史上初めて観測された新星爆発点火の瞬間 「MAXI J0158-744」 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 2013.08.29 (木) 15:00 - @ RIBF #203, RIKEN

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 (Monitor of All-sky X-ray Image) Direction Exposed Facillity Kibo MAXI 1.5deg (FWHM) 天球 国際宇宙ステーション（ＩＳＳ） Lets start intruducion of MAXI mission MAXI is the all sky X-ray monitor on board international space station. The figure shows the MAXI module on the ISS. The picture was taken by the space-shuttle clews. The module was placed at the front of the ISS moving direction., It is the first astronomical mission carried out on ISS. 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

検出器 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 Sensitivity (1 scan) 20 mCrab 50 mCrab collimator SSC The two kinds of slit camera, GSC and SSC, employ the differect detector. GSC use Xe Gas counter and SSC uses the CCD imager. They work complementarily. proportional counter slit

MAXI J0158-744の発見 2011-11-11 05:05:59 (UT) MAXI GSC 全天イメージ 90分毎 銀河座標 2011-11-11　05:05:59 (UT) XRF 111111A (Kimura+, Morii+) 軟X線突発天体 ( < 5 keV)

MAXI discovery and Swift Follow-ups MAXI-GSC T = 0 sec Swift follow-up Image of Swift-XRT Image of Swift-UVOT T = 0.54 days X-ray (0.3 – 5 keV) U band (350 nm) MAXI-SSC MAXI-SSC T = 200 sec T = 1300 sec

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。 （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) ハードなＸ線、ガンマ線放射 （数keV 以上） 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 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。 （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 H-R diagram Luminosity Temperature Spectral energy density Luminosity Temperature 小マゼラン星雲内のBe星(B1/2 IIIe )(距離:60 kpc)

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。 （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 Optical Hard X-ray UV Soft X-ray Hachisu & Kato (2006) 新星爆発 Image of white dwarf binary system Optical Credit: David A. Hardy Hard X-ray 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

Hachisu & Kato (2006) 新星爆発 Optical Hard X-ray UV Soft X-ray

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。 （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。

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） 収縮する光球放射 SSS phase: 10 – 300 days Hachisu & Kato 2010 1E4 102 103 10 days R (km) 1E3 1E2 0.05 0.1 0.15 kT (keV) 1 10 100 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

SSS phaseのTurn-on, Turn-off は 白色矮星の質量による Hachisu & Kato (2006) Days after outburst 10 100 1000 10000 days Turn-off Turn-on 今回turn-onもturn-offもとても早いということは White dwarf Mass 1 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 MAXI J0158-744

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 ) Raguzova (2001) 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星の連星系で起こった初めての新星爆発

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 Days 0.1 1 10 100 MAXI / SSC

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 Image of white dwarf binary system 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。 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) ~ 10 Eddington Starrfield + 2008 現代の天文学シリーズ「恒星」（蜂巣） 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。 1.44 Solar mass 半径 Nauenberg 72 質量

Fireball phase の場合の問題点 質量放出率： を計算する。 燃料の反応率: 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 100倍のEddington 光度を出す放射機構。 輻射輸送の問題 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 Morii et al. 2013 ApJ submitted 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？）

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 Introduction Birth 107 yr 1010 yr < 0.08 Solar Mass Brown Dwarf ~ Solar Mass Supernova explosion White Dwarf 8 Solar Mass < M < 20 Solar Mass Red Giant Red Giant Planetary Nebula Neutron Star > 20 Solar Mass Black Hole Supernova explosion Birth 107 yr 1010 yr Magazine: Newton

Evolution of Stars in HR diagram Introduction Evolution of Stars in HR diagram Low High Temperature Luminosity Dark Bright post-AGB Asymptotic Giant Branch Planetary Nebula White Dwarf Red Giant Branch Horizontal Branch Sun

Evolution of Stars in HR diagram Introduction Evolution of Stars in HR diagram Low High Temperature Luminosity Dark Bright Super Giant Supernova Neutron Star / Black Hole

Compact Objects Introduction 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） 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) 脱出速度　= 光速 で求められる半径と同じ。　

ブラックホール、中性子星 ジェット 降着円盤 Ｘ線を強く放射する。 伴星 孤立した天体は暗くて見えない。 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。 ジェット 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。 降着円盤 Ｘ線を強く放射する。 伴星

Eddington Luminosity r L M 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。 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。 r 電子１個に働く光圧　 = 　陽子１個に働く重力 L M

Chandrasekhar Limit 白色矮星(電子の縮退圧で支えられた星）の最大質量 Introduction 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、 (Fermi Energy) - (Gravitational Energy) = 0 で求められる。 より厳密には、