Transcript 高階電離鉄輝線強度
2007年度X線グループ活動報告 教授 准教授 助教 PD 博士 修士 ：小山勝二 ：鶴剛 ：松本浩典 ：森英之 ：乾達也、 山口弘悦、 兵藤義明、 内山秀樹、 小澤碧 ：瀧川庸二朗、 信川正順、澤田真理 2007年度の主な研究活動 X線天文衛星「すざく」のデータ解析 天の川 乾 森 銀河中心 瀧川 澤田 信川 小山 兵藤 内山 鶴 超新星残骸 山口 小澤 松本 TeVγ線天体 すざく搭載X線CCDカメラの機上較正(小澤・内山） 次世代X線天文衛星NeXT計画（鶴・松本） 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. PASJ すざく特集号 No.2 PASJ(日本天文学会欧文研究報告誌) 「すざく」特集号No.2(全35編)に9編寄稿 (共著としての寄与も多数) Nakajima et al. “Performance of the Charge-Injection Capability of Suzaku XIS” Hyodo et al. “Suzaku Spectroscopy of Extended X-Ray Emission in M17” Yamaguchi et al. “Suzaku Observation of the RCW86 Northeastern Shell” Yamaguchi et al. “X-Ray Spectroscopy of SN 1006 with Suzaku “ Matsumoto et al. “Discovery of Extended X-Ray Emission from an Unidentified TeV Source, HESS J1614−518, Using the Suzaku Satellite” Hyodo et al. “Suzaku X-Ray Spectroscopy of a Peculiar Hot Star in the Galactic Center Region” Mori et al. “Suzaku Observation of G359.79−0.26, a New Supernova Remnant Candidate in the Galactic Center” Nobukawa et al. “Suzaku Spectroscopy of an X-Ray Reflection Nebula and a New Supernova Remnant Candidate in the SgrB1 Region” Koyama et al. ” A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole” 今年も出ました X線天文衛星「すざく」のデータ解析 天の川銀河中心 – X線反射星雲と巨大BHの過去の活動性（鶴・乾・瀧川) – 銀河中心超高温プラズマの起源（鶴・信川） – 銀河中心超新星残骸の発見（森・澤田） – WR星 星風による超高温プラズマの発見（兵藤） – ブラックホール候補天体の6.4keV Jetの発見（信川） 超新星残骸 – RCW86における低階電離鉄の発見（山口） – IC443における電子の過冷却の発見（小澤） TeVガンマ線天体 – HESS J1825-137の観測（松本・内山） X線反射星雲と巨大BHの過去の活動性 天の川銀河中心:地球から約2.8万光年 約100万太陽質量の超巨大ブラックホール (Sgr A*) 高階電離鉄輝線6.7keVマップ 中性鉄輝線6.4keVマップ （数千万K超高温プラズマ） （数十K中性分子ガス) Chandra X線イメージ (color) コントアは6cm連続電波 Sgr A* 低温の物質がなぜX線 で光っているのか？ 〜２光年 Baganoff et al. 2003 他の超巨大BHに比べてX線で 「すざく」によるX線イメージ 非常に暗いのは何故か？ LAGN〜1041-44 erg/s 33 erg/s L ~10 SgrA* 〜１800光年 X線反射星雲モデル Sgr A*? 300年前に現在の100万倍 トムソン散 明るければSgr B2説明可 乱 連続X線 外部照射源 低温分子雲 X線 Fe 中性鉄蛍光X線 X線反射星雲は超巨大ブ SgrChandra B2 すざくX線(Gray) X線スペクトル 大きな吸収、強い中性輝線強度 ラックホールの過去の活動 電波CO輝線（コントア） 分子雲との位置の相関 性を探る良いプローブ？ ~300光年 強い鉄K吸収端 ~２0光年 Sgr B2 Sgr A* すざく中性鉄輝線マップ Sgr B2の中性 鉄輝線強度の 時間変化 Sgr B2 すざく中性鉄輝線マップ ~300光年 Sgr A* 中性鉄輝線バンドイメージ 1994 ASCA 2000 XMM-Newton 2004 Chandra 2005 Suzaku NASAのPress Releaseに選ばれました ~40光年 10年間でのSgr B2の中性鉄輝線強度変化を発見 •過去のSgr A*の光度の時間変動を反映？ 