銀河面からの酸素 (OVII)輝線について松本浩典 (京都大学理学部物理 )

1. すざく XIS による銀河面観測すざく搭載 X 線 CCD(XIS) による銀河面の観測データから、視野内に既知の明るい X 線天体のない下記の 5 領域をピックアップ。

Region 1Region 2

すざく X 線 CCD(XIS) による銀河面観測の中から、特に明るい X 線天体のない 5 つの領域のデータを解析した。どの領域のスペクトルにも、 0.57keV に酸素輝線 (O VII Kα) を示唆する構造を発見した。これは、低温のプラズマの存在を示唆するのかもしれない。そこで、スペクトルを 3 温度プラズマモデルで fit したところ、従来より知られた Galactic Ridge X-ray Emission (GRXE) 起源の 2 温度プラズマに加え、より低温プラズマの存在が示唆された。特に 3 つの領域では、この低温プラズマは 7x102

1cm-2 という大きな吸収を示し、フォアグラウンド放射とは言い難い。この低温度プラズマは GRXE の新しい成分を示唆するのかもしれない。

領域 (l,b) 観測開始 (UT) 観測時間

1 (330.3969 -0.3760) 2006/9/16 43.7ks

2 (332.0062, -0.1531) 2005/9/18 19.3ks

3 (332.7036, -0.1504) 2005/9/20 21.9ks

4 (8.0447, -0.0445) 2006/4/7 40.7ks

5 (18.4364, -0.8429) 2006/10/19 51.2ks

2.スペクトル解析上記データから、視野内に偶然混入した天体をのぞいて、出来る限り広い領域からスペクトルを抽出。

それらのスペクトルを、 CXB・ 6.4keV line を含めて、 2温度プラズマモデルで fit:

NH*APEC + NH*APEC + NH*CXB + 6.4keV line

どの場合も、 ~0.57keV に残差あり。そこで、ここにGaussian line を加えて fit。

領域 中心値 (keV) 強度(10-10 ph/cm2/s/arcmin2)

1 0.556 (0.548 – 0.563) 12.37 (9.86 – 16.36)

2 0.575 (0.568 – 0.582) 5.60 (3.87 – 7.42)

3 0.571 (0.563 – 0.578) 6.69 (4.71 – 8.89)

4 0.568 (0.562 – 0.572) 8.33 (6.30 – 10.67)

5 0.572 (0.566 – 0.581) 8.32 (5.94 – 10.64)

これらのラインは OVII Kα ライン (0.574keV) と考えて矛盾はない。もしそうなら、低温度のプラズマの存在を示唆する。そこで、３温度プラズマモデル +CXB+6.4keV モデルで fit:NH* APEC + NH*APEC + NH*APEC + NH*CXB + 6.4keV line

領域 2, 3を除いて、吸収の大きい低温度プラズマが示唆される。 Galactic Ridge X-ray Emissionの新しい成分か？

3. 軟 X線の時間変動XIS1 0.4-1.0 keV band のライトカーブをいかに示す。太陽風の荷電交換反応起源を示すような、フレア状の変動は見られない。

4. ROSAT ALL SKY SURVEYとの比較今回の観測領域と、 ROSAT ALL SKY SURVEY band 4 (0.4-1.0keV) イメージを比較。領域 2, 3は大きいスケールの明るい構造と重なっている。もし、この放射が foreground であり、さらに領域 2, 3の O lineと関連するのならば、吸収が小さいことを説明できるかもしれない。それ以外の領域は、特に明るい放射はない。

Chi2/dof=618.03/395 Chi2/dof=502.51/324

Chi2/dof=503.36/364 Chi2/dof=764.57/476

Chi2/dof=684.95/417

Chi2/dof=465.35/383 Chi2/dof=374.19/333

Chi2/dof=364.80/361 Chi2/dof=643.94/473

Chi2/dof=522.46/414

領域 1領域 2領域 3領域 4領域 5

領域 1は、ライン強度が少し大きく、中心エネルギーが少し低く、 2温度フィット時の E<0.8keVの残差も大きい。太陽風の荷電交換反応の影響が入っているのかもしれない。