线観测迫ia型超新星残骸物理精品课件_1

X線観測迫Ia型超新星 残骸物理 2007/10/31 天体核研究室AP 京都大学 宇宙線研究室 山口 弘悦 SN1006 記録 観測記録 安倍吉昌 (?-1019) 安倍晴明次男 初代 陰陽頭 明月記 : 藤原定家 (1162-1241) 日記 Historical Galactic SNRs 爆発年距離(kpc)直径 (pc)Type RCW861852.836II ? SN100610062.219Ia Crab10542.02.3II 3C5811813.28.4II Tycho15722.35.4Ia Kepler16044.84.2Ia ? Cas A1680 ?3.54.1Ib 横山光輝 三国志 第話 Contents n超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 n超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) nX線観測 X線何？ 非平衡 nSuzaku SN1006 観測結果解釈 n Contents n超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 n超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) nX線観測 X線何？ 非平衡 nSuzaku SN1006 観測結果解釈 n 原子番号 超新星残骸 観測意義 C N O Ne Mg Si S Ar Ca Fe Ni 10-10 10-5 1 H 相対存在量 太陽組成 各超新星元素量生成？ 場所頻度爆発起？ Anders Koyama et al. 1995) log (E) log (ph/sec/keV) （）型関数 （磁場仮定） 傾 Emax 決 G = 2.5-3.5 Emax = 10-100 TeV 熱的 Bremsstrahlung 0.5 keV 1.0 2.0 5.0 10.0 形 kTe （電子温度） 強度 nenHV 熱的 Line emission Cygnus Loop Miyata et al. 2007 Tycho Tamagawa et al. (submitted) SN1006 Yamaguchi et al., in press 元素 （重元素） 熱的 Si He-Ka H-Ka He-Kb H-Kb Brems nHneLine nZne （輝線）/（連続X線） abundance Non-thermal 寄与、少厄介 黒 : 0.1 solar 赤 : 0.5 solar 緑 : 1 solar 青 : 2 solar 水 : 10 solar kTe = 1 keV Si 熱的 He-Ka H-Ka He-Kb H-Kb Ion fraction （電離状態） 温度高電離進 但、 ion fraction 正温度（電子温度） 反映限 中心 ion fraction （程度） 黒 : 0.2 keV 赤 : 0.5 keV 緑 : 1.0 keV 青 : 1.5 keV 水 : 2.0 keV 紫 : 3.0 keV H-like 強（多） Si kT = 0.1 keV He状 電離 密度小（=電子少） 電離時間 異性 年出会 電離非平衡 加熱後、電子衝突受徐電離進行 （最初電離） net (ionization parameter) 電離度指標 Time scale (Masai 1984) netion = 11012 cm-3 s 1 /cc 30000年電離平衡 黒 : 1109 cm-3 s 赤 : 5109 cm-3 s 緑 : 11010 cm-3 s 青 : 51010 cm-3 s 水 : 11011 cm-3 s 紫 : 11012 cm-3 s He-Ka H-Ka He-Kb kTe = 1 keV Si 電離非平衡 Fe 67 黒 : 1109 cm-3 s 赤 : 11010 cm-3 s 緑 : 11011 cm-3 s 青 : 11012 cm-3 s kTe = 2 keV 中性-Ar状 Ne状 C-Li状 He状 診断 BremsstrahlungLines 強度ShapeKb/Ka比 Ion fraction （中心） 強度 nenHVkTe （電子温度）Abundance net （電離度）密度 体積 Contents n超新星爆発 （主 Ia型超新星） 超新星分類 白色矮星進化（爆発至） 爆発時元素合成 n超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) nX線観測 X線何？ 非平衡 nSuzaku SN1006 観測結果解釈 n Introduction SN1006 (G327.6+14.6) Shell宇宙線加速 (Koyama et al. 1995, Bamba et al. 2003) Type Ia SNR (e.g., Schaefer 1996) 大量Fe存在？ X線輝線 : 元素存在最直接的情報 ASCA, Chandra, XMM-Newton Fe輝線検出。 Introduction UV観測 : 冷Fe（自由膨張中Fe）間接的証拠 BGD star 赤方青方偏移FeII吸収線 (e.g., Winkler et al. 2005) 1 2 3 1 2 3 FeII Introduction Fe II Mass 1010 cm-3 s 極端非平衡状態 低密ISM (n0.3-0.5 cm-3; Dubner et al.) SN1006 : b = +14.6, Kepler : b = +6.8, Tycho : b = +1.4 SN1006 Galactic SNR 中最 ”若”! 目的 : Type Ia SNR 初期進化理解 Suzaku Observation 計 4pointings SN1006 (d30) 全域観測 thermal 最明南東部注目 OVII band 北東南西 non-thermal 強永遠 Suzaku Observation 南東部全体 Black : FI-CCD Red : BI-CCD Clear Fe-K輝線検出 E 6.43 keV Fe XVII (Ne-like) 程度 Fe K band 解析 Forward shockReverse shock ISM Free expanding ejecta full-band fitting 難 ISM Winkler et al. 2003) 成長遅低密ISM起因 cinsyDJOTZ&05aglrwBHMRX$-38ejpuzFKQV#(17chnsxDIOTY&+5aflqwBGMRX$)38djouwBHMRX$-38ejpuzFKPV#(16chnsxDIOTY&+5aflqvBGMRW$)38djouzEKPV#*16bhmsxCINTY%+4afkqvBGLRW!)28diotzEJPU#*06bhmrxCHNSY%-49fkpvAGLQW!)27dintyEJOUZ*05bgmrwCHNSX%-49ekpuAFLQV!(27cintyDJOUZ&05aglrwBHMSX$-39ejpuAFKQV#(17chnsyDIOTZ&+5aglqwBGMRX$)38ejouzFKPV#(16chmsxDINTY&+4aflqvBGMRW$)28djotzEKPU#*16bhmsxCINSY%+49fkqvAGLRW!)28diotyEJPUZ*06bgmrxCHNSY%- 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