3.

「すざく」衛星による地球外圏からの
電荷交換X線放射の系統探査
石川久美
2013年6月19日
本日のお話
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 考察
5. まとめ
1. Introduction
宇宙からのX線放射
1960年代 : 本格的なX線宇宙観測スタート
強重力・磁場、超高温 :
普通じゃない環境からX線発生
M87
Crab
AWM7
ブラックホール、中性子星、
超新星残骸、銀河団、などから発見
しかし !
X線 (Lisse+96)
1996年 : 冷たいガスから熱い発見
百武彗星からX線 (独 ROSAT衛星)
→ 高温ガスも磁場もなしでX線が？
新しいX線放射メカニズム
→ 電荷交換反応によるX線放射
可視光
theoretical work in atomic and molecular
physics tells us that such ions readily undergo charge transfer reactions in which an
incident ion removes an electron from a
target neutral atom or molecule (57–59).
The product ion remains highly charged
and is almost always left in an excited state.
This charge transfer (CT) reaction can be represented by:
A more careful treatment of the SWCX
tion is tha
mechanism is needed to model the spatial
for slow a
morphology and the spectrum. A complicathe slow s
tion is that multiple CT collisions take
freeze-in
place in regions close to the nucleus, where
(i.e., mor
the target density is high (i.e., the1.collisionthan does
Introduction
ally thick case). The charge state is reduced
enko and
電荷交換反応 (CX : Charge eXchange)
Aq+
1͒ ϩ *
ϩ B 3 A͑q Ϫ +
ϩ Bϩ
Aq ϩ (q-1)+*
+B→A
+B
where A denotes the projectile
(e.g., O, C, Si, and so forth), q is the
特徴
projectile charge (e.g., q ϭ 5, 6, or
7) and B denotes the cometary tarO,
get species (e.g., H2O, OH, CO, -15
2)
散乱断面積が大きい
(
10
cm
H, and so forth). The excited
(denoted by *) product ion de-exAq+
→ 希薄なガスで起きる
cites by emitting one or more phoイオンとターゲット接近
tons [A(q – 1)ϩ* 3 A(q – 1)ϩ ϩ h␯,
B
→ クーロン障壁低下
where h␯ represents a photon].
イオンが太陽風起源
→ 電子が移動
For species and charge states
→ SWCXrelevant
(Solar
Windthe
CX)
to comets,
principal
(Cravens+02)
quantum number of the ion A(q – Fig. 4. Electron potential energy V [in atomic units (a.u.)] versus
1)ϩ* is usually about n ϭ 4, 5,
distance
from
the target atom nucleus (assumed to be atomic hydro太陽系内
:
太陽風
+
希薄な大気
→
X線
or 6. The classical over-barrier gen here) for a charge transfer reaction involving projectile ion Aqϩ
4ϩ
(calculated
here
for
Be
). The internuclear distance chosen here [10
model
(60,
61),
although
not
as
例) 彗星コマ、惑星の最外層大気
(外圏)
など
Ϫ11
m)] is the curve-crossing
accurate as other atomic colli- a.u. (1 a.u. ϭ 1 Bohr radius ϭ 5.29 ϫ 10
sion theories (62), graphically distance for the n ϭ 3 ion final state. 1 atomic energy unit ϭ 1
hartree ϭ 27.2 eV. The target energy level (and binding energy) and
illustrates
why the放射に注目
product ions product ion (Be3ϩ) energy levels are shown. In the classical overbar地球外圏
SWCX
are so highly excited (Fig. 4). rier model, the electron is able to cross over from the target to the
The de-excitation usually takes projectile for the favored principal quantum number (n Ϸ 3, here). A
place by cascading through possible cascading pathway for the de-excitation by photon emission
intermediate states rather than is shown.
