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Report
論文紹介_2012_Apr.ppt
GRXEに対する星フレアの
寄与 (by MAXI)
April 23, 2012 @ 雑誌会
Matsuoka et al. 2011, arXiv:1109.4814
and references therein
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
GRXEとは (1)
• Galactic Ridge X-ray Emissionの略称で, 銀河面に沿っ
て明るい点源の背後に見えるX線放射の総称
• 光度1038 erg/s程度で明るいX線星(Eddington限界の中
性子連星)に匹敵
• スペクトルは5-10 keVの制動放射+高電離した元素から
の輝線
• 点源説と真に広がったプラズマ説の2つの説がある
Warwick et al. 1985
T. Mizuno et al.
2
論文紹介_2012_Apr.ppt
GRXEとは (2)
• 真に広がったプラズマ説とすると
– ~10 keVまで加熱するプロセスは何か?
– 100 eV/cm3ものエネルギー密度(宇宙線や星間磁場の
約100倍) => なぜ等分配から大きくずれる?
– 星間磁場による閉じ込めができない => 1043 erg/s
(~1 SN/yr)ものエネルギー供給源は何か?
Warwick et al. 1985
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Discrete Source Scenario (1)
• コントアが密集している所は明るいX線源
• RXTEによる3-20 keVの一見広がったX線放射(コントア)は,
COBE/DIRBEの3.5 mm(カラー)の分布とよく一致
– GRXEの分布は小質量星の分布と酷似し, 点源説を示唆
L320keV / M  3.5  0.51027 erg / s / Msun
Revnivtsev+06, 07
(分布が似ているというだけでは点源説の証明にはならない)
(具体的な構成要素を示す必要がある)
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Discrete Source Scenario (2)
• RXTE(2 keV以上)およびROSAT(0.1-2.4 keV)による高銀緯
サーベイで太陽系近傍の暗い点源を探す
• RXTEによる平均光度に基づき30個の点源をリスト(HMXB,
LMXB, 広がった天体, 球状星団は除く)
– 24個の激変星(CVs)+6個のActive Binaries(ABs)
Sazonov+06
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Discrete Source Scenario (2)
• RXTE(2 keV以上)およびROSAT(0.1-2.4 keV)による高銀緯
サーベイで太陽系近傍の暗い点源を探す
• Active Binaries(ABs)と激変星(CVs)の平均光度に基づき光
度関数を作成
• ABs+CVs(銀河面にあれば暗くて分解不能)でほぼGRXEの
放出率を説明可能
2-10 keV emissivity
ABs: (2.0+/-0.8)x1027 erg/s/Msun
CVs: (1.1+/-0.3)x1027 erg/s/Msun
光度関数
Sazonov+06
(L2-10keV ~ L3-20 keV)
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Discrete Source Scenario (2)
• RXTE(2 keV以上)およびROSAT(0.1-2.4 keV)による高銀緯
サーベイで太陽系近傍の暗い点源を探す
• Active Binaries(ABs)と激変星(CVs)の平均光度に基づき光
度関数を作成
• ABs+CVs(銀河面にあれば暗くて分解不能)でほぼGRXEの
放出率を説明可能
2-10 keV emissivity
ABs: (2.0+/-0.8)x1027 erg/s/Msun
CVs: (1.1+/-0.3)x1027 erg/s/Msun
光度関数
Sazonov+06
Ridge放射の主成分である2-10 keVバンド
では30天体(6ABs+24CVs)のみであり, 特
にABsの寄与は誤差が大きい
(L2-10keV ~ L3-20 keV)
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
MAXI (2009-Present)
• MAXI=The Monitor of All-sky X-ray Image
• 国際宇宙ステーション搭載の全天X線監視装置であり,
スリットコリメータと位置感応型X線検出器を用い帯状
の視野で全天をサーベイ (ガス検出器およびX線CCD)
Matsuoka+09
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Stellar Flares seen by MAXI
• 最初の14カ月で15個の星フレア. (Tsuboi+10)
• 23か月で21個の星フレア (Lx=1.6x1031 ~ 4.8x1033 erg/s)
from RS CVn, Algol, dMe and YSO (Matsuoka+11)
明るく, しかも高温=>GRXE?
kT vs. EM
Flare from II Peg
Lx(peak)~5x1033 erg/s
点一つが
1scanに対応
T. Mizuno et al.
14 Flares from 6 RS CVns
1 Flare from YSO
Tsuboi+10
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Contribution to GRXE (1)
• 論文は“アイデア”の段階だが, 行間を読みつつ議論を追ってみる
(ちゃんとした論文は準備中だそうです)
Matsuoka+11
T. Mizuno et al.
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Contribution to GRXE (2)
• 論文は“アイデア”の段階だが, 行間を読みつつ議論を追ってみる
(ちゃんとした論文は準備中だそうです)
• 積分光度はII Pegの巨大フレアで1.3x1038 erg (図よりt=0.3dと仮定)
他のフレアも合わせて多分1039 erg程度 (短いフレアは視野やSAAに
よるlive timeも考慮する必要がある)
• 23か月で割って1.3x1031 erg/s (solar neighborhood)
• 距離の平均は42 pc. 太陽系近傍の平均星密度を0.045 Msun/pc3とし
て, 1.4x104Msun. MilkyWayのstellar massは1011Msun程度なので,
比7x106をかけて0.85x1038 erg/s (MW)
• 最も明るいフレア(GM Mus)を2番目に入れ替えると0.37なので,
(0.37-0.85)ex1038 erg/s (e~1)
• フレアの光度関数はdN/dL=kL-2程度. MAXIの星フレアに対する検出
感度は1032 erg/s程度なので, 1030~1034 erg/sまでがGRXEに寄与すれ
ば2倍になる. つまり(0.74-1.8)edx1038 erg/s (e~1, d~1)
• CVも検出できているので加えると(0.9-2.2)edx1038 erg/s
T. Mizuno et al.
be able to explain GRXE luminosity!
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How about the Spectrum?
• 21個の星フレアの各々の温度のプラズマ放射(solar abundanceを
仮定)の和+CV(kT=10keV)の和としてスペクトルを作成
ABs
H-like Fe
He-like
CVs
Matsuoka+11
• このToy Modelでの鉄輝線の等価幅は6.7 keV(He-like)で400 eV,
6.97 keV(H-like)で100 eV程度. これは「すざく」の観測を概ね再現
He-like
H-like
T. Mizuno et al.
Ebisawa+08
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論文紹介_2012_Apr.ppt
Summary (+Personal View)
• MAXIによる全天サーベイに基づき, 星フレア+CVsの
GRXEに対する寄与を見積もった
• 光度, スペクトル(高電離輝線)ともに説明可能
• 主な成分は星のフレア
• 不定性はあるが議論の筋道に問題はなさそう(「統計を稼
ぐ必要はあります」松岡先生談). 本論文が楽しみ
• CVよりも星フレアの方が積分光度が大きいのは硬い「観
測事実」で, 点源説にとって本質
T. Mizuno et al.
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References
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Matsuoka et al. 2011, arXiv:1109.4814
Revnivtsev et al. 2007, PTPS 169, 125
Tanaka 2002, A&A 382, 1052
Revnivtsev et al. 2006, A&A 452, 169
Sazonov et al. 2006, A&A 450, 117
Tsuboi et al. 2010, proc. of MAXI symposium 2010
Ebisawa et al. 2008, PASJ 60, S223
T. Mizuno et al.
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