4. - maxi

「すざく」XISによる
地球外圏からの軟X線放射の系統探査
石川久美
全天軟X線放射研究会
2014年5月27日
発表の内容
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. まとめ
1. Introduction
地球SWCX放射
太陽風プロトン :
400 km/s, 10 /cc @ 地球
外圏の中性水素 +
地球周辺に到達した太陽風イオン
軟X線
(系外・系内)
X線
天体
SWCX@
太陽圏
太陽風
~10RE
(地球半径)
X線
SWCX@
地球
イメージ図
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
→ 地球SWCXのX線観測 : 磁気圏の可視化に期待, 軟X線背景放射への寄与
e solar wind velocity is reduced, which should result in
combination into low l-orbitals and strong Lyβ and Lyγ .
the “flare” spectrum, both C VI Lyα and Lyγ lines were
tected, which is strong evidence for charge exchange. In
dition, O VIII n = 3 to 1 and n = 6 to 1 transition lines are
o enhanced in the comet emission model (Kharchenko et al.
1. Introduction
03). However, we cannot separate those lines from Fe XVII L
mission lines with the present energy resolution.
Although the X-ray intensity and the proton flux are correed on a time scale of ∼ 10 hours, they do not show
uch correlation Chandra,
on short time scales.
We consider that the: 観測方向がほぼ太陽側のシース領域に限られ
XMM-Newton
ort-term X-ray intensity variation at least partly arises from
e orbital motion
of the spacecraft. In figure 7, we show
カスプを含んだ地球近傍を観測できない
e geocentric distance of the point whose geomagnetic field
Fig. 7. 0.3–2 keV X-ray intensity (upper panel) and geocentric
comes open to space for the first time along the line of
太陽と夜側方向
distance of the point whose geomagnetic field becomes open to the
すざく
: 太陽角制限あり(65
115度で観測可)
ght from the spacecraft
position
(rmp ), i.e., the point where
観測不可
space for the first time along the line of sight from the spacecraft
e line of sight encounters the magnetosheath (see also the
position (rmp ) in units of the Earth radius (lower panel), as a function
hematic view shown in figure 8 for the definition). We evaluof time during the observation from 2005 September 2, 14:54:20 (UT).
時間変動するSWCX放射を4つのデータで検出
ed the end point of the magnetic field using the software
See also the schematic view shown in figure 8.
EOPACK-2005 and T96 magnetic field model (Tsyganenko,
nov 2005 and references
therein).7 We obtained the solar色々な方向でSWCX放射を観測
nd parameters required to perform the calculation from the
Fujimoto+07
DAWeb (Coordinated Data Analysis Web).8 We find that
e line of sight during the present observation was rather
ecial in the sense that it goes through the north magnetic
le region where charged particles of the magnetosheath can
netrate down to 2–8 R⊕ , moving along open field lines.
e short-term X-ray intensity variations during the time interls shown by boxes in figure 7 indicate anti-correlation with
Satellite
Earth
e distance to the magnetosheath. This indicates that the
arge exchange of solar-wind heavy ions is taking place
at
Ezoe+10
8 R⊕ , where the neutral matter density is high. Robertson
al. (2006) recently studied theoretically solar-wind chargeIshikawa+13
change emission from the magnetosheath. Implications of
e present results on the solar-wind ion composition and
Ezoe+11
e Earth’s magnetosheath, including comparisons with the
Fig. 8. Schematic view of the magnetosphere and the definition of rmp
eoretical model,「すざく」の全公開データを解析し、地球SWCX放射を探す
will be reported in a separate paper.
used in figure 7.