by a single transition to the
地球外圏での SWCX 1(地球物理、惑星プラズマ)
1990年 : 月のX線イメージ + 彗星X線の発見から期待
太陽風 :
400 km/s, 10 /cc @ 地球
SWCXのX線画像
シミュレーション
(Robertson+06)
1. Introduction
X線 (Schmitt+91)
外圏の中性水素 +
地球周辺に到達した太陽風イオン
X線
太陽風
~10RE
(地球半径)
X線
地球SWCXのX線観測 : 磁気圏の可視化に期待
イメージ図
ARTICLE IN PRESS
地球外圏での SWCX 2 (X線観測の前景放射)
A. Bhardwaj et al. / Planetary and Space Science 55 (2007) 1135–1189
1. Introduction
軟X線背景放射のうち、日単位の時間変動成分を発見
彗星X線観測 : SWCX放射は太陽風の変動に伴う時間変動あり
→ 地球近傍からのSWCX放射
ROSAT X線全天マップ (Snowden+97)
軟X線
(系外・系内)
天体
SWCX@
太陽圏
SWCX@
地球
(1/4 keV イメージ)
7. Upper panel: ROSAT All-Sky Survey map of the cosmic X-ray background at 14 keV (Snowden et al., 1997). The data are displayed using an
projection in Galactic coordinates centered on the Galactic center with longitude increasing to the left and latitude increasing upwards. Low
ty is indicated by purple and blue while red indicates higher intensity. Lower panel: Same as above except the contaminating LTEs (SWCX
on) were not removed. The striping is due to the survey geometry where great circles on the sky including the ecliptic poles were scanned precessing
/day.
地球から観測した全X線データ : 地球近傍からのSWCX放射が含まれる
) shows the RASS keV map without the LTEs
l,b$2001,À301 (powered by the Orion OB associations), the
→
X線観測にとっても地球SWCX放射は大事
ved. While the RASS data were processed to remove
Cygnus superbubble at l,b$801,01 (which may be a superb1
4
uch of the SWCX emission as possible, the amount of
ual flux ‘‘contaminating’’ the maps is not well known
may be $25% of the minimum flux in the plane, or
higher (Lallement, 2004).
ubble or the serendipitous association of a number
of smaller supernova remnants, SNRs), and the Vela
and Puppis SNRs at l,b$2651,À51. While optical depths in
this band are an order of magnitude smaller than at 14 keV,
1. Introduction
X線観測衛星
Chandra (1999-, 米) 0.1
10 keV
優れた角度分解能 : 0.5 arcsec
→ 月の夜側観測ではじめて地球SWCX放射を直接検出
有効面積 @ 1 keV : 300 cm2 (ACIS-I)
XMM-Newton (1999-, 欧) 0.1
12 keV
広い有効面積 @ 1 keV : 2000 cm2 (MOS1,2, pn)
すざく (2005-, 日) 0.1
12 keV
有効面積 @ 1 keV : 1000 cm2 (XIS FI x 3, BI)
近地球軌道 : 検出器バックグランド低い
広がったSWCX放射の観測 : XMM-Newton と「すざく」が有利
XMM-Newton による地球SWCX放射の観測
XMMアーカイブデータを用いた系統解析 (Carter+08, 11)
全3012データ中、103のデータで時間変動する
SWCX 放射を検出
SWCX放射が強くなる
1. Introduction
SWCXのX線画像
シミュレーション
(Robertson+06)
←太陽
太陽側の magnetosheath :
Robertson+06モデルと一致
カスプ
CME (Coronal Mass Ejection) 発生時
問題点
XMM軌道 : 近地点7000 km, 遠地点 114000 km, inclination 40 deg.
観測 : 地球方向 42 deg 以上, 高度 40000 km 以上
観測方向がほぼ太陽側のシース領域に限られ
カスプを含んだ地球近傍を観測できない
42°
~6RE
1. Introduction
「すざく」衛星
2005年7月打ち上げ
日本で5代目のX線観測衛星
約1年に1度、運用当番 @ 内之浦
軟X線検出器 : X線CCD (XIS)
1 keV 以下で高い輝線感度
XMM
→ SWCXによる輝線観測に適する
XMM
XMM
近地球軌道 (高度 550 km)で
XMM
検出器のバックグランド低い
Mitsuda et al. (2007)
→ 視野全体に広がったSWCX放射を
地球近傍まで捉えられる
観測方向 :
太陽角制限あり(65 115度で観測可)
65度
太陽と夜側方向
観測不可
on short time scales. We consider that the
intensity variation at least partly arises from
n of the spacecraft. In figure 7, we show
stance of the point whose geomagnetic field
Fig. 7. 0.3–2 keV X-ray intensity (upper panel) and geocentric
space for the first time along the line of
distance of the point whose geomagnetic field becomes 1.
open
to the
acecraft position (rmp ), i.e., the point where
Introduction
space for the first time along the line of sight from the spacecraft
encounters the magnetosheath (see also the
position (rmp ) in units of the Earth radius (lower panel), as a function
hown in figure 8 for the definition). We evaluof time during the observation from 2005 September 2, 14:54:20 (UT).
nt of the magnetic field using the software
See also the schematic view shown in figure 8.
