超新星残骸 - ASTRO-H 次期X線国際天文衛星

Selected targets for PV‐phase observations
ASTRO‐Hで目指すサイエンス
〜超新星残骸〜
勝田哲 (JAXA/ISAS)
for the SNR & shock acceleration teams of the ASTRO‐H SWG
サイエンス目標
SXS による精密分光観測
1) 超新星爆発のタイプ及び親星の推定
2) 爆発破片の分布から爆発機構を探る
3) 高温希薄プラズマ診断とＸ線放射過程の検討
4) 宇宙線加速の物理
1) 超新星のタイプ・親星(候補)の多様性
超新星の可視光スペクトル
○ 超新星のタイプ
Type I: 水素の吸収なし
‐ Ia (Si absorption) 94D
Overluminous (slow decliner)
Normal
Subluminous (fast decliner)
Ia‐CSM
Iax
‐ Ib (He absorption)
‐ Ic
Type II: 水素の吸収あり
IIp, IIL, IIb, IIn
○ 爆発した星(親星)の候補
Type Ia: 白色矮星の核爆発
Single‐degenerate (SD): WD+MS, WD+RG
前田啓一さんの資料
Double‐degenerate (DD): WD+WD
(&野本憲一編「元素は
その他: 8M◉以上の星の重力崩壊
いかにつくられたか」)
より
RSG, YSG, WR, Massive AGB, Very massive stars
1.1) イジェクタ元素組成  SD vs. DD
• O(+Si+S) mass  SD, DD を判別
Tycho’s SNR ‐ NW
SXS 100 ks simulation by 山口さん
理論予想
O VII He
O VII He
DD (Roepke et al. 2012)
W7 (Nomoto et al. 1984) Delayed‐det. N=10
(Seitenzahl et al. 2013)
酸素
鉄
IME
 O(+IME): DD > SD
• [Cr+Mn+Ni]/Fe
酸素量を精度良く測定  SD, DD を判別
(Tsujimoto & Shigeyama 2012)
高値(~0.12)  Prompt Ia (SD?)
低値(~0.04)  Slow Ia (DD?)
• Ni/Fe is also useful to discriminate SD/DD (Yamaguchi et al. 2015)
1.2) Mn/Cr比  親星の金属量の推定
• Mn/Cr 比とメタリシティーの関係
SN 1006 ‐ Southeast
理論予想
Mn/Cr vs. metallicity
SXS FoV
シミュレーション by 勝
田
Fe K
森浩二さん天文月報記事より
親星中のmetallicityが高いほど、中性子過剰元素(22Ne)
がたくさんできる(CNO cycle)ので、Mn/Cr比が高まる。
Cr/Mn比を 50% の精度で決定
1.3) CSM親星システムの推定
• 親星システムの恒星風の組成・質量を測る
星風
Kepler’s SNR
SXS 40 ks simulation by 森さん
赤：CSM 成分 O Ly
O He
N Ly
N/O比、CSM質量を測定
 伴星(MS?AGB?)を推定。
2) 爆発破片の分布から探る爆発機構
○ Core‐collapse SNe
Jet & torus
SASI fingers
Clumpy
Ejecta ‐ NS recoil
NS
56Ni‐rich jet & O‐rich torus
Takiwaki et al. (2012)
Tanaka et al. (2012)
Wongwathanarat et al. (2013)
(Maeda et al. 2003; Tominaga 2007)
○ SNe Ia
Defragration model (W7)
Def‐det. model (CDD2)
着火点数
N=1
Seitenzahl et al. (2013)
56Ni
Si
N=1600
Iwamoto et al. (1999)
103 km/s
O
2.1) 酸素(リン)イジェクタの分布
Cassiopeia A
Si (Fe) jet
100
10
1
by 中嶋さん
z
P XIV
y,x
w
−5
0

