スライド 1

史上初めて観測された新星爆発点火の瞬間
「MAXI J0158-744」
森井幹雄理研MAXIチーム
冨田洋, 木村公, 諏訪文俊, 根来均, 芹野素子, J. A. Kennea, K. L. Page,
P. A. Curran, F. M. Walter, N. P. M. Kuin, T. Pritchard, 中平聡志, 廣井和雄,
薄井竜一, 河合誠之, J. P. Osborne, 三原建弘, D. N. Burrows, N. Gehrels,
小浜光洋, 松岡勝, 中島基樹, P. W. A. Roming, 杉森航介,
杉崎睦, 坪井陽子, 常深博, 上田佳宏, 上野史郎, 吉田篤正, ほかMAXIチーム
2013.08.29 (木) 15:00 - @ RIBF #203, RIKEN
目次
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Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI)
MAXI J0158-744 の発見
MAXI, Swift, 可視光観測のまとめ
MAXIで観測したX線閃光
X線閃光: 衝撃波加熱モデル
X線閃光: 新星爆発の点火モデル“fireball phase”
まとめ
MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image)
Direction
Kibo
Exposed Facillity
MAXI
国際宇宙ステーション（ＩＳＳ）




天球
２方向に細長い視野を持つ。
約９０分に一回、全天をスキャンする。
X線突発天体の検出
X線変動天体の長期モニター観測
1.5deg (FWHM)
検出器
GSC (X-ray Gas Camera)
SSC (X-ray CCD Camera)
Detector
Gas(Xe) prop. counter x12
CCD 16 chips x 2 camera
Energy range (Q.E.>10%)
2－30 keV
0.5－12 keV
Energy resolution (FWHM)
15.7%(at 8.0keV)
2.5%(150eV) (at 5.9keV)
Point Spread Function
1.5 degree
1.5 degree
Sensitivity (1 scan)
20 mCrab
50 mCrab
collimator
SSC
proportional counter
slit
4
MAXI J0158-744の発見
• MAXI GSC 全天イメージ
• 90分毎
• 銀河座標
• 2011-11-11 05:05:59 (UT)
• XRF 111111A (Kimura+, Morii+)
• 軟X線突発天体 ( < 5 keV)
MAXI discovery and Swift Follow-ups
MAXI-GSC
Swift follow-up
Image of Swift-XRT
T = 0.54 days
Image of Swift-UVOT
T = 0 sec
MAXI-SSC
T = 200 sec
X-ray (0.3 – 5 keV)
MAXI-SSC
T = 1300 sec
T = 0.54 days
U band (350 nm)
MAXI J0158-744
• 軟X線突発天体 (ほとんど5 keV以下).
 似たような現象は無い。
短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。
（GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray
transient）.
 唯一、Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測されてい
ない。
• 小マゼラン星雲(SMC)の近傍
• 伴星:
 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致 (B1/2 IIIe )。
 Radial Velocity もSMCと一致(Li et al. 2012)。
• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :
– 黒体放射 (半径 = 104  102 km, 温度 = 60  110 eV)
– 新星爆発後に観測される軟X線放射とよく似ている。
– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)
– 白色矮星とBe星との連星系で発生した新星爆発。
突発天体（Transient)
• X線バースト（数10秒間）
– 連星系(Neutron Star + 星)
• ガンマ線バースト（数秒～数1000秒間）
– 重力崩壊型Supernovaから出たJet
– 連星系(Neutron Star + Neutron Star) の合体から出たJet
• マグネター（約0.1秒～数1000秒間）
– 磁場の強いNeutron Star 、磁気リコネクション。
• Super-giant Fast X-ray transient （数時間）
– 連星系(Neutron Star + 超巨星 with Stellar Wind )
• 星のフレア（数時間～数日）
– 磁気圏の活動、Cool Star (F, G, K, M)
ハードなＸ線、ガンマ線放射（数keV 以上）
唯一の例：短時間の軟Ｘ線突発天体
• Supernova Shock Breakout
– Supernova の衝撃波が星の外層を吹き飛ばす瞬間の放射
Soderberg+2008
MAXI J0158-744
• 軟X線突発天体 (ほとんど5 keV以下).
 似たような現象は無い。
短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。
（GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray
transient）.
 唯一、Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測されてい
ない。
• 小マゼラン星雲(SMC)の近傍
• 伴星:
 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致 (B1/2 IIIe )。
 Radial Velocity もSMCと一致(Li et al. 2012)。
• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :
– 黒体放射 (半径 = 104  102 km, 温度 = 60  110 eV)
– 新星爆発後に観測される軟X線放射とよく似ている。
– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)
– 白色矮星とBe星との連星系で発生した新星爆発。
伴星
H-R diagram
Luminosity
Spectral energy density
Temperature
小マゼラン星雲内のBe星(B1/2 IIIe )(距離:60 kpc)
MAXI J0158-744
• 軟X線突発天体 (ほとんど5 keV以下).