Finally, since solar-wind charge-exchange emission can
come a significant contaminating foreground in the study
「すざく」による地球SWCX放射の観測
発表の内容
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 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
38 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
38 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
発表の内容
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 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
3. 結果
外圏水素密度 (NH) の分布
PSWCX
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)
SM座標
90 (北磁極)
NH
6e12
6e+12
5e12
5e+12
4e12
4e+12
-180
0
太陽側
180
3e12
3e+12
2e12
2e+12
磁気圏界面までの
距離によって
NH 変わる
1e12
1e+12
-90
0
0
ある方向で柱密度が高いといった傾向みられない
カスプ
00
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
12
-2]
2
H [cm
nN
H [cm ]
12
12
4x10
4×10
00
4
4
25
25
4
4
O7+ flux [cm-2 -2
s-1]
O7+ flux [cm s-1]
2x104 4×10 6×10
6x104 8×10
2×10
20
20
フレア規模ごとの平均値
12
2x10
2×10
00
OVII
OVIIflux
flux[LU]
[LU]
10
15
55
10
15
105
SWCX flux (OVII) と太陽活動の関係
3. 結果
O7+ flux
0
0
no A+B C
NH
no A+B C M
flare class
SWCX放射 : 太陽活動にともなう大気の密度変化を反映
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
3. 結果
発表の内容
1. Introduction
2. 解析手順
3. 結果
4. 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
SWCXによるX線放射 : 様々な方向で検出された
→ 地球外圏のSWCX放射によって磁気圏の形を捉えることに期待
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
→ 超高層大気の密度をX線でリモート観測 +
30RE 付近まで濃い大気が広がっている可能性
おしまい
太陽風イオン組成
560
SCHWADRON & CRAVENS
TABLE 1
ION ABUNDANCES AND SPECIES USED IN THE FAST AND SLOW SOLAR WIND
XQ`
[XQ`/O]
Fast
[XQ`/O]
Slow
n
p
(10~15 cm2)
C6` . . . . . . . . .
C5` . . . . . . . . .
N7` . . . . . . . . .
N6` . . . . . . . . .
N5` . . . . . . . . .
O8` . . . . . . . . .
O7` . . . . . . . . .
O6` . . . . . . . . .
O5` . . . . . . . . .
Ne8` . . . . . . .
Ne7` . . . . . . .
Ne6` . . . . . . .
Ne5` . . . . . . .
Ne4` . . . . . . .
Mg10` . . . . . .
Mg9` . . . . . . .
Mg8` . . . . . . .
Mg7` . . . . . . .
Mg6` . . . . . . .
Mg5` . . . . . . .
Mg4` . . . . . . .
Mg3` . . . . . . .
Si10` . . . . . . .
Si9` . . . . . . . . .
Si8` . . . . . . . . .
Si7` . . . . . . . . .
Si6` . . . . . . . . .
Si5` . . . . . . . . .
S11` . . . . . . . .
S10` . . . . . . . .
S9` . . . . . . . . .
S8` . . . . . . . . .
S7` . . . . . . . . .
S6` . . . . . . . . .
S5` . . . . . . . . .
Fe13` . . . . . . .
Fe12` . . . . . . .
Fe11` . . . . . . .
Fe10` . . . . . . .
Fe9` . . . . . . . .
Fe8` . . . . . . . .
Fe7` . . . . . . . .
0.085
0.440
0.000
0.011
0.127
0.000
0.030
0.970
0.000
0.102
0.005
0.000
0.000
0.000
0.029
0.044
0.028
0.007
0.003
0.000
0.000
0.000
0.024
0.045
0.022
0.002
0.000
0.000
0.001
0.008
0.027
0.023
0.005
0.001
0.000
0.005
0.017
0.025
0.025
0.015
0.005
0.001
0.318
0.210
0.006
0.058
0.065
0.070
0.200
0.730
0.000
0.084
0.004
0.000
0.000
0.000
0.098
0.052
0.041
0.017
0.009
0.000
0.000
0.000
0.021
0.049
0.057
0.000
0.000
0.000
0.000
0.005
0.016
0.019
0.006
0.002
0.000
0.002
0.007
0.023
0.031
0.041
0.034
0.007
4
3
5
4
3
5
5
4
3
5
5
4
3
3
6
6
5
5
4
3
3
2
6
6
5
5
4
3
7
6
6
5
5
4
3
8
8
7
6
6
5
5
5
2
12
5
2
6
12
5
2
6
12
5
2
