史上初めて観測された 新星爆発 点火 の瞬間　「 MAXI J0158-744 」

史上初めて観測された新星爆発点火の瞬間　「 MAXI J0158-744 」

2013.08.29 ( 木 ) 15:00 - @ RIBF #203, RIKEN

冨田洋 , 木村公 , 諏訪文俊 , 根来均 , 芹野素子 , J. A. Kennea, K. L. Page, P. A. Curran, F. M. Walter, N. P. M. Kuin, T. Pritchard, 中平聡志 , 廣井和雄 , 薄井竜一 , 河合誠之 , J. P. Osborne, 三原建弘 , D. N. Burrows, N. Gehrels,

小浜光洋 , 松岡勝 , 中島基樹 , P. W. A. Roming, 杉森航介 ,杉崎睦 , 坪井陽子 , 常深博 , 上田佳宏 , 上野史郎 , 吉田篤正 , ほか

MAXI チーム

森井幹雄　理研 MAXI チーム

目次

• Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI)• MAXI J0158-744 の発見• MAXI, Swift, 可視光観測のまとめ• MAXI で観測した X 線閃光• X 線閃光 : 衝撃波加熱モデル• X 線閃光 : 新星爆発の点火モデル“ fireball

phase”• まとめ

MAXI

Exposed Facillity

２方向に細長い視野を持つ。 約９０分に一回、全天をスキャン

する。 X 線突発天体の検出 X 線変動天体の長期モニター観測

Direction

MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image)

国際宇宙ステーション（ＩＳＳ）

1.5deg (FWHM)

天球

Kibo

collimator

proportional counter

slit

GSC (X-ray Gas Camera) SSC (X-ray CCD Camera)

Detector Gas(Xe) prop. counter x12 CCD 16 chips x 2 camera

Energy range (Q.E.>10%) 2 － 30 keV 0.5 － 12 keV

Energy resolution (FWHM) 15.7%(at 8.0keV) 2.5%(150eV) (at 5.9keV)

Point Spread Function 1.5 degree 1.5 degree

Sensitivity (1 scan) 20 mCrab 50 mCrab

検出器

SSC

4

MAXI J0158-744の発見

• 2011-11-11 　 05:05:59 (UT)• XRF 111111A (Kimura+, Morii+)• 軟 X 線突発天体 ( < 5 keV)

• MAXI GSC 全天イメージ• 90 分毎• 銀河座標

MAXI discovery and Swift Follow-ups

MAXI-SSC MAXI-SSC

T = 200 sec T = 1300 sec

MAXI-GSC

T = 0 sec

Image of Swift-XRT

Image of Swift-UVOT

T = 0.54 days

T = 0.54 days

X-ray (0.3 – 5 keV)

U band (350 nm)

Swift follow-up

MAXI J0158-744• 軟 X 線突発天体 ( ほとんど 5 keV 以下 ).

似たような現象は無い。　短時間の X 線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。 （ GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-

ray transient ） . 唯一、 Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測され

ていない。 • 小マゼラン星雲 (SMC) の近傍• 伴星 :

可視光スペクトルは、 SMC の距離 ( = 60 kpc) にある Be 星と一致 (B1/2 IIIe ) 。

Radial Velocity も SMC と一致 (Li et al. 2012) 。• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :

– 黒体放射 ( 半径 = 104 102 km, 温度 = 60 110 eV)– 新星爆発後に観測される軟 X 線放射とよく似ている。– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)– 白色矮星と Be 星との連星系 で発生した新星爆発。

突発天体（ Transient)

• X 線バースト （数 10 秒間）– 連星系 (Neutron Star + 星 )

• ガンマ線バースト（数秒～数 1000 秒間）– 重力崩壊型 Supernova から出た Jet – 連星系 (Neutron Star + Neutron Star) の合体から出た

Jet• マグネター（約 0.1 秒～数 1000 秒間）

– 磁場の強い Neutron Star 、磁気リコネクション。• Super-giant Fast X-ray transient （数時間）

– 連星系 (Neutron Star + 超巨星 with Stellar Wind ) • 星のフレア（数時間～数日）

– 磁気圏の活動、 Cool Star (F, G, K, M)

ハードなＸ線、ガンマ線放射

（数 keV 以上）

唯一の例：短時間の軟Ｘ線突発天体• Supernova Shock Breakout

– Supernova の衝撃波が星の外層を吹き飛ばす瞬間の放射

Soderberg+2008

MAXI J0158-744• 軟 X 線突発天体 ( ほとんど 5 keV 以下 ).