 似たような現象は無い。
短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。
（GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray
transient）.
 唯一、Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測されてい
ない。
• 小マゼラン星雲(SMC)の近傍
• 伴星:
 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致 (B1/2 IIIe )。
 Radial Velocity もSMCと一致(Li et al. 2012)。
• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :
– 黒体放射 (半径 = 104  102 km, 温度 = 60  110 eV)
– 新星爆発後に観測される軟X線放射とよく似ている。
– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)
– 白色矮星とBe星との連星系で発生した新星爆発。
新星爆発
Hachisu &
Kato (2006)
Image of white dwarf binary system
Credit: David A. Hardy
白色矮星と星の連星系
白色矮星表面への質量降着
降着したガスの温度と圧力が臨界点に達
すると、突然核爆発が起こる。（新星爆発）
伴星は通常、主系列星や赤色巨星
可視光の増光( > 6 mag)
 Luminosity ~ Eddington Limit (1038 erg/s)
白色矮星の最大質量 Chandrasekhar limit
(1.4 M_sun)
このlimit に達すると Type Ia SN が起こる。
UV
Hard X-ray
Optical
Soft X-ray
Optical
UV
Hard X-ray
新星爆発
Hachisu &
Kato (2006)
Soft X-ray
MAXI J0158-744
• 軟X線突発天体 (ほとんど5 keV以下).
 似たような現象は無い。
短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。
（GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-ray
transient）.
 唯一、Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測されてい
ない。
• 小マゼラン星雲(SMC)の近傍
• 伴星:
 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致 (B1/2 IIIe )。
 Radial Velocity もSMCと一致(Li et al. 2012)。
• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :
– 黒体放射 (半径 = 104  102 km, 温度 = 60  110 eV)
– 新星爆発後に観測される軟X線放射とよく似ている。
– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)
– 白色矮星とBe星との連星系で発生した新星爆発。
Super-soft Source (SSS) phase:
極めて早い(0.5 日後には既に始まっていた。)
極めて短い（約 1か月）
収縮する光球放射
Hachisu & Kato 2010
kT (keV) R (km)
SSS phase: 10 – 300 days
1E4
1E3
1E2
0.15
0.1
0.05
1
10 102 103
days
10
100
Days since trigger time
SSS phase 終了時の黒体放射領域の
半径は約100 km << 約5000 km
Days after outburst
SSS phaseのTurn-on, Turn-off は
白色矮星の質量による
days
10000
Turn-off
1000
Turn-on
100
Hachisu & Kato (2006)
10
今回turn-onもturn-offもと
ても早いということは
White dwarf Mass
1
チャンドラセカール質量限界
(1.4 Mo)に近いか超えているかも
MAXI J0158-744
白色矮星とBe星の連星系
常識では考えられない連星系。 (107 yr << 1010 yr )
Raguzova (2001)
白色矮星とBe星の連星系の
候補は、これまでに２例報告
されている (SSS in LMC, SMC)
(Kahabka+2006, Sturm+2012)
白色矮星とBe星の連星系で起こった初めての新星爆発
MAXIが検出したX線閃光
Days
0.1 1
10 100
MAXI / SSC
 X線閃光の継続時間
1300 s <ΔT< 1.1 x 104 s
 極めて明るい。
1040 erg / s
100 倍Eddington
104 倍 (RS Ophiuchi)
 軟X線 ( < 5 keV )
 輝線検出 !
• He-like Neon
• Prob = 0.4 %
• 重い O-Ne 白色矮星
MAXI 3 スキャンのスペクトル
黒体放射(0.3 – 0.4 keV) または、熱制動放射( ~ 1 keV)
X線閃光の放射機構（１）
ショック加熱モデル
Image of white dwarf binary system
• 輝線が観測されたので、光学的
に薄いプラズマからの放射と考
えるのが妥当。
• しかし、Emission Measure = 1063
cm-3 が大き過ぎる。
• 90分以内に1013 cm のサイズに
放射領域が拡がらないといけな
い。
• 光速の10%程度。Nova の衝撃
波の速度としては速すぎる。
• 光速の10%の衝撃波で加熱した
場合、硬X線放射となるはず(kT
~ 1 MeV）。
• したがって、通常のショック加熱
モデルでは説明できない。
Credit: David A. Hardy
X線閃光の放射機構（２）
Nova 点火の瞬間(Thermonuclear Runway)
• 新星爆発が始まる最初の1000秒程度、軟X線（0.1 keV以下）突発天体と
して検出される可能性が指摘されていた”Fireball phase” Krautter (2008)
~ 10 Eddington
Starrfield + 2008
現代の天文学シリーズ「恒星」（蜂巣）
1.35 太陽質量の場合の理論計算。
MAXI J0158-744 のX線閃光は、0.3 – 0.4 keV, 100 倍のEddington
光度に達した。 Chandrasekhar 限界を超えているからか？
新星爆発の瞬間を、世界で初めて捉えた。
• 白色矮星の質量が
Chandrasekhar 限界に近づくと、
半径はゼロに近づく。 (温度ゼ
ロの極限).
