Rapid Nova MAXI J0158-744
森井 幹雄
東京工業大学
H. Tomida, M. Kimura, F. Suwa, H. Negoro, M. Serino, J. A. Kennea, K. L. Page,
P. A. Curran, F. M. Walter, N. P. M. Kuin, T. Pritchard, S. Nakahira, K. Hiroi,
R. Usui, N. Kawai, J. P. Osborne, T. Mihara, D. N. Burrows, N. Gehrels,
M. Kohama, M. Matsuoka, M. Nakajima, P. W. A. Roming, K. Sugimori,
M. Sugizaki, Y. Tsuboi, H. Tsunemi, Y. Ueda, S. Ueno & A. Yoshida
2013.03.13 (Wed) 10:05 – 10:30 (20 min + 5) @ Riken
Wako-shi, Saitama, Japan
目次
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Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI)
MAXI J0158-744 の発見
観測のまとめ
白色矮星、新星爆発
X線閃光のショック加熱モデル
X線閃光のNovaの点火モデル
まとめ
MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image)
Direction
Kibo
Exposed Facillity
MAXI
国際宇宙ステーション(ISS)




天球
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
1.5deg (FWHM)
検出器
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
1.5 degree
Sensitivity (1 scan)
20 mCrab
50 mCrab
collimator
SSC
proportional counter
slit
4
MAXI J0158-744の発見
• MAXI GSC 全天イメージ
• 90分毎
• 銀河座標
• 2011-11-11 05:05:59 (UT)
• 軟X線突発天体 ( < 5 keV)
MAXI discovery and Swift Follow-ups
MAXI-GSC
Swift follow-up
Image of Swift-XRT
T = 0.54 days
Image of Swift-UVOT
T = 0 sec
MAXI-SSC
T = 200 sec
X-ray (0.3 – 5 keV)
MAXI-SSC
T = 1300 sec
T = 0.54 days
U band (350 nm)
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。
短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。
(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
• 特異な伴星:
 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致。
 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。
特異な伴星
H-R diagram
Luminosity
Spectral energy density
Temperature
小マゼラン星雲内のBe星(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。
短時間のX線突発天体は、通常ハードなスペクトルを持つ。
(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
• 特異な伴星:
 可視光スペクトルは、SMCの距離 ( = 60 kpc) にあるBe星と一致。
 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
Image of white dwarf binary system
Credit: David A. Hardy
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)
Hachisu &
Kato (2006)
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
Hachisu & Kato 2010
kT (keV) R (km)
SSS phase: 10 – 300 days
1E4
1E3
1E2
0.15
0.1
0.05
1
10 102 103
days
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
Days after outburst
SSS phaseのTurn-on, Turn-off は
白色矮星の質量による
days
10000
Turn-off
1000
Turn-on
100
Hachisu & Kato (2006)
10
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
MAXIが検出したX線閃光
Days
0.1 1
10 100
MAXI / SSC
 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
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100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ある。
~ 5 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?
X線閃光の放射機構(2)
Nova 点火の瞬間
輝線放射
現代の天文学シリーズ「恒星」(蜂巣)
A-B
C
まとめ:MAXI J0158-744
 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
 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、5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。
END
Prediction in a binary evolution model
Raguzova (2001)
The first Nova in WD + Be star binary system
Binary companion
H-R diagram
Luminosity
Spectral energy density
Temperature
小マゼラン星雲内のBe星(距離:60 kpc)
Observation
MAXI J0158-744
• Soft X-ray Transient (Detection only below 5 keV).
– No Similar phenomena
Short X-ray transients have usually hard X-ray spectra.
(GRBs, X-ray burst on neutron stars, Flare of magnetars, SuperGiant Fast X-ray transient).
– Only Supernova Shock breakout is similar. But, no Supernova.
• Near the Small Magellanic Cloud (SMC)
• Binary companion:
– Optical spectrum is consistent with a Be star at the SMC
distance ( = 60 kpc) .
• Energy spectrum (0.5 - 30 days) :
– Blackbody (Radius = 104  102 km, kT = 60  110 eV)
– Soft X-ray emission after nova explosion (WD – Be star).
– Super Soft X-ray Source phase (SSS phase)
Light curve in a usual nova explosion
Hachisu & Kato 2010
Transients
• X-ray Bursts (~10 sec)
– Binary system (Neutron Star + Star)
• Gamma-ray Bursts (~ sec - ~1000 sec)
– Jet from gravitationally collapsed Supernova
– Jet from merger of a binary system (Neutron Star + Neutron
Star)
• Magnetar (~0.1sec - ~1000 sec)
– Neutron star with strong magnetic fields, Reconnection of
magnetic fields.
