Transcript 銀河中心からの中性輝線放射の謎

天文学会 2009年春季年会 大阪府立大学 Q20a
銀河中心からの
中性輝線放射の謎
信川 正順、福岡 亮輔、
劉 周強、小山 勝二(京大理)
目次
１．X線で見た銀河中心領域
– 中性鉄輝線とX線反射星雲
– 中性輝線の放射原理
２．S, Ar, Caの中性輝線の発見
– X線反射か電子衝突か？
すざくによる銀河中心X線イメージ
大きさは 4度×2度
１－１．銀河中心のバンドイメージ
特徴的な輝線バンドのイメージ S XV Ka
SXV (He-like) Ka
– ~1000万度のプラズマ
localな構造＝超新星残骸など
1°= 150 pc
Fe I (neutral) Ka
– 冷たいガス(T～100 K)からのX線
localな構造＝分子雲と相関
起源はX線？電子？
Fe I Ka
FeXXV (He-like) Ka
– ~1億度のプラズマ
GC高温プラズマ、超新星残骸
FeXXV Ka
Sgr A*
Sgr B
Sgr C
1E 1740.7
-2842
１A 1742-294
１－２．銀河中心のX線スペクトル
すざく
Si
S
Ar
Ca
Fe
• Fe, Ni以外の中性輝線は？
• 中性輝線の起源は？
鉄の3本輝線
Ni I Ka
• 鉄輝線バンドでのスペクトル
7000万度プラズマ
＋中性輝線 (Fe, Ni)
＋ハードテイル(非熱的放射)
Fe I Ka
Fe I Kb
5
Energy (keV)
10
１－３．中性輝線の放射原理
①光電離（光子起源）
7keV以上のX線が中性鉄原子を電離
②衝突電離（電子起源）
高エネルギー電子が中性鉄原子を電離
電子
電子
+26
+26
鉄原子
電子
X線
L殻の電子がK殻に落ち込んだときに特性X線を放射
同時に、トムソン散乱/制動放射から連続X線も放射
X線と電子では反応断面積のZ (原子番号)依存性が異なる
複数の中性原子の輝線強度から起源に制限がつけられる
等価幅 (単位はeV)
S
Ar
X-ray
410
110
60
1200
60
22
17
290
Electron
Ca
Fe
２－１．低エネルギー側のスペクトル
Si
Sgr B
Sgr A*
S
Ar
Ca
Sgr C
2005, 2006, 2007年に観測
5 keV以下のスペクトル (Si, S, Ar, Ca)
・プラズマからの輝線
He-like Ka, b, H-like Ka, b
・中性輝線を追加
S, Ar, Ca 有意に検出
観測値 (eV)
(90% err)
中性
(eV)
有意度
2307 (2289—2336)
2307
4.5 s
Ar 2972 (2958—2980)
2956
10.0 s
Ca 3706 (3680—3719)
3690
7.4 s
S
プラズマの輝線は他にもあるので、
「プラズマ＋中性輝線」でフィット
Complex Modelでフィット
直前の劉講演(Q19a)のモデルと同じ
２－２．各元素の輝線強度
中性輝線雲
バックグラウンド
Feに対する輝線強度比
黒：中性輝線雲
赤：バックグラウンド
Fe
Ni
Si
S
Ar
Ca
・バックグラウンドからもS, Caを
検出
・S, Ca強度はバックグラウンド
の方が高い
→密度/吸収の違いを反映
・S, Ar, Caの検出自体がX線反
射起源であることの示唆
(輝線が強く出やすい)
Tsuboi et al. 1999
２－２．各元素の輝線強度
中性輝線雲
バックグラウンド
Feに対する輝線強度比
黒：中性輝線雲
赤：バックグラウンド
Fe
Ni
Si
S
Ar
Ca
・バックグラウンドからもS, Caを
検出
・S, Ca強度はバックグラウンド
の方が高い
→密度/吸収の違いを反映
・S, Ar, Caの検出自体がX線反
射起源であることの示唆
(輝線が強く出やすい)
・今後の課題
起源となる粒子(X線、電子)の
エネルギー分布、分子ガスの密
度に依存。
Geant 4などによる数値計算を
行い、その結果と比較して定量
的な検定を行う
まとめ
• すざく衛星による銀河中心のスペクトルから
S, Ar, Caの中性輝線を発見した
• 中性輝線の起源としては電子衝突説よりもX線反射説の方
が有力
• 定量的な検定のためにGeant4を用いた数値計算を行う