X 線観測による U Gem の矮新星爆発時および

(1)

修士論文

X ^{線観測による} U Gem ^{の矮新星爆発時および}

静穏時におけるプラズマ空間分布の解明

武尾舞

指導教官

:

^石崎欣尚

首都大学東京大学院理学研究科物理学専攻

2020

^年

1

^月

10

^日

(2)

(3)

図目次

2.1

矮新星の模式図

. . . . 5

2.2

矮新星における降着円盤形成の過程

. . . . 6

2.3 SS Cyg

静穏時

(

左

)

および爆発時

(

右

)

の幾何学構造

. . . . 7

2.4 S

字型熱平衡曲線

. . . . 8

2.5 SS Cyg(

左

)

、

U Gem(

右

)

の爆発時の光度曲線

(Mattei 2000) . . . . 10

3.1

「すざく」の概観

. . . . 12

3.2

衛星上での各検出器の配置

(Astro-E2

実験報告書より転載

) . . . . 12

3.3 XRT

の外観

(

左

)

と配置図

(

右

)(The Suzaku Technical Description

より転載

) . . . . 14

3.4 XIS

検出器の外観

(The Suzaku Technical Description

より転載

) . . . . 15

3.5

表面照射型

CCD(

左

)

と背面照射型

CCD(

右

)

の模式図

(

東海林雅之修士論文より転載

) . . . . 16

3.6 HXD

の外観

(The Suzaku Technical Description

より転載

) . . . . 17

4.1 U Gem

可視光ライトカーブ

(AAVSO

より転載

) . . . . 19

4.2

爆発時イベントイメージと使用範囲

(

上段

)

、ライトカーブ

(

下段

) . . . . 20

4.3

静穏時イベントイメージと使用範囲

(

上段

)

、ライトカーブ

(

下段

) . . . . 21

5.1

水素柱密度

nH

の値を変化させたときの

tbabs*power-law

モデル

. . . . 23

5.2

多温度モデルの

cevmkl(

黒

)

と単温度モデル

(

赤

) . . . . 24

5.3

すざく衛星によって得られた

1.0-30.0 keV

のスペクトル

(

上段

)

と

5.0-9.0 keV

のスペクトル

(

下段

) . 25 5.4

シミュレーションによって変化させられるパラメータを示した図

. . . . 27

5.5

シミュレーションによるモデルの鉄輝線付近

. . . . 28

5.6

爆発時の反射シミュレーション結果

(1) . . . . 30

5.7 (2) . . . . 31

5.8 (3) . . . . 32

5.9

静穏時の反射シミュレーション結果

(1) . . . . 33

5.10 (2) . . . . 34

5.11 (3) . . . . 35

6.1

爆発時の降着円盤内縁半径の上限値見積もり

. . . . 38

6.2

静穏時の降着円盤内縁半径の下限値見積もり

. . . . 39

6.3 SS Cyg(

右

)

および

U Gem(

左

)

の鉄輝線付近のラインプロファイル

. . . . 40

(6)

(7)

表目次

2.1 U Gem

の基本パラメータ

. . . . 9

3.1

衛星と検出器の諸元

(Mitsuda et al. 2007) . . . . 13

4.1

各観測における基本情報

. . . . 19

5.1

スペクトルフィッティング結果

. . . . 26

5.2 (1) . . . . 30

5.3 (2) . . . . 31

5.4 (3) . . . . 32

5.5 (1) . . . . 33

5.6 (2) . . . . 34

5.7 (3) . . . . 35

(8)

(9)

1

概要

激変星とは白色矮星とロッシュローブを満たす晩期型星からなる近接連星系の総称であり、可視光で観測をした時にその明るさが数秒から数年のタイムスケールで変動する。その中でも可視光で

10

日から数

100

日程度の間隔で

2-5mag

の小規模な爆発現象を繰り返すものを矮新星と呼ぶ。代表的な矮新星はくちょう座

SS

星

(SS Cyg)

とふた

ご座

U

星

(U Gem)

では

2 keV

以上の

X

線放射の振る舞いが大きく異なることが知られている。可視光での爆発時、

SS Cyg

では極端紫外線の増光が始まると

X

線は減光するのに対し、

U Gem

では爆発時に

X

線放射も数倍明るく

なり、期間中その明るさを保つ

(Mattei 2000)

。その違いは、硬

X

線を放射する境界層が爆発時に光学的に厚い状態に転移する臨界質量降着率

(10 ¹⁶ g s ⁻ ¹ )

を、系の質量降着率が超えるかどうかで決まると考えられている。実際に

SS Cyg

ではこれを超えていることが確認されているが、

U Gem

ではこれまでにその定量的な評価をした結果は報告

されていない。また、先行研究により、

SS Cyg

の場合は静穏時ではプラズマが白色矮星と降着円盤の間に存在し、爆発時には降着円盤全面に広がっていることがわかっている。

U Gem

では

X

線放射の違いから爆発時も

SS Cyg

の静穏時と同じようなプラズマの空間分布になっていると予想されるが、未だ実証はされていない。

そこで我々は、

XIS(X-ray Imaging Spectrometer: XIS)

に加え、硬

X

線領域で高感度な硬

X

線検出器

(Hard X-

ray Detector: HXD)

