Ebisawa

銀河面リッジX線放射の
起源天体について
JAXA宇宙科学研究所
海老沢研、辻本匡宏
西はりま天文台
森鼻久美子
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I-1. 銀河面リッジX線放射とは何か？
Galactic
X-ray Ridge Emission
森鼻久美子博士論文2012(東京大学)より
銀河面に沿って拡がったX線放射 (ℓ<±45度、b <±1度)
LX~2×1038 ergs s-1(2-6keV; Warwick et al.,1985)
銀河面のX線強度マップ
(Ebisawa et al., 2008)
X線スペクトル
5-10keVの熱的放射
3本の鉄輝線
(6.4, 6.7, 7.0 keV)
中性
He-like
H-like
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I-2. 銀河面リッジX線放射の起源
Galactic
X-ray Ridge Emission
拡散説
点源説
(Ebisawa et al., 2001, 2005)
主に拡がったプラズマ
(Revnivtsev et al., 2006, 2009)
主に暗いX線点源
(28.5°,0.0°)
(0.0°,-1.4°)
リッジ放射の観測として最長の約900 ks
の観測
リッジ放射を鉄輝線付近で約80%点源に
分解→点源が優勢であることが明らかに
Revnivtsev et al. (2009)
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Revnivtsev field （~900 ksec）で、あるthresholdより明るいX線点源を重ね合わせとき、
合成スペクトルの鉄輝線等価幅とthresholdの関係
Morihana et al.2013
銀画面上の暗いX線源がGRXEの鉄輝線を主に担っている
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I-3. X-ray
本論文の目的と手法
Galactic
Ridge Emission
残された問題
現在想定されている天体種族で説明できない
Revnivtsev field 明るい天体のスペクトル→鉄輝線なし
鉄緯線を担っている暗いX線天体の正体は？
→どのような種族の天体が銀河系内に存在し、それらがどれ
だけリッジ放射に寄与しているか？
手法
X線と同程度の透過力を持つ近赤外線を使用
近赤外線分光によって種族に制限
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IRSFによるフォローアップ観測
Revnivtsev fieldで
X線天体を同定
6
IRSFによるフォローアップ観測
7
検出されたX線源の一割程度しか
赤外線同定されていない！
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Subaru MOIRCS スナップショット (Ks~20.5)
近傍のCataclysmic variable (GRXEの対応天
体候補)をd~8kpcに持って行く
 Ks~28magが必要
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すばるによる分光観測
日時
：2011年6月23-24日 (Revnivtsev field)
2007年6月17-10日、分散方向
2008年6月27-28日
(Ebisawa field)
バンド：Ks (R~1300)
視野：4視野 (Revnitvsev field)
13視野 (Ebisawa field)
時間：720s〜10800s
シーイング：0.3”〜1.3”
主に背景光を除く目的
→ディザリング
(幅はマスクごとに異なる)
ディザリング方向
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II-iii-2. 近赤外線分光観測の解析•結果 :
すばるによる分光観測
(1)リダクション
１次元処理
2次元処理
分散方向
ダーク補正
フラット補正
生データ
A
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鉄輝線を示す天体の種族
鉄輝線放射  数 keVの高温プラズマ
大部分は白色矮星連星系
(伴星から白色矮星への質量降着)
ロッシュローブオーバーフローを起こしている場合
 Cataclysmic Variables (激変星)
白色矮星のまわりに降着円盤が形成
円盤から可視光・赤外線輝線放射
ロッシュローブオーバーフローを起こしていない場合
 Pre CV
白色矮星の周りに降着円盤が形成されない
可視光・赤外線輝線が観測されない
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II-iii-2. 近赤外線分光観測解析•結果 :
すばるによる分光観測
(2)近赤外線分光解析
Revnivtsev field →33天体
Ebisawa field
→55天体