本当に照射源はSgr A*なのか？ Sgr B2 Sgr A* Sgr C M0.11-0.11 ~300光年 M0.11 中性鉄輝線強度 ２００２ Chandra 「すざく」中性鉄輝線マップcolor) 電波CS輝線（コントア） ２００5 Suzaku Sgr A*が照射源であった可能性を示唆 〜60光年 Year Sgr B2以外でも中性鉄輝 線強度の時間変動を発見 銀河中心の西側でも分子雲 に相関した反射星雲発見 TeVガンマ線天体:HESS J 1825-137 全天のTeVγ線天体 75個 うち20個は銀河系外 銀河面 http://www.mppmu.mpg.de/~rwagner/sources/ 銀河系内55個のうち一番数の多い天体は・・・ 未同定（正体不明）の天体 (25個) TeVγ線でのみ明るく、X線や電波では暗い 「すざく」 TeVガンマ線未同定天体を追観測 大有効面積X線望遠鏡 ＋ 低宇宙線バックグランド HESSJ1614-518 HESSJ1616-508 QuickTimeý Dz TIFFÅià• èkǻǵÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈǞǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB HESSJ1804-216 QuickTim eý Dz TIFFÅià• èkǻǵÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉ QuickTimeý Dz ǙDZÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇžÇ½Ç…Ç TIFFÅià• èkǻǵÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈǞǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB X線放射を初検出or非常に厳しい上限値を決定 いずれにしてもX線で非常に暗い→TeVγ線が電子 の逆コンプトン散乱でなく陽子起源の可能性を示す 銀河系内55個のTeVγ線天体のうち、２番 目に数の多い天体は？ パルサー風星雲 （PWN）14個 かに星雲 PWN Chandra ~3光年 超新星残骸 (8個)を抜いて 堂々の２位 意外と穴馬？ HESS J1825-137 H.E.S.S TeV γ excess map PSR J1826-1334 0.5° ~110光年 @1.2万光年 Photon Index Γ HESS J 1825-137 •Spin-down luminosity ~ 2.8×1036 erg s-1 •Characteristic age 21.4 kyr (Clifton 1992) •距離 ~1.2万光年 (光子フラックス) ∝E-Γ Aharonian et al. 2006 Distance from Pulsar (°) TeVγ線：パルサーからの高エネルギー電子の 逆コンプトン散乱起源？ X線での過去の観測 PSR J1826-1334 (B1823-13) XMM-Newton 0.5-10keV Pulsar PWN 1arcmin~4光年@1.2万光年 Gaensler et al. 2003 Photon index ~ 2.3 星間吸収~1.4×1022/cm2 LX~3×1033 erg s-1 H.E.S.S TeV γ excess map より広がったX線構造があるの ではないか？低宇宙線バックグ ラウンドの「すざく」で観測 「すざく」による観測 「すざく」XIS観測視野 XIS 3F 1-9 keV Background Source 2006/9 50ksec XMMより更に広が り、TeVγ線放射中 心に達する領域か らX線を初めて検出 6arcmin ~20光年 @１．２万光年 Radial Profile Source Background 1.2× (CXB+GRXE) CXB+GRXE 銀河リッジ放射 Unresolved (GRXE) Point sources 背景X線放射 (CXB) バックグラウンドの20%の揺らぎを考慮しても14arcmin (〜50光年@1.2万光年)に広がるX線放射が存在する スペクトル Region A A B Region B C D Γ=1.78(1.68-1.88) Γ=1.99(1.91-2.08) Region C Region D Γ=2.03 (1.95-2.14) Γ=2.03 (1.95-2.14) 領域B-DではPhoton Indexはエラーの範囲内で変化せずにΓ〜２ →シンクロトロン冷却時間内に50光年先までに到達 エネルギーEの電子が放射する光子の典型的 エネルギー hνsynch 〜2keV(E/100TeV)2(B/10μG) hνIC 〜0.7TeV(E/25TeV)2(hν0/[3K・kB]) 実はX線の方が高エネルギー電子を見ている エネルギーEの電子のSynchrotron冷却時間 tcool,synch〜1400yr (E/100TeV)-1(B/10μG)-2 50光年/1400yr 〜 10000km/s 10000km/sで高エネルギー電子を伝播する 機構が必要？ SNRのshockでも数千km/s・・・ すざく搭載X線CCDカメラ(XIS) ファーストライトから2年7ヶ月 (2008/03現在) – 現在も順調に観測続行中。 – 機上較正も一通り終了。今後は定常的更新作業が必要。 Energy (keV) 55Fe機上較正線源 5.91 輝線中心値 ゲイン安定性:<0.2%@6keV 5.9 5.89 2006/9 2007/2 Day after launch 2008/1 超新星残骸E0102 モデルフィッティング 残差 Counts/s/keV XIS 残差 Counts/s/keV 旧応答関数 現応答関数 Energy (keV) 高い応答関数の再現性を実現 次世代X線天文衛星NeXT計画 巨大ブラックホールの誕生とその成長を探査 非熱的宇宙の探査 – – – – – 0.1-100keV (3桁)のワイドバンド撮像と精密分光 多層膜Ｘ線望遠鏡 新型のホール集積型Ｘ線CCDカメラ（京大担当） 新型のテルル化カドミニウム半導体検出器 マイクロカロリメーター 2013年打ち上げを目指し， 現在Phase-B移行審査中 END 超新星残骸 RCW86 鉄輝線バンドイメージ +0.5-1keV(熱的成分）コントア 鉄輝線バンドイメージ +3-6keV(非熱的成分）コントア 超新星残骸 多くの元素の輝線を持つ熱的高温 プラズマ成分と高エネルギー電子 の非熱的シンクトロン成分の入り 交じった広がったX線天体 ~30光年 XMM-Newton 高エネルギー分解能・広帯域・低 バックグラウンドの「すざく」が最適 赤:0.5-1keV (熱的成分） 高エネルギー分解能・高感度を活かして 青:2-6keV（非熱的成分) 鉄輝線バンドイメージを初めて取得。 中性鉄（6.4keV)に近い中心値の鉄輝線を持つスペクト 鉄輝線がリバースショックで加熱された ル 低階電離イジェクタ起源なこと明らかに。 →非熱的成分によって周囲の物質が照らされている？ 「TeVγ線で明るく、X線で暗い」の意味は？ 高エネルギー電子 •星間磁場でシンクロトロン放射 →X線 •宇宙背景放射光子と衝突、逆コンプトン散乱 →TeV γ線 高エネルギー陽子 •pp反応で中性パイオン生成、パイオン崩壊→TeV γ線 X線で暗い HESS J 1616-508 明るい TeVγ線の et al. 2007) (Matsumoto 高エネルギー TeVγ線は 逆コンプトン散乱 電子少ない の寄与小さい 陽子起源？ 星間磁場＞~3μG TeVガンマ線未同定天体は陽子加速源?? 天の川銀河中心(1) 「すざく」 銀河中心領域を約1800光年に渡って探査 1°~ 450光年 1°~ 450光年 高階電離鉄輝線マップ （数千万K超高温プラズマ） 1°~ 450光年 高階電離硫黄輝線マップ （約1千万K高温プラズマ） 中性鉄輝線マップ （数十K中性分子ガス） 数十K~数千万Kに渡 る多様な状態の物質 Maps made by Nobukawa が混在し相互作用す 天の川銀河中心(2) 高階電離鉄輝線マップ 〜数千万K超高温プラズマ 1°~ 450光年 電離鉄輝線 強い高階電離鉄輝線→ X線点源 銀河中心に位置する恒星の 星風による超高温プラズマ のX線放射を発見（兵藤） Sgr A*からの距離(pc) 銀河中心X線放射が真に広がっ たプラズマであることを強く示唆 （信川） 天の川銀河中心(3) 高階電離硫黄輝線マップ 〜1千万K高温プラズマ 超新星残骸探査のプローブ 1°~ 450光年 120光年 40光年 電波の観測も合わせて非熱的電波 +熱的X線のSNRを発見（澤田） 銀河中心に位置する巨 大リング構造を発見(森） 銀河中心超新星残骸 続々発見中・・・ Year 天の川銀河中心(4) (鶴) 銀河中心の西側での 中性鉄輝線マップ 〜数十K中性分子雲ガス X線反射星雲の発見 1°~ 450光年 中性鉄輝線強度の 時間変動の発見 1994 ASCA 2000 XMM 冷たい分子雲が何 かに照らされた？ (乾) →銀河中心巨大ブ 2004 Chandra 2005 Suzaku ラックホールが過 去に明るかった？ NASAのPress Release に選ばれました 電波ジェット ~70光年 銀河中心巨大ブラックホール の過去の活動性を強く示唆 1E 1740.7—2942 ブラックホールからのジェット に照らされた中性輝線構造？(信川） 超新星残骸 (2) IC443 （小澤） Ne Mg 温度 (keV) Si S Fe-L O Ar β輝線！！ Ca Fe 多くの元素の水素状・ヘリウム状 イオンのKα輝線に加えKβ輝線を検出 →輝線から電子温度の決定が可能に 電子温度よりイオンの電離温度の方が高い →電子の急速冷却を示唆？