1、X線観測迫Ia型超新星残骸物理,2007/10/31 天体核研究室AP京都大学 宇宙線研究室 山口 弘悦,SN1006 記録, 観測記録 安倍吉昌 (?-1019)安倍晴明次男 初代 陰陽頭,明月記 : 藤原定家 (1162-1241) 日記,Historical Galactic SNRs,横山光輝 三国志 第話,Contents,超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,Contents,
2、超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,原子番号,超新星残骸 観測意義,C,N,O,Ne,Mg,Si,S,Ar,Ca,Fe,Ni,10-10 10-5 1,H,相対存在量,太陽組成, 各超新星元素量生成？ 場所頻度爆発起？,Anders & Grevesse 1989,超新星分類,超新星？,超新星分類,Fe II,Fe III,S II,Si II,O I,Ca II,Mg II,Ia型超新
3、星 可視光,Ia型超新星： Si S 多、 O Mg 少,最大光度日数,光度曲線,Stanishev et al. 2007,56Ni,超新星熱源 56Ni (e.g., Arnett 1979),56Co,56Fe,8.8日,111日,g線 (E.C.),g線 (E.C.) e+ (b+ decay),Ia型超新星： 明（絶対光度）同56Ni = 0.6-0.8 M （重力崩壊型多量）,可視光放射,Ia型超新星観測的事実,水素吸収 珪素硫黄多 多量56Ni （約 0.6-0.8M） 存在 （光度曲線）明同楕円銀河起。, 水素層存在, 小質量星起源,起源白色矮星？, self-regulati
4、on,白色矮星,M 8M 星果C+O（、重元素）B： R = 0.02R, M = 1.1M電子縮退圧 Chandrasekhar mass = 1.46M 比熱正 （Mch 近核融合始暴走的）,Mch 近？, Single degenerate scenario伴星質量降着 Double degenerate scenarioWhite dwarf 同士合体 現在論争中（個人的前者自然気）,Wang et al. 2003,爆発至,質量降着難！,Nomoto et al. 1982,dM/dt 10-7 M/yr 外層伴星取込, SN起？,積過分星風 放出、質量増大optically thi
5、ck wind (Kato & Hachisu 1994),Nova,外層形成,爆発至,星風動力源 輻射圧 （内部輻射Fe吸収）,OK,NG,Kobayashi et al. 1998,Ia型 SN rate,Fe少 星風吹,昔（z 1.2） Ia型超新星 起,爆発元素合成,Mch 近 Detonation wave （爆轟波）： 衝撃波 (Arnett 1969)高密度爆発全 56Ni （Si）Deflagration wave （爆燃波）： 亜音速 (Nomoto et al. 1976, 1984)56Ni = 0.7M 観測一致外層膨張 Si S 生成,元素合成燃焼温度,爆発元素合成,
6、爆燃波（W7） ,質量座標,各元素質量比,元素組成比,太陽組成対存在比,原子番号,Fe族多量生成,C, O, Ne 少量,Nomoto et al. 1984,重力崩壊型比較,太陽組成対存在比,Nomoto et al. 1984, Iwamoto et al. 1999,重力崩壊型 = O-rich,Contents,超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,爆発直後 数年後,内部 opti
7、cally-thick 外層情報,10日後,輝線見 ,Ejecta（爆発噴出物）自由膨張 （多分）数日冷 可視光観測,Si,O,S,Mg,200日後, 数千年後,ISM,Ejecta 超音速 ISM 突込 衝撃波,X線,ISM加熱、減速,ISM情報,Ejecta情報,Forward shock Reverse shock,MISM MEje 減速MISM 10MEje 中心到達 Sedov phase ,Contents,超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock)
8、X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,X線何？,検出器,X線,X線 比例数電子,測定, 時間 位置 ,毎 場所毎 可能,Cas A,Si,Fe,Vink et al. 2004,単色X線,Gaussian,検出器 response,真X線,検出,Model fitting,SNRX線放射過程,SNR 高温 thin-thermal plasma 水素原子電離陽子電子 重元素 He状、H状 電離,SNRX線放射過程,Line emission,IZ nenZ,SNRX線放射過程,Non-thermal (synchrotron) emission, ,SNR s
