宇宙物理セミナーのご案内


題名: NICER views of neutron stars' extreme physics
講師: Dr. Gaurava Kumar Jaisawal (National Space Institute (DTU Space), Technical University of Denmark, Eleckrovej, Denmark)
日時: 2019年7月26日 (金) 17時00分 から 18時30分
会場: 物理会議室 (理学部1号館4階)
概要:
A new dawn in the high energy astrophysics has begun after the launch of the Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) X-ray instrument on the International Space Station in June 2017. NICER provides an unprecedented timing and spectral sensitivity in the 0.2-12 keV (soft X-rays) range and is designed to explore the extreme physics around neutron stars. Some of the exotic physics of these compact objects rely on the understanding of thermonuclear bursts that arise from the unstable burning of accreted hydrogen and/or helium on the stellar surface. We have witnessed many exciting X-ray bursts, allowing us to probe the extreme burning physics and also the equation of state of neutron stars. Some of the results will be presented in this talk. I will also discuss our recent findings on X-ray pulsars, mainly focusing on a case study of super-Eddington accretion on a pulsar Swift J0243.6+6124, also known as the first Ultraluminous X-ray pulsar in our Milky Way Galaxy.

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過去の宇宙物理セミナー


題名: 超新星残骸の MeV 宇宙線と銀河団の Fundamental Plane
講師: 藤田裕 (大阪大学)
日時: 2019年6月27日 (木) 17時30分 (物理コース会議終了後) から 18時30分
会場: 物理会議室 (理学部1号館4階)
概要:
本セミナーでは2つのテーマについて話す。
  1. 超新星残骸 (SNR) の周囲で観測されているX線中性鉄輝線の放射が、SNRからのガンマ線と同時に SNR で加速された宇宙線で説明できるかどうか調べた。我々のシナリオでは 、GeV, TeV 宇宙線はすでに SNR から逃走しており、周囲の分子雲と相互作用をすることでガンマ線を放出する。一方、SNR 内に閉じ込められていた MeV 宇宙線の一部は SNR から分子雲にしみ出し、そこで中性鉄と衝突することで中性鉄輝線を生成する。我々は標準的な宇宙線加速・逃走モデルをこのシナリオに沿って改変し、標準的なパラメーターを用いて解析的な計算を行った。その結果、ガンマ線スペクトル、中性鉄輝線強度の両方について、問題なく説明できることがわかった。
  2. 銀河団の内部構造と成長過程の詳細な関係を調べるために、まず CLASH 銀河団サンプルを用いて、銀河団 のcharacteristic radius (r_s), characteristic mass (M_s), 温 度 (T_X) のデータを得た。そしてこれらのデータを (log r_s, log M_s, log T_X) 空間にプロットしたところ、非常に薄い平面状に分布することを見出した。さらに宇宙論的なシミュレーションでもこの平面の存在を確認した。銀河団は成長する過程で、温度が上昇し、質量と半径が増加するが、それは銀河団のこの平面上の移動で表されることもシミュレーションは示している。一方、平面の向きはこれまでの単純な予想と有意にずれている。我々は解析的な similarity solution でこの平面の向きのずれを説明することに成功 した。それによると、このずれは銀河団はビリアル平衡に完全に到達していないためであり、外から連続的に物質が落下する効果を取り入れないと構造を正しく議論できないことを示している。

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題名: X-ray Study of astronomical objects with the Chinese X-ray satellite HXMT
講師: Divin Gavran (Universitat Tubingen)
日時: 2019年4月25日 (木) 10時から
会場: Science Lecture room 3 (理学部3番教室)
概要:
We present the overview of the Chinese X-ray astronomical satellite HXMT, the tutorial of the analyses, and tescience study case of the neutron star observations.
DivinGavran氏は、理工学研究科とJAXAの連携協定の中で進めている、日中X線宇宙物理学の共同研究の中で、2019年3月から4月の2ヶ月間、埼玉大学に短期留学している学生です。中国のX線観測衛星HXMTを用いて、中性子星のX線観測に関する研究を行っていただきました。本セミナーはその科学成果の経過報告だけでなく、HXMT衛星の概要とその衛星データ解析の手順などもお話いただく予定です。

