観測提案準備の手引き 松下 恭子 （東京理科大学）粟木 久光 （愛媛大学） 根来 均 （日本大学 ）

目次 よいプロポーザルとは よいプロポーザルとは Proposal, 特に Cover page の書き方 Proposal, 特に Cover page の書き方 Feasibility Study Feasibility Study XRS を活用するとは XRS を活用するとは どのような物理的パラメーターが測定できるか どのような物理的パラメーターが測定できるか Simulation されたスペクトルの例 Simulation されたスペクトルの例

科学的目標の重要性、独創性 科学的目標の重要性、独創性 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 Feasibility study がきちんと行われていること かなり明るくないと厳しい XRS の視野、観測時期の制限に注意 Astro-E2 を活用する観測 Astro-E2 を活用する観測 特に今回は、 XRS でなければできないことよいプロポーザルとは

Cover Page の書き方 検出器のモード 検出器のモード XIS ~10 cts/XIS 以下の場合 default でよい XIS ~10 cts/XIS 以下の場合 default でよい それより明るい場合は、 pile up や telemetry saturation を考えて mode/option を選択 それより明るい場合は、 pile up や telemetry saturation を考えて mode/option を選択 XRS ~20 cts/XRS 以下の場合 default でよい XRS ~20 cts/XRS 以下の場合 default でよい それより明るい場合は、適切な filter を選択 それより明るい場合は、適切な filter を選択 観測対象の座標も間違えないように

Feasibility Study PIMMS and WebPIMMS PIMMS and WebPIMMS count rate の計算 count rate の計算 XSPEC and WebSPEC XSPEC and WebSPEC spectrum の simulation spectrum の simulation xrssim xrssim spectrum, image なども含んだ full simulation spectrum, image なども含んだ full simulation Viewing Viewing 観測可能期間を調べることができる 観測可能期間を調べることができる ( 衛星の太陽電池パネルと太陽の角度に制限 ) ( 衛星の太陽電池パネルと太陽の角度に制限 ) 同時観測など観測日等に制限がかかるものは注意 同時観測など観測日等に制限がかかるものは注意 MAKI MAKI 画像上で検出器の視野を決められる 観測可能な衛星のロール角を調べることができる

WebPIMMS c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html Flux, model, 衛星 名を入力 ⇒ 各 検出器の予想 count rate を計算 Flux, model, 衛星 名を入力 ⇒ 各 検出器の予想 count rate を計算

WebPIMMS c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html c.nasa.gov/Tools/ w3pimms.html Flux, model, 衛星 名を入力 ⇒ 各 検出器の予想 count rate を計算 Flux, model, 衛星 名を入力 ⇒ 各 検出器の予想 count rate を計算

WebSPEC sa.gov/webspec/web spec.html sa.gov/webspec/web spec.html sa.gov/webspec/web spec.html sa.gov/webspec/web spec.html 検出器、 flux, model を選択⇒ model parameter の設定 ⇒ spectrum を simulate 検出器、 flux, model を選択⇒ model parameter の設定 ⇒ spectrum を simulate Simulate したスペク トル、レスポンスな どをダウンロード可 能 Simulate したスペク トル、レスポンスな どをダウンロード可 能

WebSPEC sa.gov/webspec/web spec.html sa.gov/webspec/web spec.html sa.gov/webspec/web spec.html sa.gov/webspec/web spec.html 検出器、 flux, model を選択⇒ model parameter の設定 ⇒ spectrum を simulate 検出器、 flux, model を選択⇒ model parameter の設定 ⇒ spectrum を simulate Simulate したスペク トル、レスポンスな どをダウンロード可 能 Simulate したスペク トル、レスポンスな どをダウンロード可 能

