すざく衛星による超新星残骸

SN1006 の観測○ 山口 弘悦、小山 勝二、中嶋 大（京

大）、馬場 彩、平賀 純子（理研）、

他 すざく SWG チーム

ASCA image of SN1006

10’

SN1006shell 領域からシンクロトロン X 線を発見

Koyama et al. (1995)

→ ～ 100TeV 電子の存在を示唆SNR では粒子加速が起こっている

酸素輝線のnarrow band image

3-5keV （非熱的Ｘ線） image

北東部の Mapping （馬場さん、春の天文学会）

SN1006 北東部すざく3-5keV

すざくO band

空間分解能のよいChandra の image

２枚の filament 状の構造が見える。

緑枠 はすざく XIS の視野

北東部だけでも分布が異なる！非熱的Ｘ線 熱的Ｘ線

SN1006 北東領域のうち、北部 (Nrim) で非熱的成分、東部 (Erim) で熱的成分が卓越？？

SN1006 北東部Chandra image

赤 : East (Erim)青 : North (Nrim)

酸素輝線(Erim) で強い

hard 成分はNrim で強い

Chandra の filament に対応する領域をすざくの image 上から選び、スペクトルを抽出

imaging 解析と consistent な傾向East : 強い酸素輝線（熱的プラズマ）の存在North : 強い hard 成分（非熱的電子）の存在

プラズマ密度や宇宙線加速効率は場所によって大きく異なる？

調べたいこと・ 宇宙線加速現場のプラズマの物理状態　（密度や温度）が加速効率に与える影響

XIS のスペクトル

・ そもそも加速粒子の最高エネルギー ・　　総エネルギーはどれくらい？　（ = 非熱的スペクトルの純粋な寄与は？）

熱的成分と非熱的成分の切り分けが必要不可欠！！

Erim

Nrim

と言うわけで、、、まずはプラズマ成分の様子を調べる

→ 非熱的Ｘ線放射がなく、熱的放射で　　明るい南東部からスペクトルを抽出

しばらくは熱的成分の話を続けます。

ONe

Mg Si

SAr

Ca Fe

S 以上は初めて検出！Ia 型 SNR でありながら、これまで Fe などの重元素の存在はＸ線では未確認だった

黒 : XIS-BI赤 : XIS-FI （３台の平均）

SN1006 南東部

O band image

中性 Kα(eV) Line center (eV) He 状 Kα(eV)

Mg-Kα 1254 1345±1±5 ～ 1340

Si-Kα 1730 1826±2±5 ～ 1850

S-Kα 2307 2365±4±5 ～ 2450

Ar-Kα 2957 3026±12±5 ～ 3120

Ca-Kα 3690 3738±28±5 ～ 3890

Fe-Kα 6400 6430±19±5 ～ 6680

重元素輝線の中心エネルギー

黒 : BI赤 : FI

重い元素ほど低い電離状態！Fe 輝線のまわりを電離非平衡 (NEI) プラズマモデルで fitting

　　 kTe = 5.84 (2.77-39) [keV]　　 net = 5.6 (2.4-8.8) x 109 [cm-3 s]

・ 高温成分の存在・ 極めて低電離（ Ne 状程度）　　 RCW86 （植野さん K18a ）に類似

wabs*vpshock

低エネルギー側のスペクトル（１）

O

Ne

575eV672eV

820eV

730eV

920eV

systematic error ～ 5eV

どのような輝線が存在するか調べる （ brems+Gaus で fit ）

730eV = Ne 状 Fe-L (3s→2p) 820eV = Ne 状 Fe-L (3d→2p) ともに低電離の Fe 輝線

「 XMM-Newton のスペクトルにFe-L 輝線の兆候が見られない。Ne 状まで電離が進んでいない？」 (Vink et al. 2003)

エネルギー分解能 ・検出効率に優れる

すざくのスペクトルによって低電離 Fe-L 輝線を発見！

しかしながら、既存の NEI モデルでは上図のような ～ 730eV （ 3s-2p ）輝線と～ 820eV （ 3d-2p ）輝線の強度比 (~4:1) を説明できない。

( 低電離での )Fe-L 輝線のモデル化が不正確？

575eV672eV

820eV

730eV

920eV

systematic error ～ 5eV

低エネルギー側のスペクトル（２）

酸素輝線のエネルギー　 He 状 Kα ～ 570eV　 He 状 Kβ ～ 670eV　 H 状 Ｌｙ α ～ 650eV

He-Kβdominant!!