が搭載されている

X

線天文衛星「すざく」のデータを用いて

U Gem

の爆発時および静穏時に

おける

X

線放射領域の状態を調べる研究を行った。矮新星での

X

線放射は銀河団の

cooling flow

モデルで説明できる。これは、降着するガスがすべてのエネルギーを光学的に薄いプラズマからの放射として解放しながら、定常流として冷えていくことを仮定したモデルである。そこで、爆発時と静穏時の

X

線スペクトルを

cooling flow

とその反射モデルで評価したところ、質量降着率はいずれも臨界値の

10 ¹⁶ g s ⁻ ¹

以下であった。この結果は、矮新星において質量降着率が臨界値よりも低い場合には境界層は光学的に薄いという従来の説に整合している。次に、放射領域の空間分布を知るために、プラズマと反射体である白色矮星や降着円盤の位置関係を様々に変えた反射シミュレーションを行なった。静穏時では白色矮星半径の

1.30-1.45

倍くらいまでのところで降着円盤が切れていて、硬

X

線を放射するプラズマはその内側にあり、中性の鉄の内核電離を引き起こすほど高温の成分の重心は降着円盤内縁に非常に近い位置にあることが確かめられた。一方爆発時では、光学的に厚い降着円盤が白色矮星の表面付近まで迫ってはいるものの、白色矮星半径の数

%

程度のところで切れており、その内側には静穏時と同じように光学的に薄い高温プラズマが存在しているという描像で説明できる。また、鉄輝線付近のラインプロファイルから、プラズマの重心は降着円盤内縁付近に存在することが確かめられた。

本論文ではこの予想外の結果の原因について議論するとともに、

2022

年に打ち上げを目指す

XRISM

衛星での展望を示す。

(10)

(11)

3 第 1 ^章

序論

激変星とは白色矮星とロッシュローブを満たす晩期型星からなる近接連星系の総称であり、可視光で観測をした時にその明るさが数秒から数年のタイムスケールで変動する。激変星は爆発の頻度や増光の幅などにいくつか種類があり、その中の一種である矮新星は、可視光で

10

日から数

100 2-5mag

の小規模な爆発現象を繰り返す。

先行研究により、代表的な矮新星はくちょう座

SS

星

(SS Cyg)

とふたご座

U

星

(U Gem)

では

2 keV

以上の

X

線放射の振る舞いが大きく異なることが知られている。可視光での爆発時、

SS Cyg

は極端紫外線の増光が始まると

X

線は減光する。一方、

U Gem

は爆発時に

X

線放射も数倍明るくなり、期間中その明るさを保つ

(Mattei 2000)

。その違いを説明する可能性として質量降着率の違いが挙げられる。

Pringle Savonije (1979)

は、爆発時には降着率が臨界値

(10 ¹⁶ g s ⁻ ¹ )

を超え、降着円盤内縁と白色矮星の間にある境界層が光学的に厚くなるため、

X

線は減光し、極端紫外は増光するとしている。これは

SS Cyg

の爆発時の振る舞いを良く説明している。

U Gem

ではこの臨界質量降着率を超えていないと推察されるが、これまでにそのような定量的評価は報告されていない。

また、

SS Cyg

は境界層のプラズマの空間分布にも大きな違いがあり、静穏時にはプラズマが白色矮星と降着円盤の

間に存在する一方、爆発時には降着円盤全面に広がっていることが分かっている

(Ishida 2009)

。

U Gem

では

X

線放射の違いから爆発時も

SS Cyg

の静穏時と同じようなプラズマの空間分布になっていると予想されるが、未だ実証はされていない。

本研究では、これらの先行研究をもとに推測をしつつ、

X

線放射領域の状態を質量降着率の違いという観点から調べることと、プラズマと反射体である白色矮星や降着円盤の位置関係を様々に変えた反射シミュレーションを用いてプラズマの空間分布を推定することを目的とし、解析を進めた。

第２章で矮新星とふたご座Ｕ星に関する基礎知識、第３章で今回解析に用いたデータを取得した

X

線天文衛星「すざく」について、第４章で観測されたデータの基本情報と行なったデータ処理について、第５章でスペクトル解析と反射シミュレーションについて、第６章でそれらの解析結果に基づく議論、第７章でまとめと考察を示す。

(12)

(13)

5 第 2 ^章

矮新星とふたご座Ｕ星 (U Geminorum)

2.1

矮新星

矮新星は、図

2.1

に示すような磁場の弱い白色矮星と晩期型星

(

伴星

)

からなる連星系であり、可視光で

10

日から数

100 2-5mag

の小規模な爆発現象を繰り返す激変星である。伴星から白色矮星に質量が転移することで降着円盤

( § 2.2)

を形成していて、爆発はこの降着円盤の状態変化によって引き起こされる。安定状態は低温で水素は中性であり粘性の低い静穏時と、逆に高温で水素の電離が進んでいて粘性の高い爆発時が存在する。静穏時では質量降着率が小さく、爆発時では大きい。

矮新星は爆発時の特徴によって

U Gem

型、

Z Cam

型、

SU UMa

型の

3

つのタイプに分類されるが、

U Gem

型は通常の爆発のみを起こし、

SU UMa

型はその他に、それより

1mag

ほど明るく継続時間が

5

倍程度長いスーパーアウトバーストと呼ばれる爆発を起こすという違いが見られる。代表的な

U Gem

型矮新星として、はくちょう座

SS

星

(SS Cyg)

とふたご座

U

星

(U Gem)

が挙げられる。どちらも降着円盤が熱不安定の条件を満たすため、爆発時と静

穏時を周期的に繰り返すような動きを見せる

( § 2.4)

。

晩期型星白色矮星

降着円盤

図

2.1

^{矮新星の模式図}

(https://www.star.le.ac.uk/%7eopj/nmcv.gif

^より転載

)

。激変星の一種であり、磁場の弱い白色矮星と晩期型星からなる。

(14)

6

第

2.