• 質量: 大  半径: 小  重力ポ
テンシャル: 大 ガス圧: 大 
少ない堆積物で点火
• 堆積物が少ない 核燃焼で発
生した熱エネルギーが容易に
外層に逃げ出す 100倍の
Eddington 光度。
半径
重い白色矮星上での新星爆発
1.44 Solar mass
Nauenberg 72
質量
Fireball phase の場合の問題点
質量放出率：
を計算する。
燃料の反応率:
連続の式:
Photosphere の半径:
km
Super-Eddington 光度であるにもか
かわらず、質量放出率が小さい。
Super-Eddington Luminosity
• 対流
– Novaの点火は、堆積した燃料の下層で起こる。
– 堆積した燃料全体が瞬時に温められて膨張す
ることはなく、まず、対流が起こってエネルギー
が外層に運ばれる。
– 対流のエネルギー輸送効率は非常に高いので、
質量放出量が少ない状態で、Super-Eddington
光度を出すことが可能。
– 10倍のEddington 光度までは、予言されている
が、100倍のEddington 光度が可能かどうかは
不明。
– 重い白色矮星（ near or super-Chandrasekhar
Mass ) における対流のsimulation が必要。
Super-Eddington Luminosity
• Photon bubble ?
– Begelman (2001) によると、磁気圧がガス圧を超
えると、photon bubble effect により、少ない質量
放出の条件で、super-Eddington光度の放射が可
能。
– 新星爆発の点火ガス圧：
– １００倍のEddington 光度を出すのに必要な磁場
強度は、
– 磁場が強い、super-Chandrasekhar Mass 白色矮
星 (2.3−2.6M_sun)の存在が予言されている (Das
& Mukhopadhyay 2012)。
MAXI J0158-744の発見が与える影響
• 輻射輸送の問題
– 100倍のEddington 光度を出す放射機構。
• He-like Ne 輝線の問題
– P-cygni Profile の可能性（大谷, 森井 & 茂山; ９月の天文学会で講演
あり)
– Ne の供給源: O-Ne-Mg 白色矮星表面 or 元素合成
– 新星爆発瞬間の核反応（pp chain, CNO cycle, その他)。
• 白色矮星と Be 星の連星系で発生した初めての新星爆発。
– 常識では考えられない連星系。 (107 yr << 1010 yr )
– 連星進化の問題。
• 重い白色矮星（Chandrasekhar 限界を超えているかもしれない。）
– 強磁場白色矮星の可能性(B~5 x 1011 G)。
– マグネター候補の白色矮星モデル (B ~ 1010 G, Malheiro+2011)
– 宇宙論への影響（ダークエネルギーの議論）？
• 軟Ｘ線突発天体の探索。
– WF-MAXI などの突発天体探索プロジェクトの重要性。
まとめ：MAXI J0158-744
Morii et al. 2013
 軟X線突発天体（5 keV以下)
ApJ submitted
 似たような現象は無い。
 おそらく、新星爆発.
 MAXIが検出したX線閃光は極めて明るい (~ 1040 erg / s).
 ９０分以内に増光。継続時間は、 1300 s < Δ T < 1.1 x 104 s.
 特異な連星系: 白色矮星と Be星
 連星進化の理論に影響を与える。
 Be星: 星風  質量降着  新星爆発
 輝線を検出(He-like neon).