電離度大

高温

best fit

730eV line を入れて酸素輝線の周辺だけで fitting

極めて低電離な状態ならこのスペクトルを説明可能

kTe = 1.5 [keV]nte = 4x109 [cm-3s] が best fit

SN1006 南東部スペクトル All band

既存のモデルでは説明できないので、複数の brems+Gaussians で現象論的にこのスペクトルを表現するモデルを決める。

連続成分　 kT1 = 0.1keV 　 kT2 = 0.5keV 　 kT3 = 7.2keV

黒 : XIS-BI赤 : XIS-FI （３台の平均）

北東部のスペクトル解析

黒 : BI赤 : FI

Chandra image

Erim

Nrim

黒 : BI赤 : FI

Erim のスペクトル熱的成分 ‥ 南東部で決めた形に fix 、

　　　強度のみが free parameter非熱的成分 ‥ power-law

Γ= 2.54χ2/dof = 1.45

Γ1 = 2.38, Γ2 = 2.85break E = 2keV (fixed)χ2/dof = 1.12

thermal + power-law thermal + broken power-law

broken power-law

単一の冪では表せない！

北東部のスペクトル解析

Chandra image

Erim

NrimErim

Nrim

Erim Nrim

Γ1 (soft 側 ) 2.38 (2.35-2.42) 2.35 (2.33-2.40)

Γ2 (hard 側 ) 2.85 (2.82-2.89) 2.71 (2.69-2.73)

break E [keV] 2.0 (fixed) 2.0 (fixed)

SB2-10keV [ergs/cm2/s/arcmin2] 2.68x10-13 3.54x10-13

EM = n2V [cm-3] 2.2x1057 1.3x1057

２つの filament の間に明白な性質の違いを発見！

・ 非熱的成分は Nrim で有意に hard かつ強い・ 熱的プラズマ成分は Erim で約２倍明るい

南西部のスペクトル解析

SWrim

Chandra image

Γ1 = 2.39 (2.37-2.41)Γ2 = 2.93 (2.90-2.96)break (keV) = 2.0 (fixed)n2V = 5.1x1057 [cm-3]

・ Erim よりもさらに soft で、熱的成分は強い

プラズマ密度の加速効率の相関

Nrim

Erim

SWrim

加速効率良い 悪い

密度

大power-law 成分の冪は加速粒子の最高エネルギーを反映

宇宙線加速効率とプラズマ密度の間の相関を観測的に証明！

密度の薄いところで効率良く粒子加速が行われている！！

まとめ• SN1006 南東部のスペクトルから S, Ar, Ca, Fe な

どの重元素輝線を発見。重い元素ほど電離度が低い。• 低電離の Fe-L 輝線を発見。 3s-2p が非常に強く、

　　既存の理論モデルでは説明できない。• 酸素輝線は H-Lyα よりも He-Kβ が支配的。高温・

　低電離状態であれば説明可能。• 北東・南西部のスペクトルから非熱的成分の寄与

を厳密に見積った。この成分は単一の冪では表せない。

• 北東部の２つの filament 状構造の間に、明白な性質の違いがあることを発見。

• 宇宙線加速効率とプラズマ密度の間の相関を実証。

低エネルギー側のスペクトル（１）

O

高電離 Fe のL-line

Ne

575eV672eV

820eV

730eV

920eV

systematic error ～ 5eV

どのような輝線が存在するか調べる （ brems+Gaus で fit ）

中性 Fe の Lα 輝線 = 705eV

低電離 Fe-Kα 輝線は real → ～ 730eV の Fe-L 輝線が　　　存在しても不思議ではない

「 XMM-Newton のスペクトルにFe-L 輝線の兆候が見られない。低電離だからか？」 (Vink et al. 2003)

エネルギー分解能 ・検出効率に優れる

すざくのスペクトルによって初めて実証！

既存の NEI モデルでは、上図のような～ 730eV （低電離）輝線と～ 820eV （高電離）輝線の強度比を説明できない。

理論モデルの適用範囲外か？