• Super-giant Fast X-ray transient (~ hrs)
– Binary system (Neutron Star + Super-giant with Stellar Wind )
• Stellar flare (~hrs - ~days)
– Activity of magnetic field on Cool Star (F, G, K, M)
Hard X-ray and γ-ray emission ( > few keV)
Total energy of Flare
• Mass of Ejecta > 1028 g.
• E = 0.5 (Mass of Ejecta) x V 2 > 5 x 1043 erg
• Total energy of usual novae ~ 1045 erg.
Light curve (Swift)
Blackbody
Mekal
SED
T = 1300 sec
T = 0 sec
Binary companion (Be star)
kT = 2 x 104 K, R = 6 x 1011 cm
T = 1.5 day
T = 9.6 day
Excess component
at T = 1.5 days
Light curve
MAXI
Swift
Blackbody
thinthermal
•Initial flare
• emission line
• thin-thermal
emission
• Later phase
•Blackbody is better
than thin-thermal
• u-band decay:
•t2 :1.9 +- 0.2 days
Optical lightcurve
Optical spectroscopy of Binary
companion
Consistent with Be star at the distance of SMC (60 kpc)
Usual novae v.s. MAXI J0158-744
Usual novae
MAXI J0158-744
Optical rise
~ 1 day
< 0.44 days
Optical decay
3 – 300 days
~< 5 days (t2 = 1.9 +- 0.2 )
Initial X-ray emission
kT ~ a few keV
kT ~ 1 keV
SSS phase (turn-on)
10 days - years
< 0.44 days
Opt-UV spectra
Line-dominated
No strong emission line
Expansion velocity
~ 1000 km / s
~3200 km/s (?)
Bi nary system
Close binary, late type star
Not close binary, Be star
MAXI 3 scan spectra
MAXI 3 scan spectra
Statistical tests for the emission Line
Ne
Na
Al
End
1038 erg /s
1036 erg /s
X-ray Flux
X-ray Flux (0.5 – 2 keV)
謎(1):異常に明るく、速い減光
連星間空間を
衝撃波が走る。
Sokoloski + 06
3
days
0.1
1
10
Peak Luminosity : 2 桁 明るい。
減光の開始時刻 : 1~2 桁 速い。
10 days
回帰新星
RS Ophiuchi
SSC-Z のLine の有意度検定
He-like Neon だけ有意と考えてよい。他の二つは
場合によっては無視してもよい。
He-like Neon の解釈
~1.0 keV Mekal
~0.1 keV Mekal
•全体のcontinuum を説明しようと
すると、He-like Neon は出ない。
• kT ~0.1 keV 程度のthin-thermal
plasma からの放射。
• ~1.0 keV は、forward shock から
の放射、~0.1 keV は、reverse
shock からの放射と考える。
• discussion での計算の見直しが
必要。
計算
通常のnova の全放射エネルギー: 10^38 erg/s x 0.5 year = 10^45 erg
従って、初期のflare のLuminosity が大きいからと言って、
MAXI J 0158-744 のtotal energy が大きすぎるわけではない。
むしろ小さい方。
チャンドラセカール限界に近づけば、解放するtotal エネル
ギーは小さめになるので、よさそう。
SSC-Z (ssc 2 scan目)
Na
Ne
赤色: He-like
Mg
Ne: 0.922
Na: 1.13
Mg: 1.35
Al: 1.60
Al
青色: 中性
Ne
F
Na
Ne
Mg
Al
Na
Mg
Ne: 0.84
Na: 1.04
Mg: 1.25
Al: 1.49
Al
緑色: H-like
F: 0.83
Ne: 1.02
Na: 1.24
Mg: 1.47
Al: 1.73
Summary:MAXI J0158-744
 軟X線 トランジェント (5keV以下だけで検出)
 似たような現象は無い。
 おそらく 新星(Nova).
 初期フレアは、極めて明るく、 急激に減光 した。
 可視光 nova が観測されなかった。
 0.5日以内に終了した?
 白色矮星 と Be-star との連星系。
 Be- star : 大きな質量放出  新星爆発。
 Neの起源:
 Reverse shock からの放射。Ejecta 起源。
 新星
 短い SSS phase(Hachisu & Kato 2010):
 チャンドラセカール限界を超えている。
 これがType Ia supernovaを起こすと、明るいSupernova になるはず。
 Type Ia supernova がstandard candleである距離 v.s. redshift の図を用いて、 宇
宙の加速膨張していることが分かる Einstein Eq. のΛ項の復活。dark energy。 
2011年ノーベル賞(Perlmutter, Schmidt, Riess) 。
 チャンドラセカール限界を超える白色矮星がSupernova を起こせば、議論の
前提が崩れる。
Binary Evolution
ダウンロード

ppt - maxi