线観测迫Ia型超新星残骸物理精品课件.ppt

X線観測で迫るIa型超新星とその残骸の物理 2007/10/31 天体核研究室APゼミ 京都大学 宇宙線研究室 山口　弘悦 SN1006 の記録 Historical Galactic SNRs Contents 超新星爆発 （主に Ia型超新星） 超新星の分類 白色矮星の進化（爆発に至るまで） 爆発時の元素合成 超新星残骸の進化 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock) X線観測 X線で何がわかる？ 非平衡プラズマ Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈 まとめ Contents 超新星爆発 （主に Ia型超新星） 超新星の分類 白色矮星の進化（爆発に至るまで） 爆発時の元素合成 超新星残骸の進化 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock) X線観測 X線で何がわかる？ 非平衡プラズマ Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈 まとめ 超新星残骸 観測の意義 超新星の分類 超新星の分類 光度曲線 Ia型超新星の観測的事実 スペクトルに水素の吸収がない 珪素?硫黄は多い 多量の56Ni （約 0.6-0.8M◎） が存在　（光度曲線） 明るさはどれもほぼ同じ 楕円銀河でも起こる。 白色矮星 爆発に至るまで 爆発に至るまで 爆発と元素合成 爆発と元素合成 元素組成比 重力崩壊型との比較 Contents 超新星爆発 （主に Ia型超新星） 超新星の分類 白色矮星の進化（爆発に至るまで） 爆発時の元素合成 超新星残骸の進化 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock) X線観測 X線で何がわかる？ 非平衡プラズマ Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈 まとめ 爆発直後 ～ 数年後 ～ 数千年後 Forward shock と Reverse shock Contents 超新星爆発 （主に Ia型超新星） 超新星の分類 白色矮星の進化（爆発に至るまで） 爆発時の元素合成 超新星残骸の進化 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock) X線観測 X線で何がわかる？ 非平衡プラズマ Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈 まとめ X線で何がわかる？ スペクトル SNRからのX線放射過程 SNRからのX線放射過程 SNRからのX線放射過程 熱的スペクトルからわかること 熱的スペクトルからわかること 熱的スペクトルからわかること 熱的スペクトルからわかること 電離非平衡プラズマ 電離非平衡プラズマ プラズマ診断 まとめ Contents 超新星爆発 （主に Ia型超新星） 超新星の分類 白色矮星の進化（爆発に至るまで） 爆発時の元素合成 超新星残骸の進化 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock) X線観測 X線で何がわかる？ 非平衡プラズマ Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈 まとめ Introduction Introduction Introduction Suzaku Observation Suzaku Observation スペクトル解析 スペクトル解析 Mg-Si-S band Mg-Si-S band Mg-Si-S band Narrow band fitting Broadband fitting Broadband fitting Broadband fitting Discussion Discussion Discussion Contents 超新星爆発 （主に Ia型超新星） 超新星の分類 白色矮星の進化（爆発に至るまで） 爆発時の元素合成 超新星残骸の進化 衝撃波加熱 (forward shock と reverse shock) X線観測 X線で何がわかる？ 非平衡プラズマ Suzaku による SN1006 の観測結果と解釈 まとめ Conclusion Type Ia SN は 白色矮星起源、Feなど重い元素を多量に生成する Suzakuは Type Ia SNR SN1006 から Feを含んだ低電離プラズマを発見 元素は層状分布 ? 放出速度の違いを支持 若いSNR（少なくともIa）の Continuum はほとんど non-thermal origin では？ ネタ提供のお願い SN1006 の記録 衝撃波加熱 非平衡プラズマ Results and Discussion (ISM) kTe = 0.51 keV, net = 5.8×109 cm-3s, nH = 0.13 cm-3 (Laming 2001) より、 kTH～15