観測提案準備の手引き - High Energy Astrophysics

観測提案準備の手引き
松下恭子（東京理科大学）
粟木久光（愛媛大学）
根来均（日本大学）
目次
よいプロポーザルとは
 Proposal, 特にCover page の書き方
 Feasibility Study
 XRSを活用するとは

どのような物理的パラメーターが測定できるか
 Simulation されたスペクトルの例

よいプロポーザルとは
科学的目標の重要性、独創性
 どのような結果がでれば、何がわかるかが明確



解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか
適当な観測時間(普通は≦100ks)で実現可能
Feasibility study がきちんと行われていること
 かなり明るくないと厳しい
 XRSの視野、観測時期の制限に注意


Astro-E2を活用する観測

特に今回は、XRSでなければできないこと
Cover Page の書き方

検出器のモード
 XIS
~10 cts/XIS以下の場合 defaultでよい
それより明るい場合は、 pile up や telemetry
saturation を考えてmode/optionを選択
 XRS ~20 cts/XRS以下の場合 default でよい
それより明るい場合は、適切なfilterを選択

観測対象の座標も間違えないように
Feasibility Study


PIMMS and WebPIMMS
count rate の計算
XSPEC and WebSPEC
spectrumのsimulation

xrssim
spectrum, imageなども含んだ full simulation

Viewing
観測可能期間を調べることができる
(衛星の太陽電池パネルと太陽の角度に制限)
同時観測など観測日等に制限がかかるものは注意

MAKI
画像上で検出器の視野を決められる
観測可能な衛星のロール角を調べることができる
WebPIMMS


http://heasarc.gsf
c.nasa.gov/Tools/
w3pimms.html
Flux, model, 衛星
名を入力 ⇒ 各検
出器の予想count
rateを計算
WebPIMMS


http://heasarc.gsf
c.nasa.gov/Tools/
w3pimms.html
Flux, model, 衛星
名を入力 ⇒ 各検
出器の予想count
rateを計算
WebSPEC



http://heasarc.gsfc.na
sa.gov/webspec/web
spec.html
検出器、flux, modelを
選択⇒model
parameter の設定
⇒spectrumをsimulate
Simulateしたスペクト
ル、レスポンスなどをダ
ウンロード可能
WebSPEC



http://heasarc.gsfc.na
sa.gov/webspec/web
spec.html
検出器、flux, modelを
選択⇒model
parameter の設定
⇒spectrumをsimulate
Simulateしたスペクト
ル、レスポンスなどをダ
ウンロード可能
XSPEC
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xanadu/x
spec/index.html
 X線のスペクトルの解析ツール
 スペクトルのシミュレーションができる
 WebSPECでシミュレートしたスペクトル、レス
ポンスなどをダウンロードしてXSPECで解析す
ることも可能

xrssim
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/astroe/pr
op_tools/xrssim/xrssim_usage.html
 Spectrum, imageなどを含んだfull simulation
 検出する各X線光子について、検出した位置、
検出したエネルギーなどをシミュレートしてリス
ト化
 現実のデータと全く同じように解析できる
 広がった天体の場合は、xrssimを使用するの
が望ましいことが多い

広がった天体の場合

XRSの視野より大きな範囲であまりスペクトル
や強度変化がない場合


XRSの視野に入るfluxからWebSPEC, XSPECな
どでsimulate すればよい。
XRSの視野より小さい範囲でスペクトル、強度
が大きく変化する場合

特にその変化の様子を詳しく調べたい場合は、
xrssimを用いてきちんとsimulation すべき
xrssim の使い方
1.
2.
3.
4.
XSPECを用いてスペクトルのモデルを作成
作成したスペクトルモデル、広がった天体なら
ば、chandraの画像なども入力して、mkphlist
を走らせ、photon listを作成
作成したphoton listを用いてxrssimを走らせ
るとsimulateしたevent file ができる。
このevent fileは実データと同じように、
xselect, xspec などを用いて解析できる。
Viewing

http://heasarc.
gsfc.nasa.gov/
Tools/Viewing.
html

他の望遠鏡と
の同時観測な
ど観測日が限
られる場合に
注意
MAKI
宇宙研Astro-E2
web pageより
link 予定
既存の画像(Chandra
など)にXRS/XISの視野
を重ねて描ける
ロール角を決めるのに
便利
Chandra image
XRSの視野
ロール角をここで指定
よいプロポーザルとは
科学的目標の重要性、独創性
 どのような結果がでれば、何がわかるかが明確



解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか
適当な観測時間(普通は≦100ks)で実現可能
Feasibility study がきちんと行われていること
 かなり明るくないと厳しい
 XRSの視野、観測時期の制限に注意


Astro-E2を活用する観測

特に今回は、XRSでなければできないこと
XRSを活用するとは
どのような物理的パラメーターが測定できるか
シミュレーションしたスペクトル
 プラズマ診断

輝線（H-like, He-like ionなどから）の強度比
 プラズマ温度、密度、電離状態、光電離度、共鳴散乱、
重元素の組成比
（参考書「X-ray Spectroscopy in Astrophysics」, ed.
Paradijs and Bleeker, Springer)
 広がったプラズマのスペクトルの例