XSPEC spec/index.html spec/index.html X 線のスペクトルの解析ツール X 線のスペクトルの解析ツール スペクトルのシミュレーションができる スペクトルのシミュレーションができる WebSPEC でシミュレートしたスペクトル、 レスポンスなどをダウンロードして XSPEC で解析することも可能 WebSPEC でシミュレートしたスペクトル、 レスポンスなどをダウンロードして XSPEC で解析することも可能

xrssim op_tools/xrssim/xrssim_usage.html op_tools/xrssim/xrssim_usage.html Spectrum, image などを含んだ full simulation Spectrum, image などを含んだ full simulation 検出する各 X 線光子について、 検出した位 置、検出したエネルギーなどをシミュレー トしてリスト化 検出する各 X 線光子について、 検出した位 置、検出したエネルギーなどをシミュレー トしてリスト化 現実のデータと全く同じように解析できる 現実のデータと全く同じように解析できる 広がった天体の場合は、 xrssim を使用する のが望ましいことが多い 広がった天体の場合は、 xrssim を使用する のが望ましいことが多い

広がった天体の場合 XRS の視野より大きな範囲であまりスペク トルや強度変化がない場合 XRS の視野より大きな範囲であまりスペク トルや強度変化がない場合 XRS の視野に入る flux から WebSPEC, XSPEC などで simulate すればよい。 XRS の視野より小さい範囲でスペクトル、 強度が大きく変化する場合 XRS の視野より小さい範囲でスペクトル、 強度が大きく変化する場合 特にその変化の様子を詳しく調べたい場合は、 xrssim を用いてきちんと simulation すべき

xrssim の使い方 xrssim の使い方 1. XSPEC を用いてスペクトルのモデルを作 成 2. 作成したスペクトルモデル、広がった天 体ならば、 chandra の画像なども入力して、 mkphlist を走らせ、 photon list を作成 3. 作成した photon list を用いて xrssim を走ら せると simulate した event file ができる。 4. この event file は実データと同じように、 xselect, xspec などを用いて解析できる。

Viewing gsfc.nasa.gov/ Tools/Viewing. html gsfc.nasa.gov/ Tools/Viewing. html gsfc.nasa.gov/ Tools/Viewing. html gsfc.nasa.gov/ Tools/Viewing. html 他の望遠鏡と の同時観測な ど観測日が限 られる場合に 注意

MAKI 宇宙研 Astro-E2 web page より link 予定 既存の画像 (Chandra など ) に XRS/XIS の視野 を重ねて描ける ロール角を決めるのに 便利 ロール角をここで指定 Chandra image XRS の視野

科学的目標の重要性、独創性 科学的目標の重要性、独創性 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 Feasibility study がきちんと行われていること かなり明るくないと厳しい XRS の視野、観測時期の制限に注意 Astro-E2 を活用する観測 Astro-E2 を活用する観測 特に今回は、 XRS でなければできないことよいプロポーザルとは

XRS を活用するとは どのような物理的パラメーターが測定できる か シミュレーションしたスペクトル プラズマ診断 プラズマ診断 輝線（ H-like, He-like ion などから）の強度比 輝線（ H-like, He-like ion などから）の強度比 プラズマ温度、密度、電離状態、光電離度、共鳴散 乱、重元素の組成比 プラズマ温度、密度、電離状態、光電離度、共鳴散 乱、重元素の組成比 （参考書「 X-ray Spectroscopy in Astrophysics 」, ed. Paradijs and Bleeker, Springer) 広がったプラズマのスペクトルの例 広がったプラズマのスペクトルの例 速度場測定 速度場測定 銀河団の場合と、超新星残骸の場合 銀河団の場合と、超新星残骸の場合 点源（活動銀河核や X 線星など）の場合の 例 点源（活動銀河核や X 線星など）の場合の 例

XRS の特徴 利点 利点 高エネルギーでのエネルギー分解能と大きな有 効面積 高エネルギーでのエネルギー分解能と大きな有 効面積 Mg, Si, S, Fe などの輝線の診断に威力 Mg, Si, S, Fe などの輝線の診断に威力 広がった天体の分光 広がった天体の分光 欠点 欠点 位置分解能は、 Chandra, XMM にはるかに劣る 位置分解能は、 Chandra, XMM にはるかに劣る 点源、またはコンパクトな天体のエネルギーが 低い領域は RGS に劣る 点源、またはコンパクトな天体のエネルギーが 低い領域は RGS に劣る

エネルギー分解能 (eV) の比較 Energy (keV)

