すざく衛星による 電荷交換反応酸素輝線の研究

Presentation on theme: "すざく衛星による 電荷交換反応酸素輝線の研究"— Presentation transcript:

1 すざく衛星による 電荷交換反応酸素輝線の研究
それでは、「すざく衛星による電荷交換反応酸素輝線の研究」について発表させていただきます。 宇宙物理実験研究室、長田翔です。　よろしくお願いします。 首都大学東京 宇宙物理実験研究室 長田　翔

2 はじめに 宇宙軟X線背景放射(0.1 – 1 keV) ･超新星残骸、星、銀河内･間高温ガス、活動銀河核
・太陽風と太陽圏・地球外圏中性ガスとの 電荷交換反応が無視できない X線観測のバックグラウンドとして重要 希薄な地球外圏の新たなプローブとして注目 電荷交換反応 高階電離したイオンと中性物質が衝突した際にイオン側に電子が移る反応 軟X線輝線(主に＜1 keV)を放射　　 我々の宇宙には宇宙軟X線背景放射と呼ばれる、0.1-1 keV で全天に渡って広がった放射があることが知られています。 それは＊＊＊＊の重ねあわせであると考えられてきましたが、 実は太陽風と太陽圏・地球外圏中性ガスとの電荷交換反応による放射が無視できないことが分かってきました。 電荷交換反応 (式について) 7階電離した酸素が中性物質と衝突して電子が中性物質へ移り、その際軟X線を放射します。 例.

3 目的 軟X線に優れた感度を持つ「すざく」衛星の公開データを用い、地球外圏と太陽風との電荷交換反応を探す
地球外圏(~9600 km)と太陽圏(~1.5×1010 km)起源の2種類 時間変動を用いて区別 (前者からの放射は短期変動) 太陽風観測衛星 ACE のデータを調べることで 入射するイオンフラックスを推定 地球外圏密度モデルに制限 そこで、私は・・・ 電荷交換反応には地球外圏と太陽圏起源の2種類があり、スペクトルからは区別ができないのですが、 このように大きさがまったく違うため、時間変動を用いて区別することができます 私はさらに、太陽風＊＊＊を調べることで＊＊＊します。 これらの情報を集めつめることでこの式から分かるように、地球外圏分布を知ることができます。 ACE衛星データ 地球外圏分布 すざく衛星データ

4 データ解析に用いた衛星 X線データ 太陽風データ ・ X線天文衛星「すざく」 2005年7月10日打ち上げ ・ 近地球軌道 (500 km)
・ X線CCDカメラ4台(うち1台 BI) 低バックグラウンド、かつ 低エネルギーで優れた分光能力 太陽風データ ・ 太陽風観測衛星 ACE 1997年8月25日打ち上げ ・ 地球-太陽のL1点付近 (地球から約1.5×106 km) ・ SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor) ・ SWICS (Solar Wind Ionic Composition Spectrometer) データ解析に用いた衛星は以下の2種類です。まずX線のデータは ・・・うち１台はback-illminated、裏面照射型であり、 低エネルギーのX線に対して高い検出効率を持っているので、私はこの1台(XIS1)を使用しました。 能力を持ちます。 一方、太陽風データは＊＊＊を用いました。この衛星は＊＊＊を飛んでおり、 太陽風の主成分である陽子とヘリウムをモニターする SWEPAM および 重イオンの組成やフラックスを知ることのできる SWICS を搭載しています。

5 すざくデータの選別 解析手順 星間吸収が強く、見ている天体からの放射が無視できる銀河面方向のアーカイブデータに着目
　 (-30°<銀経< 30°, -5°<銀緯< 5°) 観測時間　50 ksec以上 解析データ数　31個 解析手順 1. OⅦ(0.5 – 0.6 keV)、OⅧ(0.6 – 0.7 keV)の ライトカーブから時間変動を探す(χ二乗検定) 2. スペクトル解析により、line fluxを求める 3. ACE衛星のデータを用いて太陽風との関係を調べる 私はまず「すざく」のデータの選別からはじめました。 データを選ぶ基準ですが、私は・・・ 星間吸収・・・遠くの天体の光が星間物質によって吸収（あるいは散乱）され、天体が暗く見えること。 銀河座標・・・銀緯は銀河面を天球上に投影した銀河赤道を0度とし、それに垂直な方向を90度とする。銀河面は地球から見て銀河系 　 内の天体の密度が最も高い平面のことである。 銀経は銀河赤道上にある電波を最も強く発している天体である銀河中 心核いて座Aを0度とし、そこから銀河の北極側から見て反時計回りに値を増やし、銀河中心核に戻る360度まで数える 　 銀経0度、銀緯0度の点は、赤道座標では赤経17h42m26.603s、赤緯-28°55‘00.445“(B1950.0)となる。J2000.0では赤経 h45m37.224s、赤緯-28°56'10.23" で、銀経0度の北極方向角は 度となる。 酸素輝線に注目する理由・・・ χ二乗検定とは・・・

6 時間変動解析 χ二乗検定で時間変動が見られたデータ
(Constant Probabilityが0.1 %以下) ・OⅦ (0.5 – 0.6 keV)：3観測 　1. Galactic Ridge (Ezoe+ 2008) 　　 2. GC SOUTH 3. GC SOUTH BGD ・OⅧ (0.6 – 0.7 keV) : なし 解析した31個のデータの中で酸素輝線に時間変動が見られたものは OⅦに関してはGALACTIC RIDGE (Ezoe et al.2008),GC SOUTH, GC SOUTH BGDの3つでした。 うちGALACTIC RIDGEは江副さんが2008年に発見したものです。 OⅧに関しては時間変動が見られるものはありませんでした。 よって、この三つのデータに関してスペクトル解析し、太陽風との関係を調べました。