矮新星とふたご座Ｕ星

(U GEMINORUM)

2.2

^降着円盤

ある質量を持った天体に周囲からガスが落ち込む場合、角運動量を持っているガスは主星にはまっすぐに落ちず主星の周りにリングを形成し、それが広がって円盤状となる。これを降着円盤という。

図

2.2

は、連星系で降着円盤が形成される過程を示している。二つの星が周りあっていることで、伴星から白色矮星へ流れ込むガスが角運動量を持つ。リング内のガスはケプラー速度を持つため、内側ほど早く外側ほど遅く回っている。ガス同士は隙間なく接しているため、速度の違いにより摩擦が生じ角運動量は内側から外側へと受け渡される。

つまり、内側を回っていたガスは角運動量を失い、どんどん内側へ落ち込み、最終的には白色矮星表面まで積もり、

定常状態のディスクが形成される。ガスの重力エネルギーは熱として解放され、電磁波が放出される。

図

2.2

矮新星における降着円盤形成の過程。伴星から角運動量を持ったガスが流れ込み、リングを形成していく。リングの内側から外側へ角運動量の受け渡しが行われ

(

内側を回っていたガスが角運動量を失って

)

^、やがて白色矮星の表面に積もっていく。

(15)

2.3.

境界層

7

2.3

^境界層

X

線は、白色矮星表面と降着円盤内縁の間に形成される境界層から放射されると考えられている。白色矮星は、表面でのケプラー速度よりも遅い速度で自転している。ケプラー速度で回転している降着円盤の物質が白色矮星へ落ちるためには、白色矮星表面との速度差分の回転エネルギーを摩擦による減速で熱に変え、さらにそれを放射で捨てなければならない。このとき、落ちるガスは

10 ⁸ K

程度まで加熱され、光学的に薄いプラズマを形成する。この急減速・

急加熱が起きているのが境界層である。

SS Cyg

では、質量降着率が低い静穏時には、境界層入り口で

10

万度ほどだった降着円盤が、加熱のため

1

億度以

上の高温になって膨れ上がり

X

線を放射する。一方、質量降着率が高い増光時では、降着円盤の密度が高く冷却効率も高いため、白色矮星表面付近でも低温のままになる。よって、光学的に厚い降着円盤が白色矮星表面まで届いているため、硬

X

線の強度は落ちると考えられている

(

図

2.3)

。

また、矮新星の静穏時の

X

線は、光学的に薄い多温度プラズマからの放射である

(Pandel et al. 2005)

。

Mukai et al.(2003)

はこの静穏時の

X

線スペクトルが、降着するガスが全てのエネルギーを光学的に薄いプラ

ズマからの放射として解放しながら定常流として冷えていくことを仮定した、銀河団の

cooling flow

モデルで再現できることを発見した。

SS Cyg 爆発時

~10

⁵

K

白色矮星降着円盤

SS Cyg 静穏時

境界層 X線

~10

⁵

K

~10

⁸

K

図

2.3 SS Cyg

^静穏時

(

^左

)

^{および爆発時}

(

^右

)

^{の幾何学構造。}

(16)

8

第

2. (U GEMINORUM)

2.4

矮新星の爆発メカニズム

矮新星の増光幅は可視光で

2-5

等級程度で新星の

10

等級程度に比べて爆発の規模が

1/100

以下と小さいため、矮新星と呼ばれる。矮新星と新星ではその爆発メカニズムも大きく異なる。ここで矮新星の爆発メカニズムを説明できるとされる円盤不安定モデルについて紹介する。図

2.4

は円盤の熱平衡状態を線で結んだもので、

S

字型熱平衡曲線と呼ばれている。横軸は円盤の密度、縦軸は温度を表している。ここで、温度と質量降着率は

1

対

1

の関係になっているため、温度を質量降着率に置き換えて考える。最初、円盤が安定した

A

の状態にあるとする。

A

の状態は、低温で円盤のガスの大部分が中性水素である。そこへ一定の降着率で伴星からガスが流れ込んでくると、円盤の密度が上昇し

B

の状態へと移行する。温度が上昇することで中性水素が電離し、粘性が急激に増えるため質量降着率が一気に上昇し、やがて

C

の状態へと移行する。質量降着率の増大のために、解放される重力エネルギーも増大するので、それをディスク表面からの放射で捨てるために温度も急上昇する。

C

の状態での質量降着率が伴星からの降着率を上回るため円盤内の密度は次第に小さくなり、密度も低くなる。

D

の状態に移行すると電離していた水素が中性水素になるため、再び

A

の状態に戻る。このサイクルが円盤不安定モデルである。温度の高い

C D

の状態が爆発を起こしている時期に対応する。

図

2.4 S

字型熱平衡曲線。縦軸は温度

T

、横軸は円盤の単位面積当たりの質量

(

表面密度

)

。このサイクルが円盤不安定モデルであり、矮新星の爆発メカニズムを説明できるとされている。

(17)

2.5.

