XMM-Newton衛星による SS433のX線観測 物理学科 河合研究室 4年 01-08520 久保田 香織 XMM-Newton衛星によるSS433の観測 連星ジェット天体 SS433 本研究の目的 X線観測でわかっていること 観測装置 (XMM-Newton EPIC-pn) 現在の進行状況 今後の課題 連星ジェット天体 SS433 青方偏移 地球からの距離 歳差周期 164日 ジェット 速度 0.26c SS433 降着円盤 わし座 4.85 kpc ほぼ銀河面上 コンパクト天体 SS433 伴星 1012 cm ジェット 最大の謎！ http://www.iafe.uba.ar/astronomia/pagina.html 連星周期 超新星残骸 W50 13日 ジェットの生成メカニズム 赤方偏移 http://www.astro.virginia.edu/images/astronomy/ss433.jpg http://www2u.biglobe.ne.jp/~hagime/spase/bl/ss433/ss433.html 本研究の目標 目標 VLA（電波） SS433のジェットの根元付近の様子を見る！ X線の出ているあたり 1012cm X線のスペクトルが有用 そのために… 1017cm 鉄の光電吸収エッジ（7keV付近）を利用 SS433では初の試み！ X線観測でわかっていること Ginga衛星による観測から He-Fe Kα line 連続成分はkT = 15～30keVの熱的制動放 射モデルでよく合う (Yuan et al. 1995) 赤方偏移 青方偏移 ASCA衛星による観測から ジェットは強く電離したFe,Si,Sなどを含む ( Kotani et al. 1994) ( Kotani et al. 1994 ) 観測装置: XMM-Newton EPIC-pn XMM-Newton衛星 有効面積大 高感度 EPIC (European Photon Imaging Camera) MOS CCD camera × 2 pn CCD camera × 1 EPIC-pnの特徴 XMM-Newton 目的のエネルギー域に高感度 User’s guide book より （7keV以上） 今回使用したデータ ( W.Brinkmann氏の提案による観測データ） 2003年10月25日 約63° 傾き角最大の時 2003年10月19日 輝線同士が最も離れる 結果：2003年10月19日 5.4 keV の熱的制動放射 χ2/d.o.f = 1725/740 + 輝線 Feの光電吸収エッジの物理量 + Feの光電吸収エッジ NFe = 3.04±0.02 ×1019(cm-2) χ2/d.o.f = 855/740 Eedge = 7.93+0.02 -0.01 (keV) 5.0 6.0 7.0 8.0 10 9.0 ＊ エラーは統計誤差のみ 5.0 6.0 7.0 8.0 9.0 10 考察：吸収があるとは 光電吸収 光電吸収エッジのエネルギー：7.9keV プラズマの組成：Fe+18 解釈例：熱的なプラズマの場合 モデル：光学的に薄い熱的なプラズマが半 径rの球状に一様に分布している Fe+18 プラズマの温度 kT : 0.8keV 吸収の柱密度 NH : 8.5×1023 cm-2 観測されたFlux fobs :1.4 × 10-10 erg cm-2 s-1 半径 r ＜ 4.4 × 1011 cm SS433の系のサイズの 推定値より1桁小さい 今後の課題 より精密なスペクトルモデルで検証 結果を解釈するジオメトリモデルの考案 系の物理量を求める （プラズマの量、ジェットの長さ） 蝕のデータも利用 さらに多くの系の物理量の決定 （伴星の大きさ、SS433の質量） 解釈例：光電離している場合 モデル：プラズマがジェットからのX線で光 電離している Fe ⅨⅩ 電離パラメータ ξ = 158 吸収の柱密度 NH : 8.5×1023 cm-2 SS433からのFlux forg : 5.0×10-10 erg cm-2 s-1 半径 r = 1.0 × 1012 cm SS433の系のサイズ の推定値と一致 ジェット天体の例 http://images.astronet.ru/pubd/2002/08/06/0001178808/ss433-2.gif 活動銀河中心核 3C273 GRO J1655 – 40 Sco X – 1 （超重量ブラックホール） （ブッラクホール） v > 0.9c v > 0.9c （中性子星） v ～0.3c SS433 可視光域でのスペクトル ( G.R.Gies et al. 2002) ( 2.7m Harlan J. Smith Telescope によって撮られたもの ) SS433の電波観測 VLA（電波） 1012cm 1017cm ( VLAによって撮影されたもの ) 164日の歳差 ( Margon et al. 1980 ) XMM-Newton衛星の検出器 European Photon Imaging Camera X線のイメージ、スペクトル、スペクトル、フォトメト リーを得られる。 pn CCD Metal Oxide Semi-conductor CCD Reflection Grating Spectrometer 低エネルギー側のX線のスペクトル、フォトメトリー が得られる。エネルギー分解能がとてもよい。 Optical Monitor 可視光と紫外線のイメージとスペクトルが得られる。 XMM-Newton衛星の特徴 3種類の検出器で同時観測できる 高感度 総有効面積 4650cm2 at 1.5keV 角度分解能が良い point-spread function 6″(FWHM) 高いエネルギー分解能 E/ΔE EPIC : 20-50 RGS : 200-800 可視光、UVと同時観測できる 考察（１）：熱的な場合 補足 熱によって発生する光量 Lth ＜観測された光量 Lobs Lth = Λ(T) × n2 × r3 ≒ Λ(T) × (HN)2 × r Lobs = 4πD2 fobs （赤字が今回の観測から得られる物理量） 考察（２）：光電離している場合 補足 過去の数値計算の結果から エッジのエネルギー Eedge →電離パラメータ ξ ξ = Lorg / n r2 ≒ Lorg / NH r Lorg = 4πD2 forg （赤字は今回の観測から得られる物理量）
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