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題 名:Ia型超新星残骸内の塊構造と核燃焼過程の関係性
講師:佐藤 寿紀(理化学研究所/NASA GSFC)
日 時:2019年3月25日(月) 16時20分〜
会 場:理学部1号館物理会議室
概要:
 Ia型超新星は、白色矮星がチャンドラセカール臨界質量(約 1.4太陽質量)に近づいた際に起こる星の核暴走爆発であり、この爆発的核融合によって現在宇宙に存在する鉄の大部分が賄われていると考えられている。一方で、どのようにして白色矮星が爆発まで至るかは謎であり(そもそも爆発時に臨界質量まで達しているかすら未だに謎)、その爆発機構の解明は現代宇宙物理学上で最重要課題の一つとなっている。
 我々の住む天の川銀河内には、この Ia型超新星の残骸と考えられている天体がいくつか存在している。中でも、西暦1600年前後のほぼ同時期に観測された2つの超新星が有名であり、観測者の名前をとって「ティコの超新星 (SN 1572)」と「ケプラーの超新星(SN 1604)」と呼ばれている。我々は現在、これらの残骸内に存在する奇妙な「塊構造」の形成過程と、その爆発機構との関係性についてX線観測を用いた研究を行なっている。Ia型超新星残骸をX線で観測すると、爆発時に合成された元素がボコボコと塊状に分布していることが知られているが、いつこの様な構造が形成されたかは分かっていない。さらに謎なのは、爆発時に白色矮星の中心部で合成されるはずの鉄が大量に含まれた塊構造が両天体の表面に突出している事である。本セミナーでは、我々のX線観測の結果を、Ia型超新星の元素合成モデルや残骸の流体モデルと比較しながら、なぜIa型超新星残骸内にこのような塊構造が存在しているのか、そして、それらは爆発機構とどんな関係性があるかを議論したい。
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題 名:モンテカルロシミュレーションの天体物理学への応用
講師: 大野雅功 (広島大学 助教)
日 時:2018年12月3日(月) 16時20分〜
会 場:理学部1号館物理会議室
概要:
乱数を用いて確率的に現象の理解や計算の近似解を求めるモンテカルロシミュレーションは、検出器内における多重で複雑な物理素過程の結果生じる検出器応答の解析や、多数のパラメータ組み合わせから最適解と信頼範囲を確率的に求める手法など、多くの分野で応用されている。我々のグループでは、モンテカルロシミュレーションを天体における光子の相互作用と放射輸送過程に適応することで、従来の単純なモデル計算では縮退していたパラメータを独立に求め、放射領域の速度場、密度、重元素組成比などの情報を引き出すことを試みている。特に、Geant4 をベースとして詳細なジオメトリ構造や物理素過程を独自に導入するフレームワークを開発し、活動銀河核周辺の分子雲トーラスの物理状態や、ペルセウス銀河団における高温ガスの速度場の制限、さらに地球大気で散乱された太陽X線放射モデルの構築などに応用する研究を進めており、本セミナーで我々の開発したシミュレーションフレームワークとその結果について紹介する。
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題 名:星間物質の精査による超新星残骸の探求
講師: 佐野栄俊(名古屋大学 特任助教)
日 時:2018年10月15日(月) 16時20分〜
会 場:理学部1号館物理会議室
概要:
宇宙線の起源は、宇宙物理学100年来の謎である。超新星残骸 (SNR) が、銀河宇宙線(< 1015.5 電子ボルト)の加速源の有力候補として注目されている。通常、宇宙線の加速理論 DSAでは、薄い星間物質が想定され、現実的な非一様密度分布をもつ星間物質は考慮されていない (e.g., Ellison et al. 2010)。しかし我々は、銀河系内のガンマ線SNRについて星間物質の系統的研究を行い、衝撃波と星間分子・原子雲(高密度水素分子・原子ガス)との相互作用が、ガンマ線とX線の発生ならびに宇宙線の起源解明に本質的であることを示してきた。例えば、RX J1713.7?3946に代表されるガンマ線と星間陽子分布の一致は、陽子起源ガンマ線の必要条件であり、SNRにおける宇宙線陽子の加速を強く示唆する (e.g., Fukui et al. 2012, 2017; Fukuda et al. 2014; Sano et al. 2018a)。また、衝撃波と高密度ガス塊との衝突は乱流/磁場を増幅し、シンクロトロンX線の増光や、陽子起源ガンマ線のスペクトル変調を引き起こす (e.g., Sano et al. 2010, 2013, 2015, 2017ab, 2018abc; Inoue et al. 2012)。以上の成果を踏まえ本講演では、電波観測による星間物質の精査を軸とした、超新星残骸の宇宙線研究について現状をまとめる。加えて、ALMA を用いた最新の研究成果、次世代ガンマ線望遠鏡 CTA を見据えた準備研究、ならびに今後の研究計画について概観する。
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題 名:Chandra X-Ray Kinematics Study of Young Supernova Remnants
講師: Sangwook Park(University of Texas at Arlington)
日 時:2018年4月16日(月) 16時20分〜
会 場:理学部1号館物理会議室

Abstract
Supernova remnants are an excellent laboratory to study fundamental subjects of modern astronomy and astrophysics such as stellar evolution and explosion. Realizing the 3-dimensional structure of supernova explosions is critical to understand the explosion physics and the nature of the exploded star. Based on the high resolution grating spectroscopy of Chandra X-ray Observatory, we can perform X-ray kinematic studies of metal-rich stellar debris of supernova explosions to address their 3-D nature. We briefly discuss such kinematic studies of supernova remnants, including our on-going studies of historical events: stellar explosions eye-witnessed in 1987, 1604, and 1572.
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題 名:天文画像データの解析手法
講師: 森井幹雄(統計数理研究所)
日 時:2018年2月23日(金) 16時00分〜
会 場:理学部1号館物理会議室