時間変動するSWCX放射を4つのデータで検出
and T96 magnetic
field model (Tsyganenko,
references therein).7 We obtained the solarrequired to perform
the calculation from the
色々な方向でSWCX放射を観測
inated Data Analysis Web).8 We find that
during the present observation was rather
Fujimoto+07
nse that it goes through the north magnetic
e charged particles of the magnetosheath can
o 2–8 R⊕ , moving along open field lines.
-ray intensity variations during the time interxes in figure 7 indicate anti-correlation with
Satellite
Earth
he magnetosheath. This indicates that the
of solar-wind heavy ions is taking place
at
Ezoe+10
e neutral matter density is high. Robertson
ntly studied theoretically solar-wind chargeIshikawa+13
n from the magnetosheath. Implications of
Ezoe+11
ts on the solar-wind ion composition and
etosheath, including comparisons with the
Fig. 8. Schematic view of the magnetosphere and the definition of rmp
will be reported
in a separate paper.
これまでの予想に反して、
used in figure 7.
solar-wind charge-exchange emission can
太陽側のシース領域に限らず強いSWCX放射が出てるカモ
cant contaminating
foreground in the study
urces, we summarize a procedure to examine
nation in the Suzaku spectra below ∼ 1 keV
We would like to thank Prof. K. Maezawa, and
「すざく」による地球SWCX放射の観測
1. Introduction
目的のまとめ
軟X線背景放射 : 地球のSWCXがどの程度寄与しているか不明
地球外圏の分布 : 中性原子・分子は観測が難しい。特に > 10RE以上
地球磁気圏の可視化 : 磁気圏の全体像を捉える
これらを知るためには
様々な方向からの地球SWCX放射の観測が有効
Chandra や XMM-Newton : 感度や姿勢の制限から十分でない
→ 「すざく」でしかできない
「すざく」の全公開データを解析し、地球SWCX放射を探す
本日のお話
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 考察
5. まとめ
2. 解析手順
解析データ
「すざく」全公開データ(2005年8月 2011年9月)を解析 : 2031 データ
全データ数 : 観測年の偏りなし
全データの視線方向 : 「すざく」の太陽角の範囲内で偏りなし
Z:北磁極
Y
60
45
1
7
2
8
3
9
8月~
141
340
310
4
10
324
5
11
302
6
12
326
90 北磁極
-180
夜側
15
2005
2006
2007
2008
2009
2010
X:太陽方向
~9月
285
30
0
SM (Solar Magnetic)
座標系
2011
朝方
0
太陽側
-90
夕方
180
夜側
2. 解析手順
解析概要
天体を含むデータからSWCX放射を抽出する : Ezoe+11 で方法確立
t ~ T - 60分
t=T
太陽風
1.5x106 km
1.5x108 km
すざく衛星
軟X線
かつ
カウントレート
変動あり
太陽風情報
[ACE, WIND衛星]
フラックス
変動あり
地球外圏からの
SWCX放射
軟X線カウントレートと太陽風フラックスの変動を探す
2. 解析手順
解析手順 : flowchart
step 1
X線カウントレートに変動あるか
太陽風プロトンフラックスに変動あるか
2031 データ
Yes
step 2
軟X線が増光している領域を確認
太陽風とX線に正の相関あるか
Yes
step 3
スペクトル作成
SWCXの輝線モデルで再現できたか
Yes
step 4
X線カウントレート vs 太陽風フラックスを作成
2. 解析手順
Step 1 : X線の変動探し
酸素ライン(0.5-0.7 keV) を使用
2.5
X線イメージ
2048 secbin
2
source
[cts s-1]
source
active
quiet
1.5
[cts s-1]
0.15
proton flux
[cm-2 s-1]
source 以外