4
8
13
6
12
5
2
4
1
8
13
6
12
5
2
13
10
12
9
12
8
4
17
24
15
8
13
6
12
b
Fast
(10~12 s~1)
b
Slow
(10~12 s~1)
4. 考察
Vol. 544
b@
Fast
(10~12 s~1)
Schwadron+00
b@
Slow
(10~12 s~1)
E
n?n0
(eV)
55
179
55
179
459
114
47
168
226
348
0
8
0
8
640
7
33
7
41
518
33
15
40
55
74
0
47
0
47
871
46
270
46
317
709
626
410
672
727
103
0
0
672
727
63
79
57
79
57
201
8
5
87
62
174
0
0
87
62
119
0
0
87
62
70
0
0
87
62
54
30
88
30
88
368
74
76
104
164
328
22
28
125
192
266
11
23
136
215
225
2
5
138
220
187
0
0
138
220
141
0
0
138
220
109
0
0
138
220
109
25
19
25
19
356
75
72
100
90
312
17
38
117
129
255
3
0
120
129
208
0
0
120
129
154
0
0
120
129
93
2
0
2
0
565
10
6
12
6
505
42
22
54
27
447
27
19
81
46
379
8
8
88
54
328
1
2
89
56
281
0
0
89
56
88
11
4
11
4
310
53
19
64
23
285
48
39
112
61
237
26
28
138
89
197
25
60
163
149
176 from T =
Figure 5. Obs301 background-subtracted spectra integrated
4
23
167 8
172
8
1.200918 × 10 s to 1.201035 × 10 s (left-hand panels)97
and from T =
2
9
168 8
182
80
8
1.201035 × 10 s to 1.201230 × 10 s (right-hand panels). Contributions
are shown from soft protons (red), the non-variable diffuse sky background
(blue) and these components combined (green). The variable excess flux,
summation
extends
all charge states Q@` that give
seenThe
in the
lower panels,
is dueover
to SWCX.
A CME as seen by XMM–Newton
Carter+10
Table 3. Measured fluxes in the SWCX spectral model.
Ion
Principal energy (keV)
Ion ratio/O VIII flux
CV
C VI
N VI
N VII
O VII
0.299
0.367
0.420
0.500
0.561
0.50 (0.16)
0.28 (0.08)
0.06 (0.05)
0.19 (0.03)
0.12 (0.03)
O VIII
0.653
2.70 (0.09)
Fe XVII
Fe XVII
Fe XVIII
Fe XIX/Ne IX
Fe XX
Ne X
Fe??/Ne IX
Fe XX/Ne X
Mg XI
Mg XII
Mg XI
Al XIII
Si XIII
Si XIV
0.73
0.82
0.87
0.92
0.96
1.022
1.10
1.22
1.33
1.47
1.60
1.73
1.85
2.00
0.13 (0.01)
0.05 (0.02)
0.10 (0.03)
0.14 (0.03)
0.09 (0.02)
0.46 (0.02)
0.20 (0.01)
0.08 (0.01)
0.28 (0.01)
0.29 (0.02)
0.06 (0.01)
0.08 (0.01)
0.30 (0.02)
0.15 (0.02)
Total SWCX (pn normalization = 1.0)
MOS1 normalization
MOS2 normalization
12.58 (0.20)
0.80 (0.02)
0.92 (0.02)
Reduced χ 2 /degrees of freedom
1.17/1546
Note. Here, we list only the principal transitions from C, N and O plus the
additional selected transitions from Ne, Mg, Si and Fe. The figure for O VIII
is the measured flux in units of 10−8 ergs cm−2 s−1 sr−1 . The remainder of
the table is the ratio of the measured flux for that ion to O VIII and the total
flux of the SWCX model.
In Table 3, we list the flux of the O VIII line at 0.65 keV and the
ratio of the fluxes for each of the other ions to O VIII, and the total
flux of the SWCX model. As with our analysis of the diffuse sky
background in Obs101, the broad-band MOS fluxes are lower than
that measured by the pn by a similar factor.
In a study of the intercalibration of point sources from the 2XMM
catalogue, Mateos et al. (2009) found the reverse trend; on average the MOS cameras register a higher flux than the pn by 7–
CME時、Fe,
Ne, Mg,
..to などの輝線が見えた
rise
charge state Q ] , and Q
is the maximum charge (Suzaku, XMM)
L
\ ; b(XQ`)E
(X(Q~1)`) .
