XMM-Newton 衛星によるSS433 の X 線観測

物理学科　河合研究室　 4 年01-08520

久保田　香織

XMM-Newton 衛星による SS433 の観測

連星ジェット天体　 SS433 本研究の目的 X 線観測でわかっていること 観測装置 (XMM-Newton EPIC-pn) 現在の進行状況 今後の課題

連星ジェット天体　 SS433

わし座

SS433

地球からの距離

　 4.85 kpc

　ほぼ銀河面上

http://www2u.biglobe.ne.jp/~hagime/spase/bl/ss433/ss433.html

http://www.iafe.uba.ar/astronomia/pagina.html

超新星残骸 W50

SS433 伴星

コンパクト天体

歳差周期　 164 日

連星周期　 13 日

降着円盤

ジェット

速度　0.26c

ジェット

赤方偏移

青方偏移

http://www.astro.virginia.edu/images/astronomy/ss433.jpg

最大の謎！

ジェットの生成メカニズム

1012 cm

本研究の目標目標 SS433 のジェットの根元付近の様子を見る！

そのために…　鉄の光電吸収エッジ（ 7keV 付近）を利用

SS433 では初の試み！　

X 線のスペクトルが有用

VLA （電波） X 線の出ているあたり 1012cm

1017cm

Ginga 衛星による観測から　連続成分は kT = 15 ～ 30keV の熱的制動放

射モデルでよく合う (Yuan et al. 1995)

ASCA 衛星による観測から ジェットは強く電離した Fe,Si,S などを含む

( Kotani et al. 1994)

X 線観測でわかっていること

( Kotani et al. 1994 )

He-Fe Kα line

青方偏移赤方偏移

観測装置 : XMM-Newton EPIC-pn

XMM-Newton 衛星　有効面積大　　　高感度 EPIC (European Photon Imaging Camera)

MOS CCD camera × 2

pn CCD camera × 1 EPIC-pn の特徴

目的のエネルギー域に高感度　　　　　（ 7keV 以上）

XMM-Newton

User’s guide book より

今回使用したデータ

2003 年 10 月 19日

2003 年 10 月 25日

( W.Brinkmann 氏の提案による観測データ）

約 63°

傾き角最大の時

輝線同士が最も離れる

χ2/d.o.f = 1725/740

5.0 106.0 7.0 8.0 9.0

結果： 2003 年 10 月 19 日 5.4 keV の熱的制動放射

　 + 　輝線

　 + 　 Fe の光電吸収エッジ

5.0 6.0 7.0 8.0 9.0 10

χ2/d.o.f = 855/740

Fe の光電吸収エッジの物理量

　 NFe = 3.04±0.02 ×1019(cm-2)

Eedge = 7.93+0.02 (keV)

＊ エラーは統計誤差のみ

-0.01

考察：吸収があるとは

光電吸収

光電吸収エッジのエネルギー：7.9keV

プラズマの組成： Fe+18

解釈例：熱的なプラズマの場合モデル：光学的に薄い熱的なプラズマが半径 r の球状に一様に分布している

SS433 の系のサイズの推定値より 1 桁小さい

Fe+18

　プラズマの温度 kT : 0.8keV

吸収の柱密度 NH : 8.5×1023 cm-2

観測された Flux

fobs :1.4 × 10-10 erg cm-2 s-1

半径 r ＜ 4.4 × 1011 cm

今後の課題

より精密なスペクトルモデルで検証 結果を解釈するジオメトリモデルの考案 系の物理量を求める　（プラズマの量、ジェットの長さ） 蝕のデータも利用 さらに多くの系の物理量の決定　（伴星の大きさ、 SS433 の質量）

解釈例：光電離している場合モデル：プラズマがジェットからの X線で光電離している

SS433 の系のサイズの推定値と一致

Fe ⅨⅩ 電離パラメータ ξ = 158 吸収の柱密度　　 NH : 8.5×1023 cm-2

SS433 からの Flux

forg : 5.0×10-10 erg cm-2 s-1

半径 r = 1.0 × 1012 cm

ジェット天体の例

活動銀河中心核　 3C273

（超重量ブラックホール）

GRO J1655 – 40

（ブッラクホール）

Sco X – 1

　（中性子星）v > 0.9cv > 0.9c v ～

0.3c

http://images.astronet.ru/pubd/2002/08/06/0001178808/ss433-2.gif

SS433 可視光域でのスペクトル ( G.R.Gies et al. 2002)

( 2.7m Harlan J. Smith Telescope 　によって撮られたもの )

SS433 の電波観測

( VLA によって撮影されたもの )

VLA （電波）1012cm

1017cm

164 日の歳差

( Margon et al. 1980 )

XMM-Newton 衛星の検出器 European Photon Imaging Camera

X 線のイメージ、スペクトル、スペクトル、フォトメトリーを得られる。

pn CCD Metal Oxide Semi-conductor CCD

Reflection Grating Spectrometer　 低エネルギー側の X 線のスペクトル、フォトメト

リー　が得られる。エネルギー分解能がとてもよい。

Optical Monitor　 可視光と紫外線のイメージとスペクトルが得られ

る。

XMM-Newton 衛星の特徴 3 種類の検出器で同時観測できる 高感度　　総有効面積　 4650cm2 at 1.5keV 角度分解能が良い　　 point-spread function 6″(FWHM) 高いエネルギー分解能

E/ΔE EPIC : 20-50 RGS : 200-800 可視光、 UV と同時観測できる

考察（１）：熱的な場合　補足

熱によって発生する光量 Lth

＜観測された光量 Lobs

Lth = Λ(T) × n2 × r3

≒ Λ(T) × (HN)2 × r

Lobs = 　 4πD2 fobs

　（赤字が今回の観測から得られる物理量）

考察（２）：光電離している場合　補足 過去の数値計算の結果から　　エッジのエネルギー Eedge

→ 電離パラメータ ξ

ξ = Lorg / n r2 L≒ org / NH r

Lorg = 4πD2 forg

（赤字は今回の観測から得られる物理量）