速度場測定


銀河団の場合と、超新星残骸の場合
点源（活動銀河核やX線星など）の場合の例
XRSの特徴

利点

高エネルギーでのエネルギー分解能と大きな有効
面積
 Mg,


Si, S, Fe などの輝線の診断に威力
広がった天体の分光
欠点
位置分解能は、Chandra, XMMにはるかに劣る
 点源、またはコンパクトな天体のエネルギーが低い
領域はRGSに劣る

エネルギー分解能(eV)の比較
Energy (keV)
有効面積の比較
高温プラズマからのX線放射
観測データ
（CCD)

連続成分



輝線（高電離したイオンから）

モデル
制動放射
自由ー束縛放射
束縛ー束縛放射
自由な電子
エネルギー準位１
自由ー束縛放射
銀河団からのX線スペクトル
エネルギー準位２
エネルギー（keV）
束縛ー束縛放射
⇒温度、密度、重元素の組成
プラズマ診断
電離平衡な薄いプラズマの酸素の輝線強度の温度依存性


輝線の強度は、
温度、（密度）、電
離度、共鳴散乱、
重元素の組成比
などに依存
輝線の強度比な
どから、温度分布
などの物理的パ
ラメーターに制限
エネルギー準位 n=2→１
エネルギー準位 n=３→１
プラズマ診断
Ceｎtaurus Cluster
He-like Fe-K
XRSのシミュレーション
図提供：古庄多恵（JAXA）
He like ionの輝線からの診断
He like ion のエネルギー準位
resonance
w (E1)
forbidden
intercombination
Z(M1)
yx
(E1)(M2)
Li like Fe
Porquet and Dubau 2000, A&AS, 143, 495
図提供：古庄多恵（JAXA）
プラズマ診断（温度）
電離平衡なプラズマでの輝線強度比の温度依存性
w
Z
yx
図提供：古庄多恵（JAXA）
G ratio=(z+(x+y))/w
Lyα/R=H-like Lyα/ He like Ly α
X-ray spectroscopy in Astrophysics, Paradijs, Bleeker, Springer
プラズマ診断（電離状態）
衝撃波などでプラズマが過熱された場合、電離平衡に達するには時間がかかる。
τ ＝ ne×ｔ
logτ=10.0-電離非平衡
XRSで観測すると
logτ=13.0 ほぼ電離平衡
プラズマ診断（密度）

R ratio= z/(x+y)

Electron density に依存
w
Resonance
Forbidden Intercombination
Z
yx
図提供：古庄多恵（JAXA）
X-ray spectroscopy in Astrophysics, Paradijs, Bleeker,
Springer
プラズマ診断（光電離度）
G ratio=(z+(x+y))/w
w
Z
yx
光電離
図提供：古庄多恵（JAXA）
G ratio=(z+(x+y))/w
Porquet and Debau, 2000, A&AS, 143, 495
プラズマ診断（共鳴散乱）
resonance lines ─ 共鳴散乱を受ける
 共鳴散乱とは

輝線と同じエネルギーの光子を吸収、再放出
＝散乱
 プラズマ内の速度分布に依存
⇒乱流状態がわかる


resonance line/forbidden lineの比、resonance
line同士でも共鳴散乱を受けやすい輝線と受け
にくい輝線の比(例えばKβ/Kα)
Perseus clusterの共鳴散乱


乱流がなければ、銀河団中心で共鳴散乱が起きるはず。
XMMのCCDでは、共鳴散乱の効果は観測されなかった
（Churazov et al. 2004） ⇒ 激しい乱流が起きている？
He-like Fe Kα
H-like Kα
乱流なし
Churazov et al. (2004),
MNRAS, 347,29
Ni Kα＋Fe Kβ
激しい乱流
Ni Kαの寄与は間違いないか？
＋Kβから求めたZFe/Kαから求めたZFe
プラズマ診断（重元素の組成比）




プラズマの温度
（プラズマ密度）
プラズマの電離状態
共鳴散乱
⇒ 重元素の組成比
広がった天体のポイント
6 eVのスペクトル分解能
 高エネルギーでの大きな有効面積
 大きく広がった天体は、回折格子では無理

半径１‘以内１００ｋｓのXRS
のシミュレーション
XRSのスペクトルの例(A2199)

2.9×10-11 erg/cm2/s, 3.7 keV, Z～0.6 solar, 100ks
図提供：田村隆幸（JAXA)
銀河群中心の楕円銀河のスペクトル（Mg）
H-like Kα
CCD
He-like Kα
NGC 4636 200ks
Cold Front (A3667)
On going merger?
 Shock ではなく cold front
 1400km/sで移動？
（Vikhlinin et al.
2001,ApJ,551,160)