ふたご座Ｕ星

(U GEMINORUM) 9

2.5

^{ふたご座Ｕ星}

(U Geminorum)

U Gem

は

1855

年に発見された最初の矮新星である。先行研究により分かっている

U Gem

の基本パラメータを表

2.1

に示す。

表

2.1 U Gem

^{の基本パラメータ}

白色矮星質量

1.07 ± 0.08 M _⊙ ^*1

軌道周期

4.246 h ^*2

軌道傾斜角

69.7 ^◦ ± 0.7 ^◦ ^*3

距離

96.4 ± 4.6 pc ^*4

爆発周期〜

130 day ^*5

代表的な

U Gem

型矮新星

SS Cyg

との違いとして、

2 keV

以上の

X

線放射の振る舞いが大きく異なることが知ら

れている。図

2.5

左図を見ると、

SS Cyg

では可視光の増光と同時に

X

線も明るくなるが、極端紫外線の増光が始まると

X

線は減光していることが分かる。一方、図

2.5

右図を見ると、

U Gem

は爆発時の

X

線放射が静穏時に比べて数倍明るくなり、期間中その明るさを保っている

(Mattei 2000)

。その違いは、硬

X

線を放射する境界層が爆発時に光学的に厚い状態に転移する臨界質量降着率

(10 ¹⁶ g s ⁻ ¹ )

を、系の質量降着率が超えるかどうかで決まると考えられている。境界層が光学的に厚くなると

X

線は減光し極端紫外は増光するが、実際に

SS Cyg

では爆発時に臨界質量降着率を超えていることが確認されており、

X

線放射の振舞を良く説明している。

U Gem

では爆発時もこの臨界降着率を超えていないと推察されるが、これを観測的に検証した結果はこれまで発表されていない。

*1 Harrison et al. (1999)

*2 Harrison et al.(2004)

*3 Zhang Robinson (1987)

*4 Gaia Archive

*5 Marsh et al. (1990)

(18)

10

第

2. (U GEMINORUM)

図

2.5 SS Cyg(

左

)

、

U Gem(

右

)

の爆発時の光度曲線

(Mattei 2000)

。上から、可視光、極端紫外線、

X

線となっている。

SS Cyg

では可視光の増光と同時に

X

線も明るくなるが、極端紫外線の増光が始まると

X

^線は減光する。一方、

U Gem

は爆発時の

X

線放射が静穏時に比べて数倍明るくなり、期間中その明るさを保つ

(

極端紫外線の増光が始まっても減光しない。

)

(19)

11 第 3 ^章

X ^{線天文衛星「すざく」}

3.1

概要

X

線天文衛星「すざく」は日本で

5

番目の

X

線天文衛星である。すざく衛星は宇宙科学開発研究機構の

M-V-6

号ロケットによって

2005

年

7

月

10

日に鹿児島県内之浦から打ち上げられた。衛星は直径

1.91 m

の八角柱の構体を基本とし、全長

6.49 m

、太陽パネルを広げた幅は

5.4 m

にもなり、

1680 kg

の重量を持つ。すざく衛星には

2

種類

5

つの軟

X

線検出器と

1

つの硬

X

線検出器が搭載されている

(

図

3.1)

。軟

X

線望遠鏡は

5

つの

X

線望遠鏡

(X-ray telescope;XRT)

と

5

つの焦点面検出器

(4

つの

X-ray Imaging Spectrometer;XIS

と、

1

つの

X-ray Spectrometer;XRS)

からなる。

4

台の

X

線

CCD

カメラから構成される

XIS

は

0.2-12 keV

のエネルギー帯域をカバーし、エネルギー分解能は

6 keV

で

130 eV

である。

XRS

は

X

線マイクロカロリメータで、エネルギー帯域は

XIS

と同程度、エネルギー分解能は

6 keV

で

6 eV

である。そして、さらに高いエネルギー

(10-700 keV)

の

X

線を観測するために開発されたのが硬

X

線検出器

(Hard X-ray Detector;HXD)

である。

XRS

は使用している液体ヘリウムが消失するという事故が発生し、観測が不可能になったが、すざくでは

XIS 4

台と

HXD

で同じ天体を同時に観測することができ、広いエネルギー帯で高感度の

X

線分光が可能である。特に、硬

X

線領域

(10

‒

300 keV)

においてこれまでで最高の感度、軟

X

線領域

(0.3-1 keV)

でこれまでの

CCD

カメラに比べて高い感度と分解能を実現しており、最大の特徴となっている。衛星上での検出器の配置を図

3.2

に示す。また、各検出器の特徴や性能を表

3.1

にまとめた。

(20)

12

第

3. X

XRT

XRS

HXD

XIS

図

3.1

^{「すざく」の概観}

図

3.2

衛星上での各検出器の配置

(Astro-E2

実験報告書より転載

)

^。

S/C X, S/C Y

は衛星座標系、

DETX, DETY

は検出器座標系である。また、観測時の衛星姿勢を考慮して赤道座標系に投影したのが

Sky

座標系

(ActX, ActY)

^である。

Sky

座標系を用いると、異なる検出器で得られたイメージを足し合わせることが

できる。

(21)

3.1.