• Cataclysmic Variables
（降着円盤からの
赤外線輝線が特徴）が
意外に少ない！
• X線でハード（高温）、
赤外線で吸収線を持つ天体を
数多く検出
赤外線で吸収線晩期型星
赤外線で輝線Cataclysmic Variables
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Wavelength [μm]
GRXEの起源天体の分類
Hard、鉄
輝線無し
Hard､鉄輝線あり
Soft
変動小
Soft
変動大
Brγ輝線
あり
0
(1)
0
(1)
0
0
Brγ輝線
なし
0
9
(10)
14
10
2
26
79
82
NIR対応なし
58
541
469
712
Total
60
576
562
804
3%
(38%)
29%
(35%)
28%
(5%)
40%
(22%)
NIR対
応あり
分
光
あ
り
分光なし
割合
(2-8keVでのFXの割合)
種族
背景の
AGN
CVs
約1割
Pre-CVs 晩期型星晩期型星
約9割
(静穏時) (フレア)
白色矮星と晩期型星のdetached binary
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GRXEの起源天体について
銀河面リッジ放射を構成している暗いX線天体に対して、その種族を知る目
的で、IRSFを用いて近赤外測光観測、すばる望遠鏡を用いて近赤外線分光観
測を行った。
リッジ放射構成点源をAGN、CVsとPre-CVs、晩期型星に分類し、
それぞれの種族からのリッジ放射成分への寄与を見積もった。
X線でハードなスペクトルを持ち近赤外線では吸収線を持つ天体が多数存在
することを発見した。
銀河面には、未だ同定されていない多くの暗いX線天体が存在し、その多く
は（おそらく）白色矮星と晩期型星のdetached binaryであるpre-CVsと考えら
れる。
森鼻久美子博士論文2012より
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GRXEの主な起源天体の起源は？
1. Pre-CV説 (Morihana et al.)
– X線を放射するpre-CVはまだほとんど見つかって
いない
2. 1030erg/sよりも明るいCV(IP)説 (Yuasa et al.)
– それほど数を稼げるか？
– 赤外線スペクトルで輝線が出るはず
3. 1030erg/sよりも暗いCV説 (Reis et al.)
– 赤外線スペクトルで輝線が出るはず
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Pre-CV起源説
強い鉄輝線
Pre-CV QS Virの
Ｘ線スペクトル(XMM)
と赤外線スペクトル
赤外線吸収スペクトル
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CV起源説1
GRXEのハード成分(>5 keV)の多くは1030erg/sよりも明るい
Ｉｎｔｅｒｍｅｄｉａｔｅ Polar
Yuasa et al.2012より
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CV起源説2
Reis et al. 2013, MNRAS, 430, 1994より
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CV起源説2
SDSSでみつかったCVの可視光スペクトル (Reis et al. 2013)
SDSSでみつかったCVのX線スペクトル
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なぜGRXEの起源が解明されないのか？
• 赤外線で同定されているX線天体は、明るい
方の氷山の一角
– 完全に同定するには、Ks〜28等が必要
• 現在の不定性は、おそらくサンプルの少なさ
による
• 赤外線でできるだけ多くのX線天体を同定し、
スペクトルのサンプルを増やすことが必要
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どう攻略するか？
1. 今まで銀河リッジ X 線放射について得られ
た X 線、赤外線データの知見に加えて、より
多くの赤外線対応天体を検出する。
2. X 線で高温スペクトルを持つGRXEの起源天
体を赤外線でフォローアップ
– Chandraアーカイブによる銀河面上のX線天体
広い範囲で赤外線分光観測
3. 銀河リッジ X 線放射の起源候補天体である、
激変星の性質をより詳細に調べる。
– Narrow band filter(Paa/Br g)を用いた輝線天体
探査
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SWIMSの強み
• 観測時間(視野、天体数)を稼げる？
• Paaが使える
• Narrow band filterが使える
• 多バンドで、種族に厳しい制限を付けられ
る？
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