9、hell synchrotron X線発見(SN1006; Koyama et al. 1995),log (E),log (ph/sec/keV),（）型関数,（磁場仮定） 傾 Emax 決G = 2.5-3.5 Emax = 10-100 TeV,熱的,Bremsstrahlung,0.5 keV,1.0,2.0,5.0,10.0,形 kTe （電子温度） 強度 nenHV,熱的,Line emission,Cygnus Loop Miyata et al. 2007,Tycho Tamagawa et al. (submitted),SN1006 Yamaguchi et al., in
10、 press,元素 （重元素）,熱的,Si He-Ka,H-Ka,He-Kb,H-Kb,Brems nHne Line nZne （輝線）/（連続X線） abundanceNon-thermal 寄与、少厄介,黒 : 0.1 solar 赤 : 0.5 solar 緑 : 1 solar 青 : 2 solar 水 : 10 solar,kTe = 1 keV,Si,熱的,He-Ka,H-Ka,He-Kb,H-Kb,Ion fraction （電離状態）,温度高電離進,但、 ion fraction 正温度（電子温度） 反映限,中心ion fraction （程度）,黒 : 0.2 keV 赤
11、 : 0.5 keV 緑 : 1.0 keV 青 : 1.5 keV 水 : 2.0 keV 紫 : 3.0 keV,H-like 強（多）,Si,密度小（=電子少） 電離時間,異性 年出会,電離非平衡,加熱後、電子衝突受徐電離進行 （最初電離）,net (ionization parameter) 電離度指標,Time scale (Masai 1984) netion = 11012 cm-3 s, 1 /cc 30000年電離平衡,電離非平衡,Fe,6,7,黒 : 1109 cm-3 s 赤 : 11010 cm-3 s 緑 : 11011 cm-3 s 青 : 11012 cm-3 s
12、,kTe = 2 keV,中性-Ar状,Ne状,C-Li状,He状,診断 ,Bremsstrahlung,Lines,強度,Shape,Kb/Ka比,Ion fraction （中心）,強度,nenHV,kTe （電子温度）,Abundance,net （電離度）,密度,体積,Contents,超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,Introduction,SN1006 (G327.6+1
13、4.6) Shell宇宙線加速 (Koyama et al. 1995, Bamba et al. 2003) Type Ia SNR (e.g., Schaefer 1996),大量Fe存在？X線輝線 : 元素存在最直接的情報 ASCA, Chandra, XMM-Newton Fe輝線検出。,Introduction,UV観測 : 冷Fe（自由膨張中Fe）間接的証拠BGD star 赤方青方偏移FeII吸収線 (e.g., Winkler et al. 2005),1,2,3,1,2,3,FeII,Introduction, Fe II Mass 0.16 M (Hamilton et a
14、l. 1997)cf. Type Ia : MFe = 0.75M (Nomoto et al. 1984)Where is Iron ? 目的：Suzaku Fe 探,Ejecta一部自由膨張 進化初期段階 若（非平衡度大）,電離度： net = 2109 cm-3 s (Vink et al. 2000) 1010 cm-3 s 極端非平衡状態 低密ISM (n0.3-0.5 cm-3; Dubner et al.)SN1006 : b = +14.6, Kepler : b = +6.8, Tycho : b = +1.4,SN1006 Galactic SNR 中最 ”若”! 目的 :
15、 Type Ia SNR 初期進化理解,Suzaku Observation,計 4pointings SN1006 (d30) 全域観測 thermal 最明南東部注目,OVII band,北東南西 non-thermal 強永遠,Suzaku Observation,Fe K band,解析, full-band fitting 難 ISM & ejecta 混在（non-thermal？） 両成分寄与？,解析,軽元素 （O, Ne）,中間元素 （Mg, Si, S）,重元素 （Fe）,分割 各元素状態調 特 ISM, ejecta 起源？,Mg-Si-S band,黒： SN1006 赤
16、： Cas A,Mg,Si,S,H状 line,Cas A （t 300 yr）比較,SN1006 Cas A ”若”,He-like 以下 存在,H-like ,踏,Mg-Si-S band,熱運動Doppler広? E = 40 eV kTSi = 13 MeV 15000 km/s shock speed必要cf. Ha measurement Vs = 2890 km/s (Ghavamian et al. 2002),Mg,Si,S,40eV広,c2/d.o.f. = 848/351,1.2-2.8 keV spectrum : 電離非平衡 thin-thermal plasma m