概要

13

表

3.1

^{衛星と検出器の諸元}

(Mitsuda et al. 2007)

衛星軌道遠地点高度

568 km

軌道周期

96 min

軌道傾斜角

31 ^◦

観測効率〜

43 %

XRT

焦点距離

4.75 m

視野〜

17 ^′ at 1.5 keV

〜

13 ^′ at 8.0 keV

有効面積

440 cm ² at 1.5 keV

250 cm ² at 8.0 keV

空間分解能

2 ^′ (HPD)

XIS

視野

17 .8 ^′ × 17 .8 ^′

エネルギー帯

0.2-12.0 keV

エネルギー分解能〜

130 eV at 6 keV (FWHM)

有効面積

330 cm ² (FI), 370 cm ² (BI) at 1.5 keV 160 cm ² (FI), 110 cm ² (BI) at 8.0 keV

時間分解能

8 s (normal mode), 7.8 ms (P-sum mode)

ピクセル数

1024 × 1024 pixels

HXD

視野

34 ^′ × 34 ^′ ( ≤ 100 keV) 4 ^◦ .5 × 4 ^◦ .5 ( ≥ 100 keV)

エネルギー帯

10-70 keV

40-600 keV

エネルギー分解能〜

3.0 keV (PIN, FWHM) 7.6/ √

E MeV (GSO, FWHM)

有効面積〜

160 cm ² at 20 keV

〜

260 cm ² at 100 keV

時間分解能

61 µ s

(22)

14

第

3. X

3.2

^軟

X

^線望遠鏡

(XRT)

X

線は物質中で強く吸収され、屈折率が

1

よりわずかに小さいという特徴を持つ。これは、

X

線の光学系を作る上で反射鏡には、入射角度の小さい

X

線を反射させる「全反射」が適切であることを意味する。すざく衛星搭載の

XRT

は、口径

40cm

の多重薄板

X

線望遠鏡であり、全反射鏡と呼ばれる特殊な反射鏡を用いている。回転双曲面と回転放物面で

2

回全反射させ、光軸から外れた方向での像収差を小さくした光学系を

WolterI

型と呼ぶ。

XRT

はこれを円錐

2

段で近似して用いている。

XRT

は全部で

5

台搭載されており、そのうち

4

台は

XRT-I

、残りの

1

台は

XRT-S

と呼ばれる

(

図

3.3)

。

XRT-I

は

175

枚の反射鏡で構成されており、焦点距離は

4.75m

で、その焦点面には

XIS

が配置されている。一方、

XRT-S

は

168

枚の反射鏡で構成され、焦点距離は

4.5m

、その焦点面には

XRS

が配置されている。

図

3.3 XRT

^の外観

(

^左

)

^と配置図

(

^右

)(The Suzaku Technical Description

^より転載

)

^。

XRT

^は、口径

40cm

の多重薄板

X

線望遠鏡であり、全反射鏡が用いられている。

XRT-I

^が

4

^台、

XRT-S

^が

1

^{台配置されている。}

(23)

3.3. X

線

CCD

カメラ

(XIS) 15

3.3 X

^線

CCD

^カメラ

(XIS)

CCD (Charged Coupled Device)

カメラは、半導体検出器を

2

次元アレイ状に並べたものである。

10 keV

以下の

X

線の相互作用は光電吸収が支配的であるため、あるエネルギー

E

の

X

線光子が

CCD

の空乏層に入射すると、

ある確率で光電吸収を起こす。光電吸収によって生成された光電子は、エネルギーを失うまで半導体物質中の荷電子帯にいる電子を次々に励起して約

E/W

個の電子正孔対を作り出す。ここで

W

は半導体物質の種類で決まる平均電離エネルギーで、ケイ素

(Si)

の場合は

W

〜

3.65eV

である。こうして生成された電子を正確に検出することで、入射

X

線光子のエネルギーを測定することが可能である。

図

3.4 XIS

^{検出器の外観}

(The Suzaku Technical Description

^より転載

)

X

線

CCD

カメラにおいて電荷の読み出しには、

Frame Transfer

型と呼ばれるものが主流になっている。

Frame Transfer

型は通常の撮像領域の他に露光後の

CCD

フレームデータを一時的に保持しておく蓄積領域を

持ち、そこには

X

線を遮断するシールドが設けられている。撮像領域のデータを短時間で蓄積領域に転送し、そこから読み出し口まで転送が行われている間に、受光面では次の露光が行われる。そのため露光中、

1

ピクセルに複数の

X

線光子が入射した場合、個々の

X

線光子を区別できず各

X

線光子のエネルギーの和を持つ

1

つの光子として判別されてしまう。これをパイルアップと呼び、非常に明るい天体を観測した場合に起こりやすい。

XIS

は

4

台の

X

線

CCD

カメラ

(XIS0, XIS1, XIS2, XIS3)

から構成される検出器であり

(

図

3.4)

、それぞれが

XRT-I

の焦点面に配置されている。また、

CCD

には表面照射型

(Frontside Illuminated;FI)

と裏面照射型

(Back- side Illuminated;BI)

がある。

XIS0, XIS2, XIS3

の

3

台が

FI-CCD

、

XIS1

が

BI-CCD

である。

FI

では

X

線を電極側から入射するため、エネルギー分解能に優れる反面、低エネルギーの

X

線は電極や絶縁層で吸収されてしまうので、

低エネルギー

X

線の検出効率は悪い。一方、

BI

では

X

線を電極の逆側から入射するため、

X

線の吸収点が電極から遠くなりエネルギー分解能が悪くなるが、低エネルギーの

X

線に対して高い検出効率を得ることができる

(

図

3.3)

。

(24)

16

第

3. X

軟X線硬X線

酸化膜絶縁層電極空乏層

中性領域基板

中性領域

空乏層絶縁層電極

硬X線軟X線

電荷雲

図

3.5

^{表面照射型}

CCD(

^左

)

^{と背面照射型}

CCD(

^右

)

^の模式図

(

東海林雅之修士論文より転載

)

^。

(25)

3.4.