Koo et al. (2013)
SXS: 50ksec
 of 10eV is assumed for w,x,y,z
10 0.1
15
爆発直後の元素分布
P He
5
O‐rich torus?
normalized counts s−1 keV−1
Cas A ‐ Center
酸素の分布 ~ リンの分布
2.1
2.15
Energy (keV)
酸素輝線は SXS でも厳しい
 リンで代用
2.2) Abundance Stratification in Ia SNRs?
モデル
元素の層構造はSNR
でも保たれているか?
SN 1006 ‐ Center
SXS 200 ks simulation by 勝田
SXS FoV
2
確認
0.06
1
0.5
0
Tanaka et al. (2011)
O He
Counts sec−1 keV−1
SN 観測
Counts sec−1 keV−1
1.5
0.54
0.56
Energy (keV)
0.58
0.6
Si He
0.04
0.02
0
1.7
1.75
1.8
1.85
Energy (keV)
酸素
シリコン
Redward: 6000±180 km/s 5000±500 km/s
Blueward: 5000±150 km/s 4000±400 km/s
1.9
2.3) 距離の直接測定
ドップラー速度(実際の膨張速度)
SXS simulation by 山口さん
VDoppler ~ ± 5000 km/s
SXS FOV
固有運動(見かけの膨張速度)
cf. Hayato et al. (2010), Suzaku
 ~ 0.25”/yr
距離 = ドップラー速度 ÷ 固有運動
Katsuda et al. (2010)
最も信頼度の高い距離測定
 他の距離推定法を較正できる
3.1) 高温プラズマの状態診断
Suzaku (+ASCA)による過電離プラズマの発見
Cr Mn Fe
Fe RRC
W49B
Ozawa et al. (2009)
SXS FoV
SXS 200 ks simulation by 澤田さん
Lopez et al. 2013, CXO
Zoom‐up of Fe K lines
過電離プラズマを確認し、その生成過程に迫
る
3.2) 新しい放射過程 ‐ 電荷交換 etc.
The Cygnus Loop
Suzaku
熱放射モデルからの逸脱
 電荷交換反応由来のＸ線が混入か?
SXS FoV
SXS 30 ks simulation
by 勝田・内田さん
Katsuda et al. (2011)
Cumbee et al. (2014)
Roberts & Wang (2015)
O He
thermal
CX
電荷交換反応由来のＸ線が検出できる?
Pure thermal model in red
4) 宇宙線加速の物理
SNRでの加速機構の解明
に向け、活発な議論が続
いている。
Q1: エネルギー分配
Thermal vs. nonthermal
Electron CR vs. proton CR
Injection into Fermi acc.
SNRs
Q2: 最高エネルギーは?
磁場増幅
逃亡宇宙線の考慮
系外
Q3: ガンマ線の起源
Leptonic vs. hadronic
Nagano & Watson 2000
内山泰伸さんの資料より
4.1) 宇宙線の加速効率
RCW86
強いシンクロトロン放射
＋
ISMからの熱的放射
 RCW 86 の北東端は最適候補の一つ
SXS FoV
SXS 50 ks simulation by 勝田
Ne He
Ne の輝線幅を 1 eV
以下の精度で決定
Vink et al. (2010)
Extremely efficient acceleration case
4.2) シンクロトロンSNRから熱放射を検出
ガンマ線の起源
シンクロトロン放射のみで光るSNRs： RX J1713.7‐3946, Vela Jr., HESS J1731‐347
RX J1713.7‐3946
Vela Jr.
HESS J1731‐347
宮園さん（宮崎大）修士論文
Recent detection of thermal lines with XMM (S. Katsuda)
SXS 50 ks simulation
Bamba et al. (2012)
CR‐hydro model (Lee et al. 2012)
比較
 Ejecta ? ISM ? IC‐dominated case
Other Topics
• 無衝突衝撃波による電子とイオンの温度非平衡。
• 絶対組成比(X/H)の測定。
• パルサー星雲およびマグネターを内包するSNR
のイジェクタを解析し、親星に迫る。
• SXI の広視野・低バックグラウンドを活かしたマッ
ピング観測。
• HXI による硬Ｘ線観測。
まとめ
• ASTRO‐H SXS が拓く、超新星残骸のＸ線精密分光観測を、
観測シミュレーションを交え紹介した。具体的テーマとし
ては、
–
–
–
–
–
–
Ia 型超新星の起源（SD vs. DD, progenitor）
爆発破片の分布から迫る SN 爆発機構
高温プラズマの診断
新しい放射過程
宇宙線の加速効率
熱放射の探査とガンマ線の起源
など多岐に渡る重要課題に正面から取り組める。
• SXS と相補的な他観測装置(SXI, HXI, SGD)も駆使するこ
とで、より大きな成果を出せるものと期待できる。

Download Report