銀河系で一番“若い” 超新星残骸、 sn1006
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銀河系で一番“若い” 超新星残骸、 SN1006. 2006/12/13 colloq@CR 山口 弘悦. Contents. 銀河系内の SNR 超新星の分類 Suzaku による SN1006 の観測 南東部 (thermal) のスペクトル 他の SNR との比較 Reverse shock @SNR. 今回は一切趣味に走りませんので。。. 銀河系内の SNR. 超新星の分類. I 型 ‥ H の吸収線なし Ia 型 ‥ Si の吸収線あり Ib 型 ‥ Si なし、 He の吸収線あり Ic 型 ‥ Si なし、 He の吸収線なし - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
銀河系で一番“若い”超新星残骸、 SN1006
2006/12/13 colloq@CR
山口 弘悦
Contents
• 銀河系内の SNR
• 超新星の分類• Suzaku による SN1006 の観測
– 南東部 (thermal) のスペクトル– 他の SNR との比較– Reverse shock @SNR
今回は一切趣味に走りませんので。。
銀河系内の SNR
年齢 (yr)距離 (kp
c)視直径 (arc
min) Type
Cas A 320 3.5 4 II
Kepler 400 4.8 3 Ia
Tycho 430 2.3 8 Ia
SN1006 1000 2.2 30 Ia
Crab 1050 2.0 4 II
RCW86 2000 2.8 45 Ia
Cyg Loop 20000 0.8 170 II
超新星の分類I 型 ‥ H の吸収線なし Ia 型 ‥ Si の吸収線あり Ib 型 ‥ Si なし、 He の吸収線あり Ic 型 ‥ Si なし、 He の吸収線なしII 型 ‥ H の吸収線あり
SN2001bg (Type Ia)爆発から 39 時間後のスペクトル
大質量星の殻状構造
Ia ‥ 白色矮星 (M < 8Mo) C と O からなるむき出しの中心核 連星からの質量降着 → C の核暴走
II ‥ 大質量星 (M > 8Mo) コアは Fe まで進む → 重力崩壊 外層が吹き飛び、中心天体が残る
重元素組成比
Ia 型Si, Fe などの重い元素が多く、Ne 以下は少ない。
II 型O や Ne が多く、 Fe は少ない。 [Fe]/[O] ~ 0.4(絵が用意できなくてスミマセン。)
(Nomoto et al. 1984)
Suzaku による SN1006 の観測PV-phase でほぼ全域を観測
He-O line band 3 - 5 keV band
今回は thermal が最も強い南東部の報告をします。
南東部全体のスペクトル
O
NeMg
Si
S
Ar
CaCr?
Fe
S 以上の重元素 K 輝線は Suzaku が初めて検出!
黒: BI赤: FI 3台平均
Neutral (eV) Data (eV) He-like (eV)
Mg-Kα 1254 1345±1±3 ~ 1340
Si-Kα 1730 1826±2±4 ~ 1850
S-Kα 2307 2365±4±5 ~ 2450
Ar-Kα 2957 3026±12±6 ~ 3120
Ca-Kα 3690 3738±28±7 ~ 3890
Fe-Kα 6400 6430±19±13 ~ 6680
輝線の中心エネルギー
重い元素ほど低い電離状態にある。
Fe は Ne 状(もしくはそれ以下)
Ne 状イオンは K 輝線が出にくい。
Fe-K band
kTe = 5.1 (>2.7) keVnet = 3.9 (0.4-8.0) *109 cm-3 sFe = 2.9 (1.3-6.2) solar
電離非平衡 (NEI)プラズマモデルで Fitting
これだけでは必ずしもFe が多いとは言えない。
non-thermal の寄与があるかも?現在考察中…
power-law
thermal
O-K ( Cygnus Loop との比較)
Cygnus Loop年齢 : 20000yr
Red: Cygnus LoopBlack: SN1006
20 倍も年上の Cygnus Loop と O-K のスペクトルが酷似しかし、よくよく見るとちょっと違うよ。
kTe = 0.2 keVnet = 4*1011 cm-3 s
kTe = 1.0 keVnet = 4*109 cm-3 s
Cyg Loop SN1006
H-like Kα He-like Kβ
SN1006 は、電子温度は Cyg Loop より高いが、電離度が圧倒的に低い(電離温度が低い)
“shoulder”He-Kγ,δ,ε と、Ne 状 Fe-L から成る。
He-Kα H-KαHe-Kβ
Mg-Si-S band ( Cas A との比較)
Red: Cas ABlack: SN1006
He-Kα
H-KαHe-Kβ
SN1006 は Cas A より3倍も年上なのに電離度が低い。
Cas A (Chandra)
電子温度も低い。CasA: kT ~ 3keV, SN1006: kT ~ 1keV
Tycho (Age=430yr) の電子温度、電離度はSN1006 と Cas A の中間ぐらい。
Mg-Si-S band ( Tycho との比較)
He-Kα
He-Kβ
Tycho (Chandra)
SN1006 は銀河系で最も”若い” !!
↑↑ ↑ ↑ SN1987A SN1006 Cas A Cygnus Loop Kepler&Tycho
Tion
Te
Tz
The plasma evolution in SNRs
イオン温度
電子温度
電離温度Energy flow
SN1006 は CasA や Tycho より電子温度、電離温度ともに低い → イオンから電子へのエネルギー移行もほとんど進んでいない。
nt
SNR を輪切りにしてスペクトル抽出
1.2-2.8keV (Mg-S band) をNEI モデルで fitting
Si,S の幅が合わない。< Cal の問題ではなさそう。
輝線の幅を調べる。
Mg
Si
S
イオンの Doppler 広がりだと思うと‥
kTSi > 10MeV → 10000km/s の shock speed が必要
固有運動による blue shift + red shift の重ね合わせだと思うと
Si,S: V ~ 3000km/sMg: V< 1500km/s
同一起源の ejecta がここまで速度が異なるとは考えにくい。
輝線中心エネルギーの場所依存
外側ほど低電離を示唆→ 輝線の広がりは異なる電離度の重ね合わせか?
2成分 Fit
kT1 = 1.1 keVnt1 = 8*108 cm-3 s
kT2 = 0.8 keVnt2 = 2*1010 cm-3 s
forward shock
reverse shock
接触不連続面
Reverse shock はどっち向き?
ISM
ejecta
外側が低電離→ 最外部が shock 加熱現場→ Reverse shock はまだ外向きに
進んでいる。
やはり ISM の密度が低い!
まとめと今後• SN1006 は thermal が熱い!• SNR 進化の極端な初期段階にある。• 周辺の ISM は低密度
– プラズマ診断– 場所依存
• 中心部を Deep に観測する予定 (AO-2)– アバンダンスの空間分布