1
0.1
0.05
109
5x108
243.1
quiet / active 決定
243.2
243.3
243.4
243.5
day of year in 2005
243.6
243.7
2. 解析手順
解析手順 : flowchart
step 1
X線カウントレートに変動あるか
太陽風プロトンフラックスに変動あるか
2031 データ
Yes
step 2
軟X線が増光している領域を確認
太陽風とX線に正の相関あるか
50 データ
Yes
step 3
スペクトル作成
SWCXの輝線モデルで再現できたか
Yes
step 4
X線カウントレート vs 太陽風フラックスを作成
2. 解析手順
Step 2 : イメージ解析 + 太陽風との相関
ratio map 作成 :
active / quiet
X線イメージ (0.5-0.7 keV)
X線増光している領域 :
以降の解析で使用
X線カウントレート(酸素ライン)
とプロトンフラックスの
相関係数 : 0.5
正の相関を確認
0
0
0.5
0.5
1
1
1.5
1.5
2
2
active / quiet 比
2.5
2.5
3
3
3.5
3.5
2. 解析手順
解析手順 : flowchart
step 1
X線カウントレートに変動あるか
太陽風プロトンフラックスに変動あるか
2031 データ
Yes
step 2
軟X線が増光している領域を確認
太陽風とX線に正の相関あるか
50 データ
Yes
step 3
スペクトル作成
SWCXの輝線モデルで再現できたか
40 データ
Yes
step 4
X線カウントレート vs 太陽風フラックスを作成
2. 解析手順
Step 3 : スペクトル解析
active のスペクトル作成 (quiet を差し引いた)
OVII
NVII
26+5
-4 [LU] 52±5 [LU]
OVIII
23±5 [LU]
S
2
residual
counts s keV
1
normalized counts
-1
-1 s keV
1
CV
CVI
NVI
C band
+53 [LU] 59±10 [LU] 29 +5 [LU]
183
35 -+14
[LU]
- 63
-3
12
( LU = ph cm-2 s-1 str-1 )
0.1
0.01
10223
1
0
1
2
0.2
χ2/d.o.f = 34.3/23
model : Bodewits+07
0.5
Energy (keV)
全てのデータ :
SWCX の輝線モデルで再現
2. 解析手順
解析手順 : flowchart
step 1
X線カウントレートに変動あるか
太陽風プロトンフラックスに変動あるか
2031 データ
Yes
step 2
軟X線が増光している領域を確認
太陽風とX線に正の相関あるか
50 データ
Yes
step 3
スペクトル作成
SWCXの輝線モデルで再現できたか
40 データ
Yes
step 4
X線カウントレート vs 太陽風フラックスを作成
38 データ
2. 解析手順
Step 4 : emissivity
2
s
1
] + b
0
0
5000
1044
1.5×1044
5000proton flux [10
10
1.5x10
5 cm 2 s 1]
proton flux [105 cm-2 s-1]
2×1044
2x10
CO= 1.3211E 02, LI= 2.1248E 06, WV= 99.58
00
, N= 63.00
-1
0.52-0.6
keV
0.52 0.6
keV[cts
[cts ss1] ]
0.02
0.04
0.06
0.08
0.02
0.04
0.06
0.08
プロトンフラックスと酸素(OVII)の輝線フラックス
1
5
直線でフィット : CXIS [cts s ] = a Cproton [10 cm
直線でフィット
χ2/d.o.f = 99.58/61
切片 b = 8 13 [LU] : バックグランド放射 (検出器+sky+天体の漏れ込み)
傾き a : 0.005
0.002 [LU/proton ﬂux (105 cm2 s1)] : SWCX emissivity
本日のお話
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 考察
5. まとめ
3. 結果
SWCX放射の検出数 1 : 視線方向
検出総数 : 38データ (全観測の 2%)
視線方向 : 特に方向性の偏りなし
38データの観測方向
「すざく」の全観測方向
90 北磁極
SM座標
90 北磁極
-180
夜側
朝方
0
太陽側
夕方
180
夜側
-180
夜側
朝方
0
太陽側
-90
-90
夕方
180
夜側
3. 結果
SWCX放射の検出数 2 : 太陽活動との関係
検出率 : 検出数 / 各年の全データ数
太陽活動度(黒点数), Mクラス以上のフレア数
00 20
20 40
40 60
60 80
80 100
20 40 60 80 100
検出率
0
2005
12
2006
24
2007
36
2008
Year
Year
48
2009
60
2010
72
2011
フレア率
0.1
0.1 0.2
0.2 0.4
0.3
検出数
黒点数
84
00
00 0.02
0.04
0.08
0.04 0.06
0.08 00
55 10
15
10
15
0
SWCX
frac. of SWCX
detection num.
