asca/image/pct_main_asuka.jpg http://eda.plain.isas.jaxa.jp/suzaku_xoops/modules/newbb/download.php?url=/bamba_bamba_aya.ppt.1149042392000
31/59 http://www.astro.isas.jaxa.jp/suzaku/overview/ http://eda.plain.isas.jaxa.jp/suzaku_xoops/modules/newbb/download.php?url=/bamba_bamba_aya.ppt.1149042392000 Suzaku すざく衛星の検出器 XRS XIS HXD (0,1, 2,3) (PIN,GSO) Bandpass 0.2 ~ 12 kev 15 ~ 600 kev Spatial Resolution Not-Working... ~2 arcm. (HPD) N/A Energy Resolution ~130 ev @ 6 kev ~4.0 kev (PIN) Time Resolution 8 sec 61μsec
すざく衛星と古典新星 高集光力 中分光能力 低バックグラウンド 広いエネルギー帯域 (0.2-600 kev) 10 kev 以上での高い感度...> 即応観測を実施 32/59 http://eda.plain.isas.jaxa.jp/suzaku_xoops/modules/newbb/download.php?url=/bamba_bamba_aya.ppt.1149042392000
X 線による観測の現状 1. 古典新星が発見される - 可視の最大光度やスペクトルから判断して... 2. Swift 衛星で短時間の即応観測 - X 線が検出された場合は... 3. 様々な衛星で詳細分光観測 - 結果を本講演にて紹介! 33/59
もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 34/59
35/59 http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.pl ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey (0.73-1.56 kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg (2008.04) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, 183 - Takei et al., in prep. 5 U Sco (2010.01) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul (2007.08) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph (2009.08) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J0105-72 (2005.08) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
36/59 Bode, M. F. 2009, Astronomische Nachrichten, in press. (arxiv:0911.5254) 光度曲線と観測時期 V2491 Cyg (2 回 ) V2672 Oph (2 回 ) V458 Vul (1 回 ) Suzaku J0105-72 (1 回 ) IR U Sco (3 回 ) 2 熱的 X 線 Radio? 3 非熱的 X 線?? 1 超軟 X 線
37/59
38/59 http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.pl ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey (0.73-1.56 kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg (2008.04) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, 183 - Takei et al., in prep. 5 U Sco (2010.01) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul (2007.08) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph (2009.08) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J0105-72 (2005.08) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
39/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Discovery of Suzaku J0105-72 Serendipitous discovery of a transient source during a series of routine calibration observations of 1E0102.2-7219. Position reconstructed; Outside of the XIS FoV.
40/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Suzaku J0105-72 : Position X-ray Source Optical Source (B0) Error
41/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Suzaku J0105-72 : Light Curve Decline of the brightness... Suzaku (XIS) Chandra (ACIS) x10 3 Duration is a function of white dwarf mass.
42/59 Takei et al. 2008, PASJ, 60, S231 Suzaku J0105-72 : Spectrum Continuum - Blackbody ( kt ~ 72±2 ev ) WD Atmosphere - O VII Absorption Edge (τ ~ 1.2 ) Small Magellanic Cloud : 60 kpc - L bol ~ 10 37 erg s -1 - R WD ~ 10 8 cm All these properties indicate that this is a super-soft source. The temperature and duration are functions of the WD mass. - WD Mass ~ 1.2 M.