7 Galactic Ridge 2005年10月28-30日 OⅦのライン 560±3 eV 11±2 ph/s/cm2/str ↓
　　　↓ すざく XIS keV (8192 sec bin) 1日 ACE SWEPAM 太陽風プロトン (64 sec bin) ACE SWICS 太陽風 O7+イオン (7200 sec bin)

8 GC SOUTH 観測 2006年9月26-29日 すざく XIS1 0.5-0.6 keV (8192 sec bin) 1日 OⅦ
3.4 ±0.6 ph/s/cm2/str ↓ GC SOUTHの解析結果です。 予備 フレア時 中心エネルギー　532±8 eV 強度　5.1 ph/s/cm2/str ACE SWEPAM 太陽風プロトン (64 sec bin) ACE SWICS 太陽風 O7+イオン (7200 sec bin)

9 GC SOUTH BGD 観測 2006年9月29日-10月1日 すざく XIS1 0.5-0.6 keV OⅦ
(8192 sec bin) OⅦ 560 (fix) eV 2.9 ±0.5 ph/s/cm2/str 　　　　　　　↓ 1日 次にGC SOUTH BGDの解析結果です。 ACE SWEPAM 太陽風プロトン (64 sec bin) ACE SWICS 太陽風 O7+イオン (7200 sec bin)

10 太陽風データとの相関 GC SOUTH、GC SOUTH BGD、Galactic Ridge Peasonの相関係数
衛星の位置の違いによる 時差(3740 sec)は考慮 Peasonの相関係数 -GC SOUTH : 0.532 -GC SOUTH BGD : 0.225 -GRXE : 0.752 そして太陽風データとの相関です。 横軸に「すざく」によるOⅦのカウントレート、縦軸にACEによる太陽風O7+イオンの強度をとっており、 黒がGC SOUTH、赤がGC SOUTH BGD、青がGalactic Ridgeです。 衛星の位置の違いによる時差(3740 sec)は考慮して相関を取りました。 Peason の相関係数 GC SOUTH 0.532, P value 0.023 GC SOUTH BGD 0.225, P value 0.531 GRXE 0.752, P value 2.22e-5 Peasonの相関係数とは・・・ 赤緯 GC SOUTH : GC SOUTH BGD : GRXE :

11 まとめと今後 「すざく」衛星の銀河面公開データ31個を用い、OVII, OVIII の時間変動をサーチ 3データから有意な時間変動を発見
ACE衛星太陽風データとの相関を調べた GC SOUTH BGD では有意な相関が見られない 今後、観測方向に対応する地球外圏の密度 モデルを考え、観測した時間変動する OVII 輝線を説明可能か検証を行う

12 終

13 スペクトル(1) ・GC SOUTH ↑ OⅦのライン 強度　3.4±0.6 ph/s/cm2/str エネルギー　565±6 eV

14 スペクトル(2) GC SOUTH BGD 強度 2.9±0.5 ph/s/cm2/str エネルギー 560 eV (fix)
↓ ↑ OⅧのライン 強度　2.9±0.5 ph/s/cm2/str エネルギー　560 eV (fix)

15 GC_SOUTH

16 GC SOUTH BGD

17 電荷交換反応 ・ 高階電離したイオンと中性物質が衝突した際にイオン側に電子が移る反応 (例) 軟X線 電荷交換反応とは
・ 高階電離したイオンと中性物質が衝突した際にイオン側に電子が移る反応 電荷交換反応とは 高階電離したイオンと中性物質が衝突した際にイオン側に電子が移る反応のことを言います。 (太陽風の主成分はH+(プロトン), He++(α粒子), He+, O6+, C3+) その電荷交換反応の式はこのようになります。 移動した電子はイオン中で遷移することで、軟X線(主に＜1 keV)を発生します。 (例) 　軟X線

18 ACE衛星 (Advanced Composition Explorer)
・太陽風観測衛星　1997年8月25日打ち上げ (NASA) ・L1点(地球と太陽を結ぶ直線上、地球から約 153 万 km = 0.01 AU)に位置 ・SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor) ・SWICS (Solar Wind Ionic Composition Spectrometer) 太陽風データはACE衛星のデータを使いました。 ACE衛星は1997年8月25日に打ち上げられた太陽風観測衛星です。 L1点に位置し地球から約153万kmの位置にいます。 観測機器SWEPAMで太陽風の電子、陽子、α粒子を観測し、 SWICSで太陽風のイオンを観測します。

19 解析手順 OⅦ(0.5 – 0.6 keV)、OⅧ(0.6 – 0.7 keV)のライトカーブの時間変動解析 時間変動が見られた天体の
スペクトル解析 ACE衛星による 太陽風データとの相関 地球外圏大気密度モデル 解析手順について説明します。 まず、OⅦ(0.5 – 0.6 keV)、OⅧ(0.6 – 0.7 keV)それぞれについてライトカーブを作成し、 その時間変動を見ます。

20 太陽風データとの相関(1) GC SOUTH 相関係数 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

21 太陽風データとの相関(2) GC SOUTH BGD 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　相関係数 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　0.37 ↓ 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　ほぼ無相関

22

23