xmm-newton 衛星による ss433 の x 線観測
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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. 青方偏移. 歳差周期 164 日. ジェット. 速度 0.26c. コンパクト天体. SS433. 伴星. 降着円盤. ジェット. わし座. 連星周期 13 日. 赤方偏移. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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
わし座
SS433
地球からの距離
4.85 kpc
ほぼ銀河面上
http://www2u.biglobe.ne.jp/~hagime/spase/bl/ss433/ss433.html
http://www.iafe.uba.ar/astronomia/pagina.html
超新星残骸 W50
SS433 伴星
コンパクト天体
歳差周期 164 日
連星周期 13 日
降着円盤
ジェット
速度 0.26c
ジェット
赤方偏移
青方偏移
http://www.astro.virginia.edu/images/astronomy/ss433.jpg
最大の謎!
ジェットの生成メカニズム
1012 cm
本研究の目標目標 SS433 のジェットの根元付近の様子を見る!
そのために… 鉄の光電吸収エッジ( 7keV 付近)を利用
SS433 では初の試み!
X 線のスペクトルが有用
VLA (電波) X 線の出ているあたり 1012cm
1017cm
Ginga 衛星による観測から 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)
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)
X 線観測でわかっていること
( Kotani et al. 1994 )
He-Fe Kα line
青方偏移赤方偏移
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
目的のエネルギー域に高感度 ( 7keV 以上)
XMM-Newton
User’s guide book より
今回使用したデータ
2003 年 10 月 19日
2003 年 10 月 25日
( W.Brinkmann 氏の提案による観測データ)
約 63°
傾き角最大の時
輝線同士が最も離れる
χ2/d.o.f = 1725/740
5.0 106.0 7.0 8.0 9.0
結果: 2003 年 10 月 19 日 5.4 keV の熱的制動放射
+ 輝線
+ Fe の光電吸収エッジ
5.0 6.0 7.0 8.0 9.0 10
χ2/d.o.f = 855/740
Fe の光電吸収エッジの物理量
NFe = 3.04±0.02 ×1019(cm-2)
Eedge = 7.93+0.02 (keV)
* エラーは統計誤差のみ
-0.01
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
SS433 の系のサイズの推定値より 1 桁小さい
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
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
SS433 の系のサイズの推定値と一致
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
ジェット天体の例
活動銀河中心核 3C273
(超重量ブラックホール)
GRO J1655 – 40
(ブッラクホール)
Sco X – 1
(中性子星)v > 0.9cv > 0.9c v ~
0.3c
http://images.astronet.ru/pubd/2002/08/06/0001178808/ss433-2.gif
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 によって撮影されたもの )
VLA (電波)1012cm
1017cm
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 L≒ org / NH r
Lorg = 4πD2 forg
(赤字は今回の観測から得られる物理量)