43/59 http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.pl ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey (0.73-1.56 kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg (2008.04) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, 183 - Takei et al., in prep. 5 U Sco (2010.01) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul (2007.08) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph (2009.08) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J0105-72 (2005.08) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
44/59 http://www.astroarts.jp/news/2008/04/12nova_cyg/v2491cyg.jpg Classical Nova V2491 Cygni - Discovery on 2008 April 10.728 (UT) (Nakano et al. 2008, IAUC, 8934, 1) - Swift detected X-rays on day 5 (Page et al. 2009, MNRAS, submitted.) - XMM-Newton observed on day 40 and 50 (Ness et al. 2009, in prep.; Takei et al. 2009, in prep.) - X-rays were detected in the pre-nova phase (Ibarra et al. 2009, A&A, 497, L5)
45/59 The optical data were provided by the variable star observations from AAVSO International Database and VSOLJ Observation Database V2491 Cyg : 光度曲線 Day 29 Day 9
46/59 Takei et al.,2009, ApJL, 697, 54 V2491 Cyg : スペクトル (Day 9) 古典新星から史上最高の 70 kev まで伸びる超硬 X 線スペクトルを検出!! (Takei et al. 2009, ApJL, 697, 54)
47/59 Takei et al.,2009, ApJL, 697, 54 V2491 Cyg : スペクトル (Day 9) (Γ= 0.1)
Discussion Photon X-ray 48/59 Non-thermal particles - Theoretical works (e.g., Tatischeff & Hernanz 2007) - Radio synchrotron (RS Oph) (e.g., Rupen et al. 2008) - Gamma-ray obs. (V407 Cyg) (Cheung et al. 2010) What is the origin of the very flat power-law spectra...? Magnetic Field + Proton - Electron - Electron Electron - X-ray X-ray 1 2 3
Discussion Photon X-ray 49/59 Power-law Spectrum - Photon Index - Energy Index - Photon Flux - Energy Flux Electron Population - Distribution - 1 IC, 2 Sync. - 3 Bremss. - Number Index : Γ = 0.1 : α =Γ- 1 : F P (E) E -Γ : F E (E) E -α : N e (E) E -P : P 2Γ- 1 : P Γ- (1/2) : P -0.4 Let s compare the value with that of acceleration models!! Magnetic Field + Proton - Electron - Electron Electron - X-ray X-ray 1 2 3
50/59 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/images/asca/sn1006.gif http://vega.ess.sci.osaka-u.ac.jp/info/he08/he08/hoshino.ppt; http://www.astro.isas.ac.jp/xjapan/news/article/2004/1209 Standard Acceleration Model Diffusive Shock Acceleration model (P 2.0) (e.g., Blandford & Ostriker 1980, ApJ, 237, 793) Flat population cannot be explained... (Takei et al. 2009, ApJL, 697, L54) よくわからない物を新たに発見した SNR (SN 1006)! Shock Wave Upstream Downstream Diffusive Shock Acceleration
51/59 http://arxiv.org/abs/1007.4386 昨日に新たな展開!! β + 崩壊 ( 22 Na - 22 Ne) のガンマ線輝線 (511keV+ 1.27MeV) とコンプトン散乱で説明可能らしい... (Suzuki & Shigeyama 2010, ApJ, Submitted)
52/59 http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.pl ROSAT ALL-Sky X-ray Background Survey (0.73-1.56 kev) Suzaku View : Classical Novae 3 V2491 Cyg (2008.04) - Takei et al. (2009), ApJL, 697, 54 - Takei et al. (2010), AN, 331, 183 - Takei et al., in prep. 5 U Sco (2010.01) - Takei et al., in prep. 2 V458 Vul (2007.08) - Tsujimoto et al. (2009), PASJ, 61, S69 4 V2672 Oph (2009.08) - Takei et al., in prep. 1 Suzaku J0105-72 (2005.08) - Takei et al. (2008), PASJ, 60, S231
53/59 http://www.astroarts.jp/news/2009/08/18nova_oph/noph2009_confirm.jpg Classical Nova V2672 Ophiuchi - Discovery on 2009 August 16.515 (UT) (Nakano et al. 2008, CBET, 1910, 1) - Swift detected X-rays on day 1 (Schwarz et al. 2009, ATel, 2173, 1) - Suzaku observed on days 12 and 22 (Takei et al., in prep.)
54/59 The optical data were provided by the variable star observations from the AAVSO International Database contributed by observers worldwide and used in this research. V2672 Oph : Light Curve Day 12 Day 22
55/59 V2672 Oph : X-ray Spectra Spectral Intensive evolution Si emission!! line!!
もくじ 1. 古典新星について - 古典新星とX 線 - X 線観測の意義 2. X 線による観測 - 方法と装置の紹介 - すざく衛星による観測結果の紹介 3. 議論 4. まとめと展望 56/59
57/59 はさておき...
59/59 http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/pia09221.mov まとめと展望 新星の X 線観測はようやく可能となってきた 爆発初期の観測は新発見の宝庫 爆発中期の観測からは爆発の描像がわかる 爆発後期の観測から白色矮星の状態がわかる 非熱的 X 線の発見による新たな展開 新たな描像の構築が必要不可欠 新星も宇宙の粒子加速に寄与しているかも? 他から同様の放射を検出して 放射起源に迫りたい 博士論文 今後の観測に乞うご期待!