硬

X

線検出器

(HXD) 17

3.4

^硬

X

^線検出器

(HXD)

HXD

は、

10-700 keV

の広いエネルギー範囲の硬

X

線をこれまでにない高い感度で観測することを目的とした検

出器である。

X

線望遠鏡に全反射鏡を使う場合、望遠鏡の焦点距離を一定にすると、

X

線を集光できる望遠鏡の開口面積はエネルギーの

2

乗に比例して小さくなる。そのため、

10 keV

以上のエネルギーでは、衛星で実現できる焦点距離の範囲では十分な集光面積を確保することが困難である。また、硬

X

線領域では天体からの信号に比べて宇宙線や検出器由来のバックグラウンドが大きく、これらを低減することが非常に重要となる。

そこで、これらを解決するために、バックグラウンドには検出器の正面から入射するもの、視野外からシールドを通過して入射してくるもの、検出器に内在するものなどの成分、全てを低減するよう開発された井戸型フォスイッチカウンタの技術が

HXD

では応用されている。フォスイッチ型検出器は、天体からの信号検出用シンチレータと、それを取り囲むように配置した蛍光の減衰時間の異なる遮蔽用シンチレータを一体化させ、ひとつの光電子増倍管で読み出す検出器にコリメータを組み合わせたものである。フォスイッチ型では、検出した光子が検出用のシンチレータだけでエネルギーを失ったのか、シールド用のシンチレータでもエネルギーを失ったのかを信号波形から判別することができるため、効率的にバックグラウンドを除去することが可能である。

すざくに搭載されている

HXD

では、基本となる井戸型フォスイッチカウンタは

16

本あり

(Well

ユニット

)

、その周りを

BGO

結晶のアンチカウンタ

(Anti

ユニット

)20

本が取り囲む。

Well

ユニットの主検出部は

PIN

型半導体検出器

(

厚さ

2 mm)

と

GSO

シンチレータ

(

厚さ

5 mm)

を上下に重ねた形で構成され、

10-700 keV

という広帯域を実現する。

図

3.6 HXD

^の外観

(The Suzaku Technical Description

^より転載

)

^。

4 × 4

^{で配置された}

16

^{本の井戸型フォス} イッチカウンタにより天体の信号を検出する。

HXD

^は、

10-700 keV

の広いエネルギー範囲の硬

X

^{線をこれまで} にない高い感度で観測することができる。

(26)

(27)

19 第 4 ^章

観測とデータ処理

4.1

観測

本研究では、すざく衛星で

2012

年

4

月

12

日に観測された爆発時のデータと

2012

年

4

月

24

日に観測された静穏時のデータをそれぞれ使用する。各観測における基本情報を表

4.1

にまとめた。図

4.1

は

U Gem

の可視光ライトカーブである。青帯、黄帯は、それぞれ「すざく」による爆発時、静穏時の観測時期に当たる。

表

4.1

各観測における基本情報

ID State Observation date Detector Exposure(ks) Count Rate(s ⁻ ¹ )

407035010

爆発時

2012 Apr 12 XIS 50.3 1.149 ± 0.003

HXD 44.4 0.009 ± 0.002

407034010

静穏時

2012 Apr 24 XIS 119.1 0.491 ± 0.001

HXD 93.1 0.010 ± 0.002

Magnitude(V-band)

Julian Days

図

4.1 U Gem

可視光ライトカーブ

(AAVSO

より転載

)

。縦軸は波長帯

V-band

で等級を表し、横軸は時刻をユリウス通日で表している。

(28)

20

第

4.

観測とデータ処理

4.2

^{データ処理}

本研究には

XIS0, 1, 3

および

HXD

のデータを用いた。

XIS2

は打ち上げ

1

年後の

2006

年

11

月

9

日に、軌道上のデブリ

(orbital debris)

、もしくは微小隕石

(micro meteorite)

の直撃を受けて視野の

2/3

が破壊され使用不能になったため、データが存在しない。データ処理で使用したソフトウェアは

NASA

のゴダード宇宙飛行センターが提供している

HEADAS version 6.26 ^*1

である。

XIS

では

1.0-10 keV

、

HXD

では

15-30 keV

のエネルギー帯域を用い、また、

天体からのイベントとして天体中心から半径

4 ^′

の円内に含まれるものを使用した。バックグラウンドとして、円と同心の内径

4 ^′

、外径

8 ^′

の円環に含まれるイベントを使用した

(

図

4.2

、

4.3

上段

)

。

XIS

の応答関数は、

xisrmfgen

および、

xissimarfgen(Ishisaki et al. 2007)

を用いて作成した。

0 2 5 11 24 50 102 204 411 820 1634 0 1 2 6 12 25 51 101 204 407 812

0 10⁴ 2×10⁴ 3×10⁴ 4×10⁴

0123

Count/sec

Time (s) U GEM IN OUTBURS

Start Time 16030 5:04:10:184 Stop Time 16030 17:50:02:184 Bin time: 128.0 s

0 10⁴ 2×10⁴ 3×10⁴ 4×10⁴

0123

Count/sec

Time (s) U GEM IN OUTBURS

XIS0 + XIS3

爆発時

XIS1

図

4.2

爆発時イベントイメージと使用範囲

(

^上段

)

^{、ライトカーブ}

(

^下段

)

^。

XIS

^{のデータを使用し、}

1.0-10 keV

のエネルギー帯域を用いた。また、天体中心から半径

4 ^′

の円内に含まれるイベントを天体からのイベントとして使用し、円と同心の内径

4 ^′

^、外径

8 ^′

の円環に含まれるイベントをバックグラウンドとした

(

^上段

)

^{。ライトカーブ}

(

^下段

)

ではバックグラウンドは引いてある。

*1 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/software/lheasoft/

(29)

4.2.