有効面積の比較

高温プラズマからの X 線放射 連続成分 連続成分 制動放射 自由ー束縛放射 輝線 （高電離したイオンか ら） 輝線 （高電離したイオンか ら） 束縛ー束縛放射 自由な電子 エネルギー準位１ エネルギー準位２ 束縛ー束縛放射 自由ー束縛放射 銀河団からの X 線スペクトル ⇒温度、密度、重元素の組成 エネルギー（ keV ） モデル 観測データ （ CCD)

プラズマ診断 輝線の強度は、 温度、（密度）、 電離度、共鳴散 乱、重元素の組 成比などに依存 輝線の強度は、 温度、（密度）、 電離度、共鳴散 乱、重元素の組 成比などに依存 輝線の強度比な どから、温度分 布などの物理的 パラメーターに 制限 輝線の強度比な どから、温度分 布などの物理的 パラメーターに 制限 エネルギー準位 n=2→ １ エネルギー準位 n= ３ → １ 電離平衡な薄いプラズマの酸素の輝線強度の温度依存性

プラズマ診断 Ce ｎ taurus Cluster He-like Fe-K XRS のシミュレーション 図提供：古庄多恵（ JAXA ）

He like ion の輝線からの診断 w (E1) Z (M1) y x (E1)(M2) He like ion の エネルギー準位 resonance forbidden intercombination Li like Fe Porquet and Dubau 2000, A&AS, 143, 495 図提供：古庄多恵（ JAXA ）

プラズマ診断（温度） w Z yx G ratio=(z+(x+y))/w Lyα/R=H-like Lyα/ He like Ly α X-ray spectroscopy in Astrophysics, Paradijs, Bleeker, Springer 電離平衡なプラズマでの輝線強度比の温度依存 性 図提供：古庄多恵 （ JAXA ）

プラズマ診断（電離状態） 衝撃波などでプラズマが過熱された場合、電離平衡に達するには時間がかかる。 τ ＝ ne× ｔ logτ=10.0- 電離非平衡 logτ=13.0 ほぼ電離平衡 XRS で観測すると

プラズマ診断（密度） R ratio= z/(x+y) R ratio= z/(x+y) Electron density に依存 Electron density に依存 w Z yx R esonance F orbidden I ntercombination X-ray spectroscopy in Astrophysics, Paradijs, Bleeker, Springer 図提供：古庄多恵（ JAXA ）

プラズマ診断（光電離度） G ratio=(z+(x+y))/w w Z yx Porquet and Debau, 2000, A&AS, 143, 495 G ratio=(z+(x+y))/w 光電離 図提供：古庄多恵（ JAXA ）

プラズマ診断（共鳴散乱） resonance lines ─ 共鳴散乱を受ける resonance lines ─ 共鳴散乱を受ける 共鳴散乱とは 共鳴散乱とは 輝線と同じエネルギーの光子を吸収、再放出 輝線と同じエネルギーの光子を吸収、再放出 ＝散乱 プラズマ内の速度分布に依存 プラズマ内の速度分布に依存 ⇒ ⇒乱流状態がわかる resonance line/forbidden line の比、 resonance line 同士でも共鳴散乱を受けやす い輝線と受けにくい輝線の比 ( 例えば Kβ/Kα) resonance line/forbidden line の比、 resonance line 同士でも共鳴散乱を受けやす い輝線と受けにくい輝線の比 ( 例えば Kβ/Kα)

Perseus cluster の共鳴散乱 乱流がなければ、銀河団中心で共鳴散乱が起きるはず。 乱流がなければ、銀河団中心で共鳴散乱が起きるはず。 XMM の CCD では、共鳴散乱の効果は観測されなかっ た（ Churazov et al ） ⇒ 激しい乱流が起きて いる？ XMM の CCD では、共鳴散乱の効果は観測されなかっ た（ Churazov et al ） ⇒ 激しい乱流が起きて いる？ He-like Fe Kα H-like Kα Ni Kα ＋ Fe Kβ 乱流なし 激しい乱流 ＋ Kβ から求めた Z Fe /Kα から求めた Z Fe Ni Kα の寄与は間違いないか？ Churazov et al. (2004), MNRAS, 347,29

