M 31 の 0.2 - 4.5 keV バンドで光度下限 1035 erg s-1 での完全画像を得た。X 線源 1897 天体のカタログが作られた。うち 914 個は最初 である。X 線の硬さ、広がり、他波長とのクロス相関から天体を分類した。長期変動 も観測し、変動性が X 線連星と AGN を分けた。さらに以前の研究で変動を使わずに 行った分類の確認も行った。
図１．M31 画像上の XMM-Newton フィールド。丸＝個々の EPIC (The three Europian Photon Imaging Cameras, 0.2-12 keV 感度のカメラ)観測
図４．XMM-Newton Deep Survey 画像、0.2 - 4.5 Kev で 1037 erg s-1 以上の天体を番号で示す。中心の北と南に天体の集中箇所が ある。
図６．B1 = 0.2-0.5 keV, B2 = 0.5-1.0 keV, B3 = 1.0 - 2.0 keV, B4 = 2.0-4.5 keV, B5 = 4.5 - 12 keV バンドでの勾配を hardness ratio HR と呼ぶ。定義は、 HRi = (Bi+1-Bi)/(Bi+1+Bi) である。星印＝前景星。Ｘ＝背景銀河。三角＝ SSS 候補。十字＝AGN。八角＝SNR。 四角＝XRB
図２４．投影効果修正後の SNR + SNR候補 の密度分布。青線＝ 確定した SNR
図２７．黄色＝ XRB とその候補の分布。中心方向への集中が判る。
30 supersoft 源候補中 14 個は supersoft emission を出し新星とされた。 25 SNR, 31 SNR候補の多くは 10 kpc ダストリングと星形成域の内側にある。 SNR と星形成域との相関は SNR の多くがタイプ II 型超新星であることを意味する。 M31 で最も明るい X 源は X 線連星のクラス XRBs に属する。10 個の低質量 XRBs (LMXBs) と 26 LMXB 候補が時間変化から同定された。その他に 36 LMXBs と 17 LMXB 候補が球状星団との相関から同定された。可視 - X カラー・カラー図から 大質量 XRB (HMXB)候補が選ばれた。サーベイの結果 65 % は hard source で あった。これらが、 X 線連星か、かに星雲的な SNR なのか、背景の X 源か不明。
図２．EPIC PN, MOS 1, MOS 2 合成画像。D25 楕円は可視 M31。 緑線＝観測範囲。
図２５．XMM LP カタログからの SNR を IRAS 60μm 上にプロット。IRAS 像 の R=10 kpc ダストリングが著しい。赤＝ SNR、緑＝ SNR候補。青＝SFR ( GALEX より)。緑楕円は図２４に現れた SNR 密度ピーク R=3,10 kpc を示す。 位置の相関は明らか。
図２８．図２８と同じプロットだが、背景を IRAS 60 μm 像にした。 シアン＝ SFR (GALEXより)
図３１．GIC(?) 分布。
図３４．M31 中心領域の 赤＝ transient 候補。黄色＝ XMM LP カタログ天体。