《线観测迫ia型超新星残骸物理课件_1》由会员分享，可在线阅读，更多相关《线観测迫ia型超新星残骸物理课件_1（65页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
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,横山光輝 三国志 第話,Contents,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 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,Contents,
2、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 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,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 & Grevesse 1989,超新星分類,超新星？,超新星分類,Fe II,Fe III,S II,Si II,O I,Ca II,Mg II,Ia型超新
3、星 可視光,Ia型超新星： Si S 多、 O Mg 少,最大光度日数,光度曲線,Stanishev et al. 2007,56Ni,超新星熱源 56Ni (e.g., Arnett 1979),56Co,56Fe,8.8日,111日,g線 (E.C.),g線 (E.C.) e+ (b+ decay),Ia型超新星： 明（絶対光度）同56Ni = 0.6-0.8 M （重力崩壊型多量）,可視光放射,Ia型超新星観測的事実,水素吸収 珪素硫黄多 多量56Ni （約 0.6-0.8M） 存在 （光度曲線）明同楕円銀河起。, 水素層存在, 小質量星起源,起源白色矮星？, self-regulati
4、on,白色矮星,M 1.2） Ia型超新星 起,爆発元素合成,Mch 近 Detonation wave （爆轟波）： 衝撃波 (Arnett 1969)高密度爆発全 56Ni （Si）Deflagration wave （爆燃波）： 亜音速 (Nomoto et al. 1976, 1984)56Ni = 0.7M 観測一致外層膨張 Si S 生成,元素合成燃焼温度,爆発元素合成,爆燃波（W7） ,質量座標,各元素質量比,元素組成比,太陽組成対存在比,原子番号,Fe族多量生成,C, O, Ne 少量,Nomoto et al. 1984,重力崩壊型比較,太陽組成対存在比,Nomoto et
5、al. 1984, Iwamoto et al. 1999,重力崩壊型 = O-rich,Contents,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 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,爆発直後 数年後,内部 optically-thick 外層情報,10日後,輝線見 ,Ejecta（爆発噴出物）自由膨張 （多分）数日冷 可視光観測,Si,O,S,Mg,200日後, 数千年後,ISM,Ejecta 超音速 ISM 突込 衝撃波,
6、X線,ISM加熱、減速,ISM情報,Ejecta情報,Forward shock Reverse shock,MISM MEje 減速MISM 10MEje 中心到達 Sedov phase ,Contents,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 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,X線何？,検出器,X線,X線 比例数電子,測定, 時間 位置 ,毎 場所毎 可能,Cas A,Si,Fe,Vink et al. 2004,単
7、色X線,Gaussian,検出器 response,真X線,検出,Model fitting,SNRX線放射過程,SNR 高温 thin-thermal plasma 水素原子電離陽子電子 重元素 He状、H状 電離,SNRX線放射過程,Line emission,IZ nenZ,SNRX線放射過程,Non-thermal (synchrotron) emission, ,SNR shell synchrotron X線発見(SN1006; 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
8、 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 nHne Line nZne （輝線）/（連続X線） abundanceNon-thermal 寄与、少厄介,黒
9、: 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,密度小（=電子少） 電離時間,異性 年出会,電離非平衡,加熱後、電
10、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,電離非平衡,Fe,6,7,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 ,Bremsstrahlung,Lines,強度,Shape,Kb/Ka比,Ion fraction （中心）,強度,nenHV,kTe （
11、電子温度）,Abundance,net （電離度）,密度,体積,Contents,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 超新星残骸進化 衝撃波加熱 (forward shock reverse shock) X線観測 X線何？ 非平衡 Suzaku SN1006 観測結果解釈 ,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 0.16 M (Hamilton et al. 1997)cf. Type Ia : MFe = 0.75M (Nomoto et al. 1984)Where is Iron ? 目的：Suzaku Fe 探,