データ処理

21 XIS0 + XIS3

静穏時

XIS1

0 2 5 12 26 53 108 217 437 872 1738 0 1 3 6 13 27 55 111 223 446 888

10⁴ 2×10⁴ 3×10⁴ 4×10⁴ 5×10⁴

0123

Count/sec

Time (s) U GEM IN QUIECSE

10⁴ 2×10⁴ 3×10⁴ 4×10⁴ 5×10⁴

0123

Count/sec

Time (s) U GEM IN QUIECSE

図

4.3

静穏時イベントイメージと使用範囲

(

^上段

)

^{、ライトカーブ}

(

^下段

)

^。

XIS

^{のデータを使用し、}

1.0-10 keV

のエネルギー帯域を用いた。また、天体中心から半径

4 ^′

の円内に含まれるイベントを天体からのイベントとして使用し、円と同心の内径

4 ^′

^、外径

8 ^′

の円環に含まれるイベントをバックグラウンドとした

(

^上段

)

^{。ライトカーブ}

(

^下段

)

ではバックグラウンドは引いてある。

(30)

(31)

23 第 5 ^章

データ解析

5.1

5.1.1

スペクトル解析方法

U Gem

の爆発時および静穏時のスペクトルに対し、星間吸収

(tbabs)

と反射成分

(reflect)

を考慮した多温度プラ

ズマモデル

(cevmkl)

を用いてフィッティングを行なった。

tbabs(The Tuebingen-Boulder ISM absorption)

モデルは、ガス状態の

ISM

、粒子状態の

ISM

、分子の

ISM

の各状態における

X

線吸収断面積の和として

ISM

全体の

X

線吸収断面積を計算するモデルである。粒子状態の

ISM

は大きな

X

線吸収断面積を持つものの、全体に与える影響は非常に小さい。

ISM

に寄与する分子は水素分子のみを考えている。ガス状態の

ISM

は、各元素ごとの光電離断面積を考えており、元素の存在比は

Wilms et al.(2000)

を元に重みづけをしている。図

5.1

はモデルパラメータである水素柱密度

nH

の値を変化させたときのスペクトルである。熱的放射モデルには

power-law

を用いた

(phoindex=1)

。

H, He

の

X

線に対する断面積が小さいので、主に

C, N, O, Ne, Si, S, Fe

の

K

殻と

L

殻電子による光電吸収が支配的である。

−5−4−3

0.1 10 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 27−Jan−2020 16:15

−5−4−3

0.1 10 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 27−Jan−2020 16:10

−5−4−3

0.1 10 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 27−Jan−2020 16:15

−5−4−3

0.1 10 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 27−Jan−2020 16:16

−5−4−3

0.1 10 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 27−Jan−2020 16:16 nH(10²² cm^-2)

0.01 0.1 1.0 10 100

Fe Ni S

Si Mg

Ne

Fe-L N O

C

Al

Cr Ar Ca

図

5.1

^{水素柱密度}

nH

の値を変化させたときの

tbabs*power-law

^モデル。

C-K

^から

Ni-K

までの吸収端が見えている。

(32)

24

第

5.

データ解析

cevmkl

モデルは、電離平衡に達した光学的に薄いプラズマ放射モデルをもとに、温度

T

の

emission measure

が

f(T )dT ∝ (T /T max ) ^α ⁻ ¹ dT (5.1)

で与えられるような、多温度の光学的に薄いプラズマ放射モデルである。このモデルでは、

C

から

Ni

までの主要な

13

種類の元素の存在量を独立に与えることができる。図

5.2

は、黒が多温度の

cevmkl(

最高温度

20keV)

、赤が単温

度モデル

(

温度

20keV)

を示す。

cevmkl

の方が、各元素で制動放射に対する輝線の強度が強い。このことから多温度

プラズマであることが分かる。

−4−3

0.1 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 29−Jan−2020 15:31

−4−3

0.1 10 10 0.01 0.1 1 10 1 10

Photons cm

−2

s

−1

keV

−1

Energy (keV) Current Theoretical Model

mt 27−Jan−2020 18:08

Fe Ni S

Si Mg Ne O N C

Al

Ca Ar Na

図

5.2

^{多温度モデルの}

cevmkl(

^黒

)

^{と単温度モデル}

(

^赤

)

^{。両者ともに温度を}

20keV

^とした

(cevmkl

^{は最高温度}

)

^。

これらに加え、放射された

X

線が白色矮星の表面で反射することによるコンプトン散乱および光電吸収成分を

reflect

モデルで取り入れた。

また、

6.4keV

付近に中性鉄輝線も見られた。

cevmkl

は高温プラズマからの放射を仮定しているため、高階電離し

た鉄の

Kα

輝線は存在するが、中性鉄の

Kα

輝線はこのモデルには含まれない。よってこれを白色矮星付近の冷たい反射物質に由来するものだと考え、

gaussian

モデルを用いて再現した。

これらのモデルのフィット結果から分かる全輻射光度

L _Bol

と、白色矮星質量

M (

表

2.1

参照

)