detections
frac SWCX
SWCX detection number sunspot number
太陽活動サイクルやフレア数と似た傾向で検出数が変動
0
12 200624 200736 200848 2009 60 2010 72 2011 84
2005
Year
本日のお話
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 考察
5. まとめ
4. 考察
検出データの各パラメータの分布
20
15
15
11.25
10
7.5
5
3.75
0
0
1-4
10-14
20-24
30-34
40-44
50-54
1
3
4
5
6
8
プロトンフラックス : 3x108 cm-2 s-1
CXIS [cts s-1] = a x Cproton [105 cm-2 s-1] + b
SWCX emissivity a
7
proton flux [108 cm-2 s-1]
OVII line flux [LU]
OVII line ﬂux ピーク値 : 5-9 LU
2
CXIS / Cproton : 0.002
0.003 [LU/(105 cm2 s)]
4. 考察
検出データの各パラメータの分布
10
10
7.5
7.5
5
5
2.5
2.5
0
0
<0.001
0.003
0.005
0.007
0.009
emissivity (a) [LU /105 cm2 s]
0.02
0-9
20-29
40-49
60-69
80-89 100-109
background emission (b) [LU]
SWCX emissivity (a) のピーク値 : 0.002 LU/(105 cm2 s)
-> OVII とプロトンフラックス分布の概算と一致
バックグランド放射 (b) のピーク値: 10-19 LU
-> 銀河系外 + 系内 + 太陽圏の放射 : 2 10 LU (Yoshino+09)
+ 検出器 + 中心天体からの漏れ込み : 幅広い分布
4. 考察
emissivityの分布
emissivity
90 北磁極
SM座標
0.03
0.03
0.025
0.025
0.02
0.02
-180
夜側
朝方
0
太陽側
夕方
180
夜側
0.015
0.015
0.01
0.01
0.005
0.005
0
0
-90
太陽側でemissivity強いというような傾向は見られない
4. 考察
外圏水素密度 (NH) の分布
PSWCX
emissivity a = Cswcx/Cproton ∝ NH
1
=
4
PSW NH [LU]
X線輝線フラックス
イオンフラックス外圏の柱密度
cross section
NH : OVII 輝線フラックス, O7+フラックス, α=6x10-15 cm-2 (Bodewits+07)
emissivity
90 (北磁極)
SM座標
6e12
NH
0.03
6e+12
0.025
0.02
5e12
5e+12
0.015
4e12
0.01
4e+12
0.005
-180
0
太陽側
180
3e12
3e+12
0
2e12
2e+12
1e12
1e+12
-90
0
0
ある方向で強いといった傾向みられない
磁気圏界面までの
距離によって
NH 変わる
カスプ
4. 考察
SWCX flux (OVII) と太陽活動の関係 1
観測年ごとの平均 OVII ﬂux と太陽風O7+ ﬂux
8×104
-2 s-1]
05
2
06
07
Year
4
08
09
6
10
11
8
00
0
4 4
2x10
2×10
7+
7+ flux
2 s 1]
flux
OO
[cm [cm
55
00
O7+ flux (ACE)
4 4
6x10
6×10
OVII flux (すざく)
4 4
4x10
4×10
p
OVII
flux[LU]
[LU]
OVII flux
10
15
20
10
15
20
25
25
1 sample
0
05
2
06
07
4
08
09
106
11
solar min.
太陽活動の低下 : 太陽風 O7+フラックス減少 → SWCX フラックスも減少
8
4. 考察
NH と太陽活動の関係
60
60
00
80
80
F10.7 intensity
F10.7
index
100
120
100
120
NNHH [cm
[cm2]-2]
12 12
12 12
2x10
4x10
2×10
4×10
140
140
12
6x10
6×1012
1 sample
160
160
観測年ごとの平均 NH と太陽EUVフラックス(上層大気を加熱)
0
05
2
06
07
4
08
Year
09
6
10
11
8
05
12
24
06
07
36
08
Year
48
09
60
10
72
11
Year
NHとEUVフラックスはやや相関あり → EUV による大気加熱の影響か
SWCX放射の観測 : 太陽活動にともなう大気の密度変化を反映
84
0
1
no
M
A+B C
flare class
2
3
4
X
5
フレア規模が大きいほど NH 高い
6
00
-2]
12
12
2x10
2×10
12
12
4x10
4×10
00
4
4
4
25
25
4
O7+ flux [cm-2 -2
s-1]-1
O7+ flux [cm s ]
2x104 4×10 6×10
6x104 8×10
2×10
20
20
フレア規模ごとの平均値
2
H [cm
nN
H [cm ]
00
OVII
OVIIflux
flux[LU]
[LU]
10
15
55
10
15
SWCX flux (OVII) と太陽活動の関係 2
105
4. 考察
O7+ flux
0
0
no A+B C
NH
no A+B C M
flare class
2
M
2
4
4
X
6
X
6
] For geocentric distances r < 6 RE, the density profile
equatorial noon is higher than for equatorial midnight.