似たような現象は無い。　短時間の X 線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。 （ GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-

ray transient ） . 唯一、 Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測され

ていない。 • 小マゼラン星雲 (SMC) の近傍• 伴星 :

可視光スペクトルは、 SMC の距離 ( = 60 kpc) にある Be 星と一致 (B1/2 IIIe ) 。

Radial Velocity も SMC と一致 (Li et al. 2012) 。• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :

– 黒体放射 ( 半径 = 104 102 km, 温度 = 60 110 eV)– 新星爆発後に観測される軟 X 線放射とよく似ている。– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)– 白色矮星と Be 星との連星系 で発生した新星爆発。

伴星

小マゼラン星雲内の Be 星 (B1/2 IIIe )( 距離 :60 kpc)

Lum

inos

ity

Temperature

H-R diagramSpectral energy density

MAXI J0158-744• 軟 X 線突発天体 ( ほとんど 5 keV 以下 ).

似たような現象は無い。　短時間の X 線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。 （ GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-

ray transient ） . 唯一、 Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測され

ていない。 • 小マゼラン星雲 (SMC) の近傍• 伴星 :

可視光スペクトルは、 SMC の距離 ( = 60 kpc) にある Be 星と一致 (B1/2 IIIe ) 。

Radial Velocity も SMC と一致 (Li et al. 2012) 。• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :

– 黒体放射 ( 半径 = 104 102 km, 温度 = 60 110 eV)– 新星爆発後に観測される軟 X 線放射とよく似ている。– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)– 白色矮星と Be 星との連星系 で発生した新星爆発。

新星爆発 Hachisu & Kato (2006)

Image of white dwarf binary system

Credit: David A. Hardy

白色矮星と星の連星系白色矮星表面への質量降着降着したガスの温度と圧力が臨界点に達すると、突然核爆発が起こる。（新星爆発）伴星は通常、主系列星や赤色巨星 可視光の増光 ( > 6 mag) Luminosity ~ Eddington Limit (1038 erg/s)白色矮星の最大質量 Chandrasekhar limit (1.4 M_sun)この limit に達すると Type Ia SN が起こる。

UV

Soft X-ray

Har

d X-

ray

Optical

新星爆発Hachisu & Kato (2006)

UV

Soft X-ray

Har

d X-

ray

Optical

MAXI J0158-744• 軟 X 線突発天体 ( ほとんど 5 keV 以下 ).

似たような現象は無い。　短時間の X 線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。 （ GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, Super-Giant Fast X-

ray transient ） . 唯一、 Supernova Shock breakout が似ている。超新星爆発は観測され

ていない。 • 小マゼラン星雲 (SMC) の近傍• 伴星 :

可視光スペクトルは、 SMC の距離 ( = 60 kpc) にある Be 星と一致 (B1/2 IIIe ) 。

Radial Velocity も SMC と一致 (Li et al. 2012) 。• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :

– 黒体放射 ( 半径 = 104 102 km, 温度 = 60 110 eV)– 新星爆発後に観測される軟 X 線放射とよく似ている。– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)– 白色矮星と Be 星との連星系 で発生した新星爆発。

Hachisu & Kato 2010

102 10310days

収縮する光球放射SSS phase: 10 – 300 days

Super-soft Source (SSS) phase: 極めて早い (0.5 日後には既に始まっていた。 )

極めて短い（約 1 か月）

1 10 100

R (k

m)

kT (k

eV)

0.05

0.1

0.15

1E21E31E4

Days since trigger time

SSS 　 phase 終了時の黒体放射領域の半径は約 100 km << 約 5000 km

チャンドラセカール質量限界　 (1.4 Mo) に近い か超えているかも

Hachisu & Kato (2006)Day

s af

ter

outb

urst

10

100

1000

10000

White dwarf Mass

SSS phase の Turn-on, Turn-off は白色矮星の質量による

1

Turn-on

Turn-off

今回 turn-on も turn-offもとても早いということは

MAXI J0158-744

days

Raguzova (2001)

白色矮星と Be 星の連星系で起こった初めての新星爆発

白色矮星と Be 星の連星系の候補は、これまでに２例報告されている (SSS in LMC, SMC) (Kahabka+2006, Sturm+2012)

白色矮星と Be 星の連星系常識では考えられない連星系。 (107 yr << 1010 yr )

MAXI が検出した X 線閃光 X 線閃光の継続時間 1300 s <ΔT< 1.1 x 104 s極めて明るい。　 1040 erg / s 　 100 倍 Eddington　 104 　倍 (RS Ophiuchi) 軟 X 線 ( < 5 keV )輝線検出 !