、白色矮星半径

R

を

L _Bol = GM M ˙

2R (5.2)

に用い、質量降着率

M ˙

を求める。ここで、白色矮星表面に到達したときのエネルギーの半分は円盤で放射、半分はケプラー運動として保持されるため、

L Bol

は円盤光度の

1/2

となる。

ただし、白色矮星半径

R

は

R

と

M

の関係式

(Nauenberg 1972) R

R _⊙ = 0.0225 µ

[1 − (M/M 3 ) ^4/3 ] ^1/2

(M/M 3 ) ^1/3 (5.3)

M ₃

M _⊙ = 5.816

µ ² (5.4)

により算出したものを使用する。

µ

は一電子あたりの平均分子量で

µ=0.62

を用いた。また、

M 3

はチャンドラセカール限界質量を表す。

(33)

5.1.

25

求めた

M ˙

が臨界質量降着率

(10 ¹⁶ g s ⁻ ¹ )

を超えているか否かで、爆発時および静穏時それぞれ境界層が光学的に厚い状態に転移していないという観測事実と整合しているかどうか検証した。

5.1.2

解析結果

5.1.2

は爆発時および静穏時それぞれ、

1.0-30.0 keV

の帯域に対しモデル

tbabs × (reflect × cevmkl + gaussian)

でフィッティングを行った結果である

(

図

5.3)

。検出器ごとの検出効率の違いは、キャリブレーションに基づく定数をかけることで補正した。また、フィット結果から分かる主要なパラメータを表

5.1

にまとめた。

10⁻⁵ 10⁻⁴ 10⁻³ 0.01 0.1 1 10

normalized counts s−1 keV−1

data and folded model

10

2 5 20

−2 0 2 4

ratio

Energy (keV)

mt 2−Sep−2019 02:06

爆発時

Energy(keV)

10⁻⁶ 10⁻⁵ 10⁻⁴ 10⁻³ 0.01 0.1 1 10

10

2 5 20

−2 0 2 4

ratio

Energy (keV)

mt 2−Sep−2019 02:19

静穏時

XIS0 XIS1 XIS3 HXD

counts cm

-2

s

-1

keV

-1

ratio ratio

10⁻³ 0.01 0.1

5 5.5 6 6.5 7 7.5 8 8.5 9

0 0.5 1 1.5 2

ratio

Energy (keV)

mt 2−Sep−2019 02:13

9.0 z

8.0 7.0

5.0 ratio

10⁻³ 0.01

2×10⁻³ 5×10⁻³ 0.02

5 5.5 6 6.5 7 7.5 8 8.5 9

0 0.5 1 1.5 2

ratio

Energy (keV)

mt 2−Sep−2019 02:21

5.0

6.4keV

7.0 8.0 9.0 Energy(keV)

ratio

6.4keV

Energy(keV)

2.0 5.0 10 20

Energy(keV)

2.0 5.0 10 20

XIS0 XIS1 XIS3 HXD

XIS0 XIS1 XIS3 HXD XIS0

XIS1 XIS3 HXD

counts cm

-2

s

-1

keV

-1

counts cm

-2

s

-1

keV

-1

counts cm

-2

s

-1

keV

-1

図

5.3

すざく衛星によって得られた

1.0-30.0 keV

のスペクトル

(

上段

)

と

5.0-9.0 keV

のスペクトル

(

下段

)

。左列が爆発時、右列が静穏時。黒は

XIS0

^、赤は

XIS1

^、緑は

XIS3

^、青は

HXD

^{を表す。図下段の}

ratio

^{は、データ}

/

モデルの値である。

(34)

26

第

5.

データ解析表

5.1

スペクトルフィッティング結果

State Z F e (Z _⊙ ) α T max (keV) LineE (keV) Sigma (keV) χ ² _red (dof) L Bol ( × 10 ³¹ g cm ² s ⁻ ³ ) OB 0.83 ^+0.06 ₋ _0.06 1.17 ^+0.10 ₋ _0.08 11.6 ^+0.7 ₋ _0.6 6.50 ^+0.03 ₋ _0.04 0.12 ^+0.02 ₋ _0.03 1.51(807) 3.30

Q 0.90 ^+0.05 ₋ _0.05 1.01 ^+0.07 ₋ _0.07 17.7 ^+1.2 ₋ _1.3 6.41 ^+0.06 ₋ _0.05 0.07 ^+0.06 ₋ _0.07 1.15(801) 1.62 N H /10 ²² =0.0031 cm ⁻ ²

、

Z=0.58 Z _⊙

で固定した。

フィット結果から求められる

L _Bol

を

5.2

式に代入し質量降着率を求めると、爆発時で

M ˙ = 2.78 × 10 ¹⁵ g s ⁻ ¹

、静穏時で

M ˙ = 1.36 × 10 ¹⁵ g s ⁻ ¹

となった。これにより、

U Gem

で爆発時にも硬

X

線のフラックスが増えるのは、境界層が光学的に厚い状態に転移せず、増加した降着質量が解放する重力エネルギーがそのまま硬

X

線として放射されるためだということが明らかになった。

X 線観測による U Gem の矮新星爆発時および