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 )

天文学会 2009 年春季年会　大阪府立大学　 Q20a

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SXV (He-like) K

– ~1000 万度のプラズマlocal な構造＝超新星残骸など

Fe I (neutral) K

– 冷たいガス (T ～ 100 K) からのX 線

FeXXV (He-like) K – ~1 億度のプラズマ GC 高温プラズマ、超新星残

骸

S XV K

Fe I K

FeXXV K

1°= 150 pc

Fe I (neutral) K

– 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？

１ A 1742-294

1E 1740.7 -2842

Sgr A*

Sgr BSgr C

１－２．銀河中心の X 線スペクトル

• 鉄輝線バンドでのスペクトル

Si S ArCa

Fe

　 7000 万度プラズマ＋ 中性輝線 (Fe, Ni)＋ハードテイル ( 非熱的放射 )

すざく

• Fe, Ni 以外の中性輝線は？• 中性輝線の起源は？

5 　　　　　　 10 Energy (keV)

鉄の 3 本輝線

Ni I K

Fe I KFe I K

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

+26 +26

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

電子 電子

電子鉄原子

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 Ca Fe

X-ray 410 110 60 1200

Electron 60 22 17 290

２－１．低エネルギー側のスペクトル

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 K, , H-like K,

観測値 (eV) 　 (90% err)

中性 (eV)

有意度

S 2307 (2289—2336) 2307 4.5

Ar 2972 (2958—2980) 2956 10.0

Ca 3706 (3680—3719) 3690 7.4

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

Sgr A*Sgr C

Sgr B

Si S Ar Ca

・中性輝線を追加 S, Ar, Ca 有意に検出

2005, 2006, 2007 年に観測

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・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 )

中性輝線雲

バックグラウンド

Si S Ar Ca

FeNi

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

Tsuboi et al. 1999

２－２．各元素の輝線強度・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 )

中性輝線雲

バックグラウンド

Si S Ar Ca

FeNi

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

・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