• He-like Neon• Prob = 0.4 %• 重い O-Ne 白色矮星

MAXI / SSC

1 10 1000.1Days

MAXI 3 スキャンのスペクトル

黒体放射 (0.3 – 0.4 keV) または、 熱制動放射 ( ~ 1 keV) 　

X 線閃光の放射機構（１）ショック加熱モデル

• 輝線が観測されたので、光学的に薄いプラズマからの放射と考えるのが妥当。

• しかし、 Emission Measure = 1063 cm-3 が大き過ぎる。

• 90 分以内に 1013 cm のサイズに放射領域が拡がらないといけない。

• 光速の 10%程度。 Nova の衝撃波の速度としては速すぎる。

• 光速の 10% の衝撃波で加熱した場合、硬 X 線放射となるはず (kT ~ 1 MeV ）。

• したがって、通常のショック加熱モデルでは説明できない。

Image of white dwarf binary system

Credit: David A. Hardy

X 線閃光の放射機構（２）Nova 点火の瞬間 (Thermonuclear Runway)

• 新星爆発が始まる最初の 1000 秒程度、軟 X 線（ 0.1 keV 以下）突発天体として検出される可能性が指摘されていた” Fireball phase” Krautter (2008)

現代の天文学シリーズ「恒星」（蜂巣）

~ 10 Eddington

Starrfield + 2008

1.35 太陽質量の場合の理論計算。MAXI J0158-744 の X 線閃光は、 0.3 – 0.4 keV, 100 倍のEddington 光度に達した。 Chandrasekhar 限界を超えているからか？

新星爆発の瞬間を、世界で初めて捉えた。

重い白色矮星上での新星爆発

• 白色矮星の質量がChandrasekhar 限界に近づくと、半径はゼロに近づく。 ( 温度ゼロの極限 ).

• 質量 : 大 半径 : 小 重力ポテンシャル : 大 ガス圧 : 大 少ない堆積物で点火

• 堆積物が少ない 核燃焼で発生した熱エネルギーが容易に外層に逃げ出す 100倍の Eddington 光度。

Nauenberg 72

1.44 Solar mass

半径

質量

Fireball phase 　の場合の問題点質量放出率： 燃料の反応率 :

を計算する。

連続の式 :

Photosphere の半径 : km

Super-Eddington 光度であるにもかかわらず、質量放出率が小さい。

Super-Eddington Luminosity

• 対流– Nova の点火は、堆積した燃料の下層で起こ

る。– 堆積した燃料全体が瞬時に温められて膨張

することはなく、まず、対流が起こってエネルギーが外層に運ばれる。

– 対流のエネルギー輸送効率は非常に高いので、質量放出量が少ない状態で、 Super-Eddington 光度を出すことが可能。

– 10倍の Eddington 光度までは、予言されているが、 100倍の Eddington 光度が可能かどうかは不明。

– 重い白色矮星（ near or super-Chandrasekhar Mass ) における対流の simulation が必要。

Super-Eddington Luminosity

• Photon bubble ?– Begelman (2001) によると、磁気圧がガス圧を

超えると、 photon bubble effect により、少ない質量放出の条件で、 super-Eddington 光度 の放射が可能。

– 新星爆発の点火ガス圧：–１００倍の Eddington 光度を出すのに必要な

磁場強度は、

– 磁場が強い、 super-Chandrasekhar Mass 白色矮星 (2.3−2.6M_sun) の存在が予言されている (Das & Mukhopadhyay 2012) 。

MAXI J0158-744 の発見が与える影響• 輻射輸送の問題

– 100倍の Eddington 光度を出す放射機構。• He-like Ne 輝線の問題

– P-cygni Profile の可能性（大谷 , 森井 & 茂山 ; ９月の天文学会で講演あり )

– Ne の供給源 : O-Ne-Mg 白色矮星表面 or 元素合成– 新星爆発瞬間の核反応（ pp chain, CNO cycle, その他 ) 。

• 白色矮星 と Be 星の連星系で発生した初めての新星爆発。– 常識では考えられない連星系。 (107 yr << 1010 yr )– 連星進化の問題。

• 重い白色矮星（ Chandrasekhar 限界を超えているかもしれない。）– 強磁場白色矮星の可能性 (B~5 x 1011 G) 。– マグネター候補の白色矮星モデル (B ~ 1010 G, Malheiro+2011)– 宇宙論への影響（ダークエネルギーの議論）？

• 軟Ｘ線突発天体の探索。– WF-MAXI などの突発天体探索プロジェクトの重要性。

まとめ： MAXI J0158-744

軟 X 線突発天体 （ 5 keV 以下 )似たような現象は無い。

おそらく、 新星爆発 . MAXI が検出した X 線閃光は極めて明るい (~ 1040 erg / s). ９０分以内に増光。継続時間は、 1300 s < Δ T < 1.1 x 104 s. 特異な連星系 : 白色矮星と Be 星

連星進化の理論に影響を与える。 Be 星 : 星風 質量降着 新星爆発 輝線を検出 (He-like neon).