 Nova の放出物, 重いO-Ne白色矮星。
 SSS phaseが早く始まり(0.5 day 以内）、早く終了した（約１か月）。
(Hachisu & Kato 2010):
 白色矮星の質量はChandrasekhar限界に近い。（超えている？）
まとめ：MAXI J0158-744
 MAXIが検出したX線閃光の放射機構
 Ne line が検出されたので、衝撃波加熱による光学的に薄いプラズマからの
放射が妥当と考えらえれる。
 しかし、衝撃波の速度が、光速の10％に達し、新星爆発にしては大きすぎる。
 光速の10%であれば、温度は ~1MeV程度になり、観測された、軟X線放射に
矛盾する。
 衝撃波加熱モデルでは説明できない。
 新星爆発の瞬間(Thermonuclear Runaway) を検出したと考える。
 (1.35 太陽質量の場合）初めの100秒間程度に、0.1 keV 程度の温
度で、約１０倍のEddington光度が期待される。
 MAXI J0158-744 のX線閃光は、0.3 – 0.4 keV, 100 倍のEddington 光
度に達した。
 重い白色矮星（2 太陽質量くらいなど）上での新星爆発の計算が必
要だろう。強磁場も必要かもしれない。
 天文学への影響が大きい。
END
白色矮星
•
•
•
•
典型的な質量 ~ 0.6 M_sun
典型的な半径 ~ 10^3 – 10^4 km
典型的な温度~ 4 x 10^3 – 10^5 K
内部組成
– M < 0.46 M_sun : He
– 0.46 M_sun < M < 1.07 M_sun : C-O
– 1.07 M_sun < M : O-Ne-Mg
• Thermonuclear Runaway のときには、水素燃焼
が起こる（Proton-proton chain と CNO cycle ）。
Super-Chandrasekhar mass WD
• Very bright SNe Ia (2.4 – 2.8 M_sun)が観測さ
れている。
– Hicken+2007, Taubenberger+2011,
Yamanaka+2009, etc…
• 差動回転により、2.4-2.8 M_sun が可能。
– Yoon & Langer 2004, Hachisu+2012
• 磁場により、 2.3−2.6M_sun が可能。
– Das & Mukhopadhyay 2012
SGRs & AXPs の白色矮星モデル
Malheiro, Rueda & Ruffini (2012)
MAXI/SSC (+1296s)スペクトル解析
Light curve
Introduction
Evolution of Stars
< 0.08 Solar Mass
Brown Dwarf
~ Solar Mass
8 Solar Mass < M
< 20 Solar Mass
Red Giant
Supernova
explosion
Red Giant
Neutron
Star
Planetary
Nebula
White
Dwarf
> 20 Solar Mass
Black Hole
Birth
Supernova
explosion
107 yr
1010 yr
Magazine: Newton
Introduction
Evolution of Stars in HR diagram
post-AGB
Planetary
Nebula
Bright
Asymptotic Giant Branch
Luminosity
Horizontal Branch
Red Giant Branch
Sun
White Dwarf
Dark
High
Temperature
Low
Introduction
Evolution of Stars in HR diagram
Super Giant
Supernova
Bright
Luminosity
Neutron Star / Black Hole
Dark
High
Temperature
Low
Introduction
Compact Objects
• 白色矮星 (White Dwarf)
– 電子の縮退圧で支えられた天体
– 半径：約 5000 km
– 最大質量: Chandrasekhar limit: 1.44 太陽質量
– 密度：約 106 g cm-3
• 中性子星 (Neutron Star)
太陽の場合：
抗力：核融合による熱の圧力
– 中性子の縮退圧で支えられた天体
半径：7 x 105 km
– 半径：約 10 km
質量： 2 x 10 33 g
– 最大質量：約 3 太陽質量
平均密度：約 1 g cm-3 (~ 水)
– 密度：約 1014 – 1015 g cm-3
• ブラックホール(Black Hole)
– 中性子星より重く、縮退圧で支えきれずに重力崩壊した天体。
– 半径： Schwarzschild 半径 (光でも脱出できない領域）
脱出速度 = 光速
で求められる半径と同じ。
Introduction
ブラックホール、中性子星
• 孤立した天体は暗くて見えない。
• 相棒の星（伴星：パートナー）が存在すると、明
るく光ることができる。
ジェット
降着円盤
伴星
伴星から放出され
た物質が、降り積
もる量によって、明
るさが変化する。
Ｘ線を強く
放射する。
Introduction
Eddington Luminosity
質量降着のエネルギーを解放して輝く天体は、
Eddington 光度以上に明るくはならない。
完全電離プラズマ：電子と陽子は電磁気力で結びついている。
電子１個に働く光圧 = 陽子１個に働く重力
L
M
r
Introduction
Chandrasekhar Limit
白色矮星(電子の縮退圧で支えられた星）の最大質量
N 個のFermions が半径 R の星の中にある状況を考える。
安定性の議論より、平衡状態になり得るFermions の最大数は、
(Fermi Energy) - (Gravitational Energy) = 0
で求められる。
より厳密には、

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