(4)
max
case is given by
n?n0
species
Here the summation extends over all solar wind species
(X(Q~1)`) denotes
(element X with charge state Q) and E
n?n0 energy level n to
the energy released in the transition from
thin
state of elemental species X in the solar wind. For example,
the emission rate per cometary neutral for a given line, e.g.,
n \ 3 ] n \ 2 for species O5`, is the sum over the reaction
0
by Bodewits
(2007)
(table O7`
8.2), who
calculated
relative
emisrates of species
O6`,
and has
O8`
that givethe
rise
to the
873
Wargelin, et al.
CX
direct excitation と CX
22
4. 考察
target によるスペクトルの違い
unknown Vol. 99, 2008
Fig. 23. Experimental He-like and H-like Fe spectra from direct excitation at 15 keV (top) and from CX with N2
(bottom). Both spectra were collected using the XRS microcalorimeter. The w line is relatively much weaker in
the CX spectrum and the Lyα1 /Lyα2 ratio is nearly unity instead of 2:1.
that cosmic-ray CX was not a significant contributor to the observed signal (see Section 3.3).
5.4. Multi-Electron Targets
Although the general features of CX spectra are largely independent of the target species, the effects
of differing ionization potentials and multiple electrons can be quite pronounced, particularly on high-n
emission lines. Figure 24 shows results from EBIT experiments and CTMC calculations
for CX of bare
!
8+
O with several targets of differing ionization potentials. As expected from its IH /In dependence
(see Eq. 1), nmax decreases as the ionization potential increases. Similar behavior is seen in Figure 25
for the high-n lines of H-like Fe for CX with N2 (15.6 eV), H2 (15.4 eV), and He (24.6 eV).
Theoretical models are less successful, however, in predicting line intensities. Model results using
the Classical Trajectory Monte Carlo method are shown in Figure 24. Although the model usually
does a good job of predicting nmax for the O spectra, the intensities of high-n lines relative to Lyα,
especially for n near n
is often poor. For higher-Z projectiles, discrepancies between theory and
Fig. 24. Experimental and CTMC model H-like O
spectra from CX of O8+ with several neutral gases.
The n level of maximum likelihood for electron capture (nmax ) decreases as the target ionization potential
increases approximately as expected, but the observed
high-n line intensities are generally smaller than predicted. Adapted from [128].
Fig. 25. High-n
CX of Fe26+ w
the effect of tar
qualitative beha
nmax are larger
CX with atomic
Wargelin+08
simple calculations.
Recent measurements at the Berlin EBIT [133] have confirmed
large hardness ratio observed for Ar17+ after interacting with ne
extracted Ar18+ ions and, as in crossed-beam experiments, had them
Surprisingly, the observed hardness ratio was much smaller and i
shown in Fig. 25. This result suggests that conditions in the cross
way from those in the EBIT measurement. One difference might be
5. まとめ
将来の展望
今回の成果
輝線強度
輝線の強度比
輝線幅
輝線のドップラーシフト
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.
?@
太陽風
(Schwenn+00)
速度
プロトン密度
source
温度
slow
250-400 km/s
10.7 /cc
低緯度
1.2-1.7x106 K
fast
400-800 km/s
3.0 /cc
高緯度コロナ
ホール
<1.2x106 K
Solar Magnetic coordinate
90 北磁極
Z軸 (北磁極)
-180
夜側
XZ面
朝方
0
太陽側
-90
Y軸 (夕方)
X線
X軸
太陽風
X線
夕方
180
夜側
その他のX線観測衛星
Swift (2004-, 米) XRT 0.2
10 keV
検出器 : X線 CCD
orbit : 近地球軌道高度 580 km
energy resolution : 140 eV @ 6 keV
有効面積 @ 1.5 keV : 110 cm2
MAXI (2009-, 日) SSC 0.5
12 keV
検出器 : X線 CCD
orbit : 近地球軌道高度 400 km
energy resolution : 150 eV @ 6 keV
有効面積 @ 1.5 keV？ : 200 cm2
広がったSWCX放射の観測 : XMM-Newton と「すざく」が有利

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