Nova の放出物 , 　重い O-Ne 白色矮星。 SSS phase が早く始まり (0.5 day 以内）、早く終了した（約１

か月）。 (Hachisu & Kato 2010): 白色矮星の質量は Chandrasekhar限界に近い。（超えてい

る？）

Morii et al. 2013 ApJ submitted

まとめ： MAXI J0158-744

MAXI が検出した X 線閃光の放射機構 Ne line が検出されたので、衝撃波加熱による光学的に薄いプラズマか

らの放射が妥当と考えらえれる。 しかし、衝撃波の速度が、光速の 10％に達し、新星爆発にしては大き

すぎる。 光速の 10% であれば、温度は ~1MeV程度になり、観測された、軟 X 線

放射に矛盾する。 衝撃波加熱モデルでは説明できない。

新星爆発の瞬間 (Thermonuclear Runaway) を検出したと考える。 (1.35 太陽質量の場合）初めの 100 秒間程度に、 0.1 keV 程度

の温度で、約１０倍の Eddington 光度が期待される。 MAXI J0158-744 の X 線閃光は、 0.3 – 0.4 keV, 100 倍の

Eddington 光度に達した。 重い白色矮星（ 2 太陽質量くらいなど）上での新星爆発の計算が必要だろう。 強磁場も必要かもしれない。

天文学への影響が大きい。

END

白色矮星• 典型的な質量 ~ 0.6 M_sun• 典型的な半径 ~ 10^3 – 10^4 km• 典型的な温度 ~ 4 x 10^3 – 10^5 K• 内部組成

– M < 0.46 M_sun : He – 0.46 M_sun < M < 1.07 M_sun : C-O– 1.07 M_sun < M : O-Ne-Mg

• Thermonuclear Runaway のときには、水素燃焼が起こる（ Proton-proton chain と CNO cycle ）。

Super-Chandrasekhar mass WD

• Very bright SNe Ia (2.4 – 2.8 M_sun) が観測されている。– Hicken+2007, Taubenberger+2011,

Yamanaka+2009, etc…• 差動回転により、 2.4-2.8 M_sun 　が可能。

– Yoon & Langer 2004, Hachisu+2012• 磁場により、 2.3−2.6M_sun が可能。

– Das & Mukhopadhyay 2012

SGRs & AXPs の白色矮星モデル

Malheiro, Rueda & Ruffini (2012)

MAXI/SSC (+1296s) スペクトル解析

Light curve

Evolution of Stars

Magazine: Newton

~ Solar Mass

< 0.08 Solar Mass

8 Solar Mass < M < 20 Solar Mass

Supernova explosion

Black Hole

Supernova explosion

Neutron Star

Brown Dwarf

Red GiantPlanetary Nebula

White Dwarf

107 yr 1010 yr

Red Giant

> 20 Solar Mass

Birth

Introduction

LowHigh Temperature

Lum

inos

ity

Dark

Brightpost-AGB

Asymptotic Giant Branch Planetary Nebula

White Dwarf

Red Giant Branch Horizontal Branch

Sun

Evolution of Stars in HR diagramIntroduction

LowHigh Temperature

Lum

inos

ity

Dark

Bright

Evolution of Stars in HR diagramSuper Giant

Supernova

Neutron Star / Black Hole

Introduction

Compact Objects• 白色矮星 (White Dwarf)

– 電子の縮退圧で支えられた天体– 半径：約 5000 km– 最大質量 : Chandrasekhar limit: 1.44 太陽質量– 密度： 約 106 g cm-3

• 中性子星 (Neutron Star)– 中性子の縮退圧で支えられた天体– 半径：約　 10 km– 最大質量：　約 3 太陽質量– 密度：約 1014 – 1015 g cm-3

• ブラックホール (Black Hole)– 中性子星より重く、縮退圧で支えきれずに重力崩壊した天体。– 半径： Schwarzschild 半径 ( 光でも脱出できない領域）

脱出速度　 = 光速で求められる半径と同じ。　

太陽の場合：抗力：核融合による熱の圧力半径： 7 x 105 km質量：　 2 x 10 33 g平均密度：約　 1 g cm-3 (~ 水 )

Introduction

ブラックホール、中性子星• 孤立した天体は暗くて見えない。

• 相棒の星（伴星：パートナー）が存在すると、明るく光ることができる。

伴星から放出された物質が、降り積もる量によって、明るさが変化する。

伴星降着円盤

ジェット

Ｘ線を強く放射する。

Introduction

Eddington Luminosity

質量降着のエネルギーを解放して輝く天体は、 Eddington 光度以上に明るくはならない。

電子１個に働く光圧　 = 　陽子１個に働く重力

完全電離プラズマ：電子と陽子は電磁気力で結びついている。

rL

M

Introduction

Chandrasekhar Limit白色矮星 (電子の縮退圧で支えられた星）の最大質量

(Fermi Energy) - (Gravitational Energy) = 0

N 個の Fermions が半径 R 　の星の中にある状況を考える。安定性の議論より、平衡状態になり得る Fermions の最大数は、

で求められる。

より厳密には、

Introduction