Abstract
近年、すばる望遠鏡/Hyper Suprime-CamやTomo-e Gozenなど可視光望遠鏡を用いた大規模サーベイにより、大量の観測データが得られるようになってきた。そのため膨大なデータを効率的に解析する必要がある。我々は、機械学習を用 いることで効率的に超新星など突発天体を選出する手法を開発した。天体形状の特徴量を用いた方法と、動画からスパース性を用いて抽出する方法を紹介する。また、X線画像データを 効率的に分離したり、移動量を求める方法についても紹介する。
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題 名:Evidence for GeV Cosmic Rays from White Dwarfs in the Local Cosmic Ray Spectra and in the Gamma-ray Emissivity of the Inner Galaxy
講師:釜江常好 (東京大学・名誉教授)
日 時:2018年2月16日(金) 17時30分〜
会 場:理学部1号館物理会議室

Abstract
Recent observations found that electrons are accelerated to 10 GeV and emit synchrotron hard X-rays in two magnetic white dwarfs (WDs), also known as cataclysmic variables (CVs). In nova outbursts of WDs, multi-GeV gamma-rays were detected inferring that protons are accelerated to 100 GeV or higher. In recent optical surveys, the WD density is found to be higher near the Sun than in the Galactic disk by a factor 2.5. The cosmic rays (CR) produced by local CVs and novae will accumulate in the local bubble for 10^6 -- 10^7 yrs. On these findings, we search for CRs from historic CVs and novae in the observed CR spectra. We model the CR spectra at the heliopause as sums of Galactic and local components based on observational data as much as possible. The initial Galactic CR electron and proton spectra are deduced from the gamma-ray emissivity, the local electron spectrum from the hard X-ray spectra at the CVs, and the local proton spectrum inferred by gamma-ray spectrum at novae. These spectral shapes are then expressed in a simple set of polynomial functions of CR energy and regressively fitted until the high-energy (>100 GeV) CR spectra near Earth and the Voyager-1 spectra at the heliopause are reproduced. We then extend the modeling to nuclear CR spectra and find that one spectral shape fits all local nuclear CRs and the apparent hardening of the nuclear CR spectra is caused by the roll-down of local nuclear spectra around 100 -- 200 GeV. All local CR spectra populate in a limited energy band below 100 -- 200 GeV and enhance gamma-ray emissivity below 10 GeV. Such an enhancement is observed in the inner Galaxy, suggesting the CR fluxes from CVs and novae are substantially higher there.
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題 名:Cyclotron resonance scattering features and Magnetic field of pulsars
講師:Dr. Gaurava K. Jaisawal (インド Astronomy and Astrophysics Division Physical Research Laboratory)
日 時:2016年12月9日(金) 15時00分〜
会 場:理学部1号館物理会議室

Abstract
Cyclotron resonance scattering features or cyclotron absorption lines are unique features observed in hard Xray spectra of accretion powered X-ray pulsars with magnetic field of the order of 1012 G. Detection of these features is a powerful tool and the only direct method to estimate the magnetic field strength close to the surface of neutron stars. Corresponding to magnetic field of ~1012 G, the fundamental lines are expected in 10-100 keV energy range with harmonics expected at multiples of fundamental line energy. However, we detected first harmonics of cyclotron line at less than twice of the fundamental line energy (~ 1.7 times the fundamental line energy) in Be/X-ray binary pulsar Cep X-4. With the broadband spectral capability of Suzaku and NuSTAR observatories, we have investigated several X-ray pulsars to understand line shape, width, magnetic field mapping, anharmonicity in the line energies and luminosity-dependent properties of cyclotron lines. The results obtained from these works and new detection of cyclotron line in unknown/ poorly studied sources will be discussed in detail.

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題 名:SFXTs vs sgHMXBs: does the difference lie in the companion wind?
講師:Dr. Pragati Pradhan (インド St. Joseph's College)
日 時:2016年12月9日(金) 16時00分〜
会 場:理学部1号館物理会議室

Abstract
We present a comparative study of classical supergiant HMXB and SFXT systems by using the absorption column density and equivalent width of iron Kα line in their X-ray emission. The work has been carried out using out-of-eclipse observations sgHMXBs(SFXTs) with Suzaku and XMM-Newton and we have taken care to separately analyse parts of any observation with significant variation in the spectrum. Analysis of all archival Suzaku and XMM-Newton observations of these systems show that sgHMXBs have a wide range of equivalent width of iron emission line and equivalent column density of absorption, both over three orders of magnitude. In comparison, the SFXTs show a smaller range for both the parameters, less than one and a half order of magnitude. These findings indicate a crucial difference in the wind characteristics of the companions of sgHMXBs and SFXTs, which could be an important factor for the intriguing difference in average X-ray luminosity and transient behavior between these two classes of sources.

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