論文紹介 Novae as a Class of Transient X-ray Sources K. Mukai, M

Presentation on theme: "論文紹介 Novae as a Class of Transient X-ray Sources K. Mukai, M"— Presentation transcript:

1 論文紹介 Novae as a Class of Transient X-ray Sources K. Mukai, M
論文紹介 Novae as a Class of Transient X-ray Sources K. Mukai, M. Orio, and M. Della Valle ApJ, 677, 1248, 2008 ●銀河中心付近に発見されている暗い目のX線トランジエントの正体 ●X線観測で探る、天の川銀河内でのNovaの発生率 5/26 新井

2 銀河中心からのX線源 近年のChandra, XMM-Newton衛星の観測 銀河中心付近の領域に
Muno et al. 2005 近年のChandra, XMM-Newton衛星の観測 銀河中心付近の領域に 比較的暗いX-ray transientの検出：L ~ erg/s (Porquet et al. 2005, Sakano et al. 2005, Muno et al. 2005) ⇒ホントに銀河中心に分布している？ 　　根拠は、absorbing column, 天球上の分布 　　しかし、直接距離の指標として利用できるものはない。 L ~ erg/s ←激変星降着円盤では明るすぎる(Sakan et al. 2005, Muno et al. 2005) Non-Magnetic CVs 　　　　　　　　　　　　 : erg.s < 3x1032 erg/s Magnetic CVs (Inter mediate polar : IPs) : 1033 erg/s < 1.3x1034 erg/s(GK Perのみ) ⇒ luminosityの点で、NSかBHの系じゃないと無理か GC TransientはBH&NSのsubluminousでしかない。 新しいBH, NSの銀河内分布モデルが必要になる。 ■CVsがさらに高エネルギー放射する方法：核融合なら可能

3 Classical Nova and Recurrent Nova
激変星のサブグループ 白色矮星表面に溜まったガスによる熱核暴走反応 Enova~ 1045 ergs, Mshell ~10-4Msun Vshell ~ 1000 km/s MV ~ -9 (c.f. SN Ia:MV~-19, II: MV~-17) Ejected shell Mass donor 呼び方の定義 Classical Nova ：初めて発見されたもの Recurrence time > 103yr Recurrent Nova Recurrence time ~ yr WD Accretion disk 最近の“新しい” Recurrent nova 候補 V2491 Cyg 2008/4月発見

4 Novaからの主なX線放射 1. Supersoft X-ray emission : late phase (WD表面)
Hachisu & Kato 2006 1. Supersoft X-ray emission : late phase (WD表面) EUV/soft X-ray < 1 keV ⇒　吸収を受けやすい ため 　　　　銀河中心では見えない Shell Shock from Ejected shell　： early phase (爆発後数日から数か月) Optically thin thermal emission peak range : keV この論文では、2.の成分のみに注目。 これまで出版されたデータを利用した。

5 利用したデータ 極大から< 1000日のデータのみに注目 2-10keVの光度を観測値と距離を利用して算出

6 極大から1000日までのＸ線光度曲線 Novaは、1034 erg/s 以上のピークをもつX線トランジエント
Day=30 2-10keVでの 光度のヒストグラム Ejecta中のプラズマ温度は、数か月間で20-30keV　⇒ ~1keVに減少する。(Lloyd et al. 1992, Mukai & Ishida 2001) Novaは、1034 erg/s 以上のピークをもつX線トランジエント ⇒　銀河中心トランジエントの候補として考慮すべき存在

7 銀河中心トランジエント候補として Novaのpopulation
Our galaxy のNovaの発生場所 銀河円盤、バルジの両方だが、、、 (Della Valle & Duerbeck 1993) 減光率の分布はM31の新星とよく一致 ⇒　M31とOur Galaxyではprogenitor(WD)種族は同様らしい。 (WD質量∝減光率of 光度曲線) M31では、バルジで発見される新星が主 ⇒　Our Galaxyでもバルジでたくさん発生しているはず

8 Novaの発生率 ディスクNovaとは発生率がそもそも異なる
天の川銀河 全体での新星発生率（推定値） ●24nova /yr (Della Valle 1994) ●35nova/yr (Shafter 1997) 当論文では、30 nova/yrを採用 ⇒　銀河中心 15分角の領域での発生率を見積もる （XMM-Newton EPICのSgr A*の視野） nova_rate(disk) / nova_rate(bulge) = (Capaccioli et al. 1989, etc.) 銀河diskの表面積 : 850kpc2 scale height 　　　　 : 100 pc (Della Valle & Livio 1998) Nova発生密度 ρdisk=（ ）x novae pc-3 yr-1 太陽から銀河中心の距離を8kpcとすると、 5×10-4 nova yr -1　にしかならない。。。 ディスクNovaとは発生率がそもそも異なる

9 Novaの発生率 つづき バルジ内でのnova density : 不確定性大 ⇒ 2つの仮定 ２．Shafter 1997
⇒　2つの仮定 １．Della Valle & Livio 1998の仮定　 　銀河面から400pc以内に分布 ２．Shafter 1997 　中心領域　~1kpcでほとんどのバルジ新星が発生 ⇒　ρbulge~ 3x10-8 novae pc-3 yr-1 　　：　　disk novaeの100倍 銀河中心領域15’に、視線方向に積分すると、　～0.1 yr -1 この位置の新星の大部分はほとんど発見されない（可視で見えない） 新星の発見数の現状(2001年以降、 ) 平均 6 nova/yr, nova/yr いまだに　25nova　が未発見 ⇒これらは混み合った領域　or　星間吸収が大きい領域　で発生しているはず 可視光では、難しく、今後も見込みがない

10 まとめ Classical Nova と Recurrent Nova ： Lpeak = 1034---1035 erg/s
Shell X-ray phase　は数か月から数年つづく ( day) Faint class X-ray transient候補として Novaは確実 BulgeでのNova発生率は不明 可視光では、バルジ領域のNova発見はできない。 　　⇒銀河中心方向のX-ray transient捜索は新星の発見優良な手法 基本的にモニターされているので、本研究の目的で利用する価値あり