プラズマ診断（重元素の組成 比） プラズマの温度 プラズマの温度 （プラズマ密度） （プラズマ密度） プラズマの電離状態 プラズマの電離状態 共鳴散乱 共鳴散乱 ⇒ 重元素の組成比 ⇒ 重元素の組成比

広がった天体のポイント 6 eV のスペクトル分解能 6 eV のスペクトル分解能 高エネルギーでの大きな有効面積 高エネルギーでの大きな有効面積 大きく広がった天体は、回折格子では無理 大きく広がった天体は、回折格子では無理 半径１ ‘ 以内 １００ｋｓの XRS のシミュレーション

XRS のスペクトルの例 (A2199) 2.9× erg/cm 2 /s, 3.7 keV, Z ～ 0.6 solar, 100ks 2.9× erg/cm 2 /s, 3.7 keV, Z ～ 0.6 solar, 100ks 図提供：田村隆幸（ JAXA)

銀河群中心の楕円銀河のスペクトル （ Mg ） He-like Kα H-like Kα CCD NGC ks

Cold Front (A3667) On going merger? On going merger? Shock ではなく cold front Shock ではなく cold front 1400km/s で移動？ 1400km/s で移動？ （ Vikhlinin et al. 2001,ApJ,551,160) （ Vikhlinin et al. 2001,ApJ,551,160) 輝度 温 度

銀河団ガスの速度場診断 A3667 Cold front 1400km/s の速度？ XRS の視野 Fe-K のスペクトル 2 つの領域の速度差が 700km/s とする 図提供：古庄多恵（ JAXA)

銀河団ガスの速度場診断 A2256 A2256 Fe-K のスペクト ル 1 st peak 4.7× erg/s/arcmin keV 18000km/s 50ks 2 nd peak 3.4× keV 16000km/s 100ks 図提供：山崎典子 （ JAXA ） )

点源の観測のポイント Fe ( もしくは他の重元素 ) の K 殻の輝線や 吸収線で初めて分かるサイエンス Chandra, XMM-Newton と比べ、 XRS は、 Chandra, XMM-Newton と比べ、 XRS は、 エネルギー分解能が 2-3 keV 以上で優れている エネルギー分解能が 2-3 keV 以上で優れている 有効面積が大きい（短時間変動が追える） 有効面積が大きい（短時間変動が追える）

PV 観測の提案からのヒント (% は Star+Binary+AGN の約 60 の観測提案に占める割合 ) He-like Fe Triplet Line (T e, T i, , …) (Star, WD, …, ~15 %) He-like Fe Triplet Line (T e, T i, , …) (Star, WD, …, ~15 %) Plasma Diagnostic (-> Z, T, , …) (Sy2, Pulsar.., ~ 8 %) Plasma Diagnostic (-> Z, T, , …) (Sy2, Pulsar.., ~ 8 %) Fe Line (v, T, g,.. ; origin/location of emitter/reflector, wind..) Fe Line (v, T, g,.. ; origin/location of emitter/reflector, wind..) Disk Line (BHC, AGN, ~27 %) Disk Line (BHC, AGN, ~27 %) Kepler motion of gas, orbital motion of a star, gas motion.. (All, ~32%) Kepler motion of gas, orbital motion of a star, gas motion.. (All, ~32%) Thermal Broadening (All) Thermal Broadening (All) Compton Shoulder (Binary, AGN) Compton Shoulder (Binary, AGN) Fe Absorption (-> N H, v, T, , …; outflow.. ) Fe Absorption (-> N H, v, T, , …; outflow.. ) P-Cygni Profile (Binary, AGN) P-Cygni Profile (Binary, AGN) (single) Absorption Line (Binary, AGN, ~ 10 %) (single) Absorption Line (Binary, AGN, ~ 10 %) Warm absorber, UTA (Unresolved Transition Array) (AGN, Binary) Warm absorber, UTA (Unresolved Transition Array) (AGN, Binary) Time Variable (~ 5 %) Time Variable (~ 5 %)

