Transcript すざく衛星によるSgr B2分子雲からのX線放射の時間変動の

信川 正順、小山 勝二、鶴 剛
（京都大学）
2010/3/25
天文学会2010年春季年会 広島大学
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目次
 銀河中心領域からの6.4keV中性
鉄輝線
 近年の観測結果
 すざくによるSgr B2の観測
 鉄輝線と連続成分の時間変動
 議論
 まとめ
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銀河中心からの中性鉄(6.4keV)輝線
Sgr B2
X線連星
1E1743.1-2843
6.4keVバンドマップ (すざく)
Sgr A*
Sgr C
20秒角= 50pc
多数の6.4keV Clump
Sgr B2
(e.g. Koyama+96, Nobukawa+08,
Nakajima+09)
CS分子マップ (Tsuboi+99)
•エネルギー 6.4 keV
分子雲との相関
=>分子雲中の鉄原子
からの蛍光X線
起源は？(X線/電子/etc)
•銀河中心に広がるハードX線
ハードバンド(7—8 keV) との関係
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銀河中心からの6.4keV輝線ースペクトル
スペクトルの特徴
・強い中性鉄輝線
・吸収を受けたハードな
連続成分
X線スペクトル
各輝線の等価幅
4
energy(keV)
9
鉄以外の元素からの中性輝
線 (Nobukawa+10)
等価幅はX線起源を示唆
必要光度 ~ 1039 erg/s
Sgr A*の過去のフレア？
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X線モデル
Z=1 solar
1.6 solar
Z=1 solar
4 solar
電子モデル
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6.4keV輝線の時間変動
Sgr B2
X線連星
6.4keVバンドマップ (すざく)
2005年と同じ視野を
1E1743.1-2843
Sgr A*
2009年10月に追観測
Sgr C
20秒角= 50pc
1994 (ASCA)
2000 (Chandra) 2003 (XMM-Newton) 2005 (Suzaku)
6.4 keV輝線の時間変動（Inui+09）
異なる衛星・検出器による
=>同一衛星での観測。スペクトルの変化は？
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観測結果（１） 輝線強度マップ
Sgr B2領域のX線スペクトル 2005 (6.4keV)
6.7keV
-2005
-2009
(FeXXV Ka)
6.4keV
(FeI Ka)
7.0keV
(FeI Kb)
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SNR
G0.61+0.01
2009 (6.4keV)
6.4 keV --- 低温ガス
6.7 keV --- 高温プラズマ
輝線強度マップを見れば
それぞれの分布が分かる
2005 (6.7keV)
2009 (6.7keV)
10 pc
強度(A.U.) 2
暗くなった
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4
6
8
10
変わらず
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観測結果（２） スペクトル
A
E
B
6領域(A—F)に分割してスペク
トルを調査
プラズマ＋輝線＋ハード成分
F
D
でフィット
A (2005)
輝線
ハード成分
プラズマ
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表面輝度 (ph/s/cm2/am2)
C
6.4keVの時間変動
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観測結果（２） スペクトル
— 2005
— 2009
E
強度
A
B
F
領域EにはSNRが含まれる
プラズマ
領域によらず一様
D
ハード成分
ハード成分とFeKbか
ら時間変動を初検出
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時間変動
7.0 keV
強度
プラズマからの放射は
時間変動なし
強度
C
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時間変動する成分の起源
明るい領域AとB：
2005年～2009年にかけて6.4keV輝線に伴ってハード成
分も~2倍弱の変動
両者の起源は同じ (銀河中心のハード成分に寄与)
大きさ5光年程度の分子雲からの放射が5年間で時間変動
=>光速粒子が起源（つまりX線）
SgrA*の過去のフレアを吸収・散乱
今後の課題：
Clump以外に広がる中性輝線/硬X線の起源
Sgr A*の活動史
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まとめ
すざく衛星を用いてSgr B2領域の長時間観測を
2005年と2009年に行った。
6.4keV (FeKa)輝線に加えて、ハード連続成分と
7.06keV (FeKb)輝線の時間変動を初めて発見した。
両者の起源は同一
（Sgr A*の過去のフレアが有力）
銀河中心に広がるハードX線にも寄与？
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Model fitting by PL + Lines
Abs(NH=6e22, ZFe=free) * PL + Lines
6.4keV --- FeI Ka
6.7keV --- FeXXV Ka
7.0keV --- FeXXVI Ka + FeI Kb
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