輝度
温度
銀河団ガスの速度場診断
A3667
• Cold front
•1400km/sの速度？
図提供：古庄多恵（JAXA)
Fe-Kのスペクトル
2つの領域の速度差が
700km/sとする
XRSの視野
銀河団ガスの速度場診断
A2256
1st peak 4.7×10-13
6.2keV 18000km/s
50ks
2ndpeak
4.8keV 16000km/s
100ks

erg/s/arcmin-2
3.4×10-13
Fe-Kのスペクトル
図提供：山崎典子
（JAXA）)
点源の観測のポイント
Fe (もしくは他の重元素) のK殻の輝線や吸
収線で初めて分かるサイエンス

Chandra, XMM-Newton と比べ、XRS は、
 エネルギー分解能が
2-3 keV 以上で優れている
 有効面積が大きい（短時間変動が追える）
PV観測の提案からのヒント
(% は Star+Binary+AGN の約 60 の観測提案に占める割合)



He-like Fe Triplet Line (Te, Ti, r, …) (Star, WD, …, ~15 %)
Plasma Diagnostic (-> Z, T, x, …) (Sy2, Pulsar.., ~ 8 %)
Fe Line (v, T, g, .. ; origin/location of emitter/reflector,
wind..)





Fe Absorption (-> NH, v, T, x, …; outflow.. )




Disk Line (BHC, AGN, ~27 %)
Kepler motion of gas, orbital motion of a star, gas motion.. (All,
~32%)
Thermal Broadening (All)
Compton Shoulder (Binary, AGN)
P-Cygni Profile (Binary, AGN)
(single) Absorption Line (Binary, AGN, ~ 10 %)
Warm absorber, UTA (Unresolved Transition Array) (AGN, Binary)
Time Variable (~ 5 %)
よいプロポーザルとは
科学的目標の重要性、独創性
 どのような結果がでれば、何がわかるかが明確



解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか
適当な観測時間(普通は≦100ks)で実現可能
Feasibility study がきちんと行われていること
 かなり明るくないと厳しい
 XRSの視野、観測時期の制限に注意


Astro-E2を活用する観測

特に今回は、XRSでなければできないこと
点源の観測のポイント
Fe (もしくは他の重元素) のK殻の輝線や吸
収線で初めて分かるサイエンス

Chandra, XMM-Newton と比べ、XRS は、
 エネルギー分解能が
2-3 keV 以上で優れている
 有効面積が大きい（短時間変動が追える）
PV観測の提案からのヒント
(% は Star+Binary+AGN の約 60 の観測提案に占める割合)



He-like Fe Triplet Line (Te, Ti, r, …) (Star, WD, …, ~15 %)
Plasma Diagnostic (-> Z, T, x, …) (Sy2, Pulsar.., ~ 8 %)
Fe Line (v, T, g, .. ; origin/location of emitter/reflector,
wind..)





Fe Absorption (-> NH, v, T, x, …; outflow.. )




Disk Line (BHC, AGN, ~27 %)
Kepler motion of gas, orbital motion of a star, gas motion.. (All,
~32%)
Thermal Broadening (All)
Compton Shoulder (Binary, AGN)
P-Cygni Profile (Binary, AGN)
(single) Absorption Line (Binary, AGN, ~ 10 %)
Warm absorber, UTA (Unresolved Transition Array) (AGN, Binary)
Time Variable (~ 5 %)
He-like Fe Triplet Line
T Tarui Star: V773 Tau
~3 ks (フレアピーク時 )
図提供: 山内茂雄（岩手大学）
Magnetic CVs: EX Hya
80 ks
図提供: 石田学（東京都立大学）
Line:
起源ごとに分解
ASCA: Ebisawa et al. ‘96
BHC: Cyg X-1
25 ks, 300mm Be Filter
図提供: 海老沢研
（INTEGRAL Science Data Center）
Fe I (dEc ~ 2 eV)
From the companion star
それぞれ
Ka1, Ka2 成分を表示
Fe XVII, XVIII
From the accretion disk
(Diskline:rin = 5 x 104 rs,
rout = 2 x 105 rs)
Line: Compton Shoulder
E1 =
E0
1+ (E0/mec2)(1-cosq)
Compton Shoulder
反射物質の柱密度に依存
Sy2: Circinus Galaxy
100 ks
図提供: 粟木久光（愛媛大学）
Absorption: P-Cygni Profile /
Absorption Line
NS: Cir X-1
20 ks
図提供: 堂谷忠靖（JAXA）
Jet Source : GRS 1915+105
10 ks (dNH ~ 8 %)
図提供: 上田佳宏（JAXA）
よいプロポーザルとは
科学的目標の重要性、独創性
 どのような結果がでれば、何がわかるかが明確



解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか
適当な観測時間(普通は≦100ks)で実現可能
Feasibility study がきちんと行われていること
 かなり明るくないと厳しい
 XRSの視野、観測時期の制限に注意


Astro-E2を活用する観測

特に今回は、XRSでなければできないこと

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