he geocentric distance increases, the density profile for
atorial midnight decreases less rapidly than for equatonoon until the former becomes dominant, similar to the
mmetry observed by Østgaard et al. [2003]. This
mmetry is H
less pronounced than that of Zoennchen et al.
10].
] A north‐south asymmetry also exists, such that the H
外圏密度モデル (シミュレーション、UV観測)
sities are depleted at higher geocentric distances in the
thern Hemisphere. At 4 RE, the southern polar region
5RE 以上の密度分布
: モデルによってばらつく
40% higher densities
than in the northern polar
region;
N と外圏の密度モデル (フレアなし)
10RE 以上の密度分布 : 分かっていない
すざくの結果
フレアなしの時の平均 NH :
(5.0 +/- 0.9)x1011 cm-2
密度モデル (Ostgaard+03) の NH :
1x1011 cm-2 (10 42RE 積分)
→ 観測と合わない
数10 /cc の密度の大気が 30REまで
広がっているかも
Bailey+11
4. 考察
4. 考察
M, X class フレアでの NH
NH の分布 (SM座標)
90 (北磁極)
NH
4.5e+12
4.5e12
4e+12
4e12
3.5e+12
3.5e12
-180
0 (太陽側)
180
3e+12
3e12
2.5e+12
2.5e12
2e+12
2e12
-90
1.5e+12
1.5e12
平均NH : (3 +/- 0.4)x1012 cm-2
Ostgaard model でのNH (1x1011 cm-2) の30倍 [10 42RE 積分],
「すざく」フレアなしNHの6倍
→ 大気密度が増加 and/or 磁気圏圧縮
本日のお話
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 考察
5. まとめ
5. まとめ
まとめ
「すざく」の全データ(2005年8月 2011年9月)から地球SWCX放射を探した
2031データ中、38のデータでSWCX放射を検出
全てのデータで emissivity, 輝線フラックス, NH を求めた
軟X線背景放射 : 視線方向によるSWCX放射効率の違いは見られない
→ 地球外圏のSWCX放射はあらゆる方向で影響する
地球外圏の分布 : 太陽活動により変動 +
既存の外圏密度モデルと不一致, 特に > 10RE
→ 超高層大気の様子をリモートで観測 +
30RE付近まで濃い外圏大気が広がっている可能性
地球磁気圏の可視化 : シースのあらゆる方向からSWCX放射検出
→ SWCX放射の観測で磁気圏の形を捉える
5. まとめ
将来の展望
輝線エネルギー
輝線強度
輝線の強度比
輝線幅
輝線のドップラーシフト
今回の成果
地球外圏大気の分布・組成
磁気圏の全体像
太陽風イオンの輸送
より詳細に
SWCX
X-rays
太陽活動が活発
フレア
Earth s exos
SWCX放射
neutrals & ion
強まるよ
exosphere (mainly H)：SWCX,
•
次期X線観測衛星 : ASTRO-H 衛星
Distribution of neutrals, Ion tra
•
将来衛星 : X線による磁気圏観測ミッション
SXS, 50
Lyα
!"#
NVII
Lyβ
NVII NVII
Lyγ
Lyδ
!"#
!"##
!"$
18*&&.+0.&.(9:0;6.7<
Energy (keV)
!"$#
(Ezoe+12, asj)
!"'
OVIII
z,xy,w
C
z,
!
OVII
Lyα
()*+,-./0123)4(5676037809
Count/s/keV
シミュレーションによる
SWCX放射のスペクトル例
SWCX model : Bodewits+07
soft X-ray background (Yoshino+09)
NVII
!
X線
&'()*+,-./01'2&3454.156.7
Count/s/keV
%
太陽風
&
/*3*0*&/0E'+/./0)'/.+
=>?@A=@B!CA&D%.C%A=@=AE+*3A#!64A.F3A4G.1"G,0=@BA&D%.C%A=@=AE+*3A#!64A.F3A4G.
?@
おしまい

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