17、odel fit 成分 fit 不可Si, S 輝線有意広,c2/d.o.f. = 848/351,Mg-Si-S band,c2/d.o.f. = 401/346,年齢異 複数成分寄与？ net 異成分 fit,net1 11010 cm-3 s net2 1109 cm-3 s,Mg, Si, S ejecta origin !,Narrow band fitting,軽元素 （O, Ne）,中間元素 （Mg, Si, S）,重元素 （Fe）,軽元素 （O, Ne）kTe = 0.6 keV net = 7109 cm-3 sabundance solar 程度 ISM origin ?,
18、Narrow band fit ,中間元素 （Mg, Si, S）kTe = 1 keV net1 = 11010 cm-3 s net2 = 1109 cm-3 sMetal-rich Ejecta origin,重元素 （Fe）kTe = 3 keV, net = 1109 cm-3 sMetal-rich Ejecta origin,ISM成分 Ejecta成分 ？,Broadband fitting,Assumption,電離度異（少）成分 Ejectanet1 11010 cm-3 s (high-nt) 進化初期加熱net2 1109 cm-3 s (low-nt) 比較的最近加熱
19、成分実際 連続的加熱 無数 net 積分,Type Ia SN 水素外層持 Ejecta 重元素 (without H and He) 元素間輝線強度比 relative abundance 測定,O + Ne ISM 起源 kTe = 0.6 keV 程度、solar abundance 成分,Broadband fitting,輝線成分全再現可 4keVcontinuumexcess non-thermal寄与？,Broadband fitting,c2/d.o.f. = 996/831 = 1.20,Continuum power-law 与,成分再現！,Discussion,Eject
20、a 1,Ejecta 2,Relative Abundance,実線 Type Ia SN deflagration model (Nomoto et al. 1984),net 大 = 古,net 小 = 若, 古重元素（Ca, Fe）少 新 deflagration model 一致 Fe 加熱開始他元素遅,Fe SNR 内側分布！,Reverse shock 外順 ejecta 加熱,Discussion,層状分布示唆 爆発時放出速度違（理論）支持,Iwamoto et al. 1999,Discussion,Si,Fe,reverse shock,南側以外Fe電離（加熱）始？,Fe内部
21、多分布？ Fe-K南部強UV 中心付近FeII存在(Hamilton et al. 1997, Winkler et al. 2005),Fe K band,冷Fe,Contents,超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,Conclusion,Type Ia SN 白色矮星起源、Fe重元素多量生成 Suzaku Type Ia SNR SN1006 Fe含低電離発見 元素層状分布 放出速度
22、違支持若SNR（少Ia） Continuum non-thermal origin ？,E0509-67.5 （大銀河 Ia SNR）Yamaguchi PhD, in prep. Fe 他若 continuum non-thermal,TychoTamagawa et al., submittedSuzaku/HXD 40keV hard continuum 検出 non-thermal origin,Tycho,Continuum ISM origin 考 (Hwang et al. 1998) 今論文間違多。,提供願,長。,天体X線見？、 X線？。AGN, Black hole, 銀河団
23、、星、etc 問。願。,SN1006 記録,Chandra image of SN1006,一條院 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,騎陣将軍星（座）,衝撃波加熱,非平衡,Shock heating kTi = (3/16) miVs2 加熱直後 Tion TeCoulomb collision 徐等温,Typical young SNR : Vs = 3000 km s-1 kTH 20 keV cf. kTe = 1 - 4 keV （実測値） young SNR thermal non-equilibrium
24、！,net (ionization parameter) 電離度（平衡度）指標,Time scale (Masai 1984, Itoh 1984) 電子平衡(Maxwellian) nete-e = 5108 cm-3 s 電子-陽子間熱平衡 nete-i = 31011 cm-3 s 電離平衡 netion = 11012 cm-3 s, 1 /cc 30000年電離平衡,Results and Discussion (ISM),kTe = 0.51 keV, net = 5.8109 cm-3s, nH = 0.13 cm-3,(Laming 2001) 、,kTH15kTe far from equilibrium!,成長遅低密ISM起因,