科学的目標の重要性、独創性 科学的目標の重要性、独創性 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 Feasibility study がきちんと行われていること かなり明るくないと厳しい XRS の視野、観測時期の制限に注意 Astro-E2 を活用する観測 Astro-E2 を活用する観測 特に今回は、 XRS でなければできないことよいプロポーザルとは

点源の観測のポイント Fe ( もしくは他の重元素 ) の K 殻の輝線や 吸収線で初めて分かるサイエンス Chandra, XMM-Newton と比べ、 XRS は、 Chandra, XMM-Newton と比べ、 XRS は、 エネルギー分解能が 2-3 keV 以上で優れている エネルギー分解能が 2-3 keV 以上で優れている 有効面積が大きい（短時間変動が追える） 有効面積が大きい（短時間変動が追える）

PV 観測の提案からのヒント (% は Star+Binary+AGN の約 60 の観測提案に占める割合 ) He-like Fe Triplet Line (T e, T i, , …) (Star, WD, …, ~15 %) He-like Fe Triplet Line (T e, T i, , …) (Star, WD, …, ~15 %) Plasma Diagnostic (-> Z, T, , …) (Sy2, Pulsar.., ~ 8 %) Plasma Diagnostic (-> Z, T, , …) (Sy2, Pulsar.., ~ 8 %) Fe Line (v, T, g,.. ; origin/location of emitter/reflector, wind..) Fe Line (v, T, g,.. ; origin/location of emitter/reflector, wind..) Disk Line (BHC, AGN, ~27 %) Disk Line (BHC, AGN, ~27 %) Kepler motion of gas, orbital motion of a star, gas motion.. (All, ~32%) Kepler motion of gas, orbital motion of a star, gas motion.. (All, ~32%) Thermal Broadening (All) Thermal Broadening (All) Compton Shoulder (Binary, AGN) Compton Shoulder (Binary, AGN) Fe Absorption (-> N H, v, T, , …; outflow.. ) Fe Absorption (-> N H, v, T, , …; outflow.. ) P-Cygni Profile (Binary, AGN) P-Cygni Profile (Binary, AGN) (single) Absorption Line (Binary, AGN, ~ 10 %) (single) Absorption Line (Binary, AGN, ~ 10 %) Warm absorber, UTA (Unresolved Transition Array) (AGN, Binary) Warm absorber, UTA (Unresolved Transition Array) (AGN, Binary) Time Variable (~ 5 %) Time Variable (~ 5 %)

He-like Fe Triplet Line T Tarui Star: V773 Tau ~3 ks ( フレアピーク時 ) Magnetic CVs: EX Hya 80 ks 図提供 : 山内茂雄（岩手大学） 図提供 : 石田学（東京都立大学）

Line: 起源ごとに分解 ASCA: Ebisawa et al. ‘96 BHC: Cyg X-1 25 ks, 300  m Be Filter Fe I (  E c ~ 2 eV) From the companion star Fe XVII, XVIII From the accretion disk (Diskline:r in = 5 x 10 4 rs, r out = 2 x 10 5 rs) それぞれ K  1, K  2 成分を表示 図提供 : 海老沢研 （ INTEGRAL Science Data Center ）

Line: Compton Shoulder E 1 = E0E0 1+ (E 0 /m e c 2 )(1-cos  ) Compton Shoulder 反射物質の柱密度に依存 Sy2: Circinus Galaxy 100 ks 図提供 : 粟木久光（愛媛大学）

Absorption: P-Cygni Profile / Absorption Line NS: Cir X-1 20 ks Jet Source : GRS ks (  N H ~ 8 %) 図提供 : 堂谷忠靖（ JAXA ） 図提供 : 上田 佳宏（ JAXA ）

科学的目標の重要性、独創性 科学的目標の重要性、独創性 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 どのような結果がでれば、何がわかるかが明 確 解析が終わればすぐにでも論文がかけそうか 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 適当な観測時間 ( 普通は≦ 100ks) で実現可能 Feasibility study がきちんと行われていること かなり明るくないと厳しい XRS の視野、観測時期の制限に注意 Astro-E2 を活用する観測 Astro-E2 を活用する観測 特に今回は、 XRS でなければできないことよいプロポーザルとは