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