「すざく」衛星による「すざく」衛星によるSgr B1Sgr B1 の観測の観測

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　信川 正順信川 正順中嶋 大　　乾 達也　　兵藤 義明　　内山 秀中嶋 大　　乾 達也　　兵藤 義明　　内山 秀樹　　瀧川 庸二朗　　小山 勝二　　鶴 剛　　樹　　瀧川 庸二朗　　小山 勝二　　鶴 剛　　松本 浩典　　（京大理）松本 浩典　　（京大理）「すざく」チーム「すざく」チーム

2006 年　 9 月 21 日（水）

２００６年度秋季年会

目次目次

１．１． Sgr B1Sgr B1 領域領域　　　　「　　　　「すざく」による観測すざく」による観測２．解析と結果２．解析と結果　　　　スペクトルフィット　　　　スペクトルフィット３．考察３．考察 6.4keV6.4keV ラインについてラインについて４．４． SNRSNR 候補天体の発見候補天体の発見５．まとめ５．まとめ

すざく衛星

　　１．　　１． Sgr B1Sgr B1 領域の観測領域の観測すざくで観測した銀河中心すざくで観測した銀河中心

中性鉄からの X 線放射分布 ( ～ 10K)

6.4keV X 線イメージ

高温プラズマの分布　　　（ 107K ～）

6.7keV X 線イメージ

Sgr B1 領域の観測3 月 27 日～ 29 日　（ 90ksec ）初の長時間観測

２．解析と結果２．解析と結果

中性の鉄 He 原子状の鉄He 原子状の硫黄

鉄の強い吸収

プラズマ成分と冷たい成分の共存

H 原子状の鉄

すざくで観測した すざくで観測した Sgr B1Sgr B1 領域のスペクトル領域のスペクトル

2.45keV 6.4keV 6.7keV

He 原子状態の硫黄 中性鉄 He 原子状態の鉄

バイナリーからのもれ込み

ここに注目する

ライン毎のバンドイメージライン毎のバンドイメージ

低温プラズマ 高温プラズマ

銀河面0.5 0.4

Spectrum subtracted NXBModel: absorption(1)×plasma + absorption(2)×(power-law+lines)

+absorption×CXB

4 12

Plasma(kT~6.3keV)Power-law (Γ~1.6)

Absorption nH ～ 5×1023cm-2

Neutral Fe Kα (6.4keV)

Neutral Fe Kβ (7.0keV)

バックグラウンドを引いたスペクトバックグラウンドを引いたスペクトルル

中性鉄 Kα 輝線

中性鉄 Kβ 輝線

3

強い吸収～ 3×1023cm2

Model: Absorption× (power-law + gaussian + gaussian)

上：バックグラウンドをとった領域

左：銀河中心プラズマをバックグラウンドとしてひいたスペクトル

Source region

Background region

等価幅～ 2keV

３．考察３．考察 6.4keV6.4keV 放射の起源放射の起源 中性鉄原子から出る特性中性鉄原子から出る特性 XX 線線 22 つの放射モデルつの放射モデル

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 (6.4keV)を出す

X 線

電子 電子

電子

6.4keV6.4keV の起源の起源 強い吸収強い吸収とと大きい等価幅大きい等価幅→→光電離光電離　　　　 Sgr B1Sgr B1 の吸収　　の吸収　　 nHnH ～～ 3×103×102323cmcm-2-2

　　　　　　　等価幅　　　　　　　　等価幅　 EWEW ～～ 2keV2keV Sgr B2(Sgr B2( 光電離が有力光電離が有力 )) との比較　　　　　との比較　　　　　

　　吸収と　　吸収と 6.4keV6.4keV のの FluxFlux の比→エラーで重の比→エラーで重なるなる

　　 nH/FluxnH/Flux6.4keV6.4keV 　　　　 B1B1 ～～ 0.32 0.32 （（ 0.13-0.730.13-0.73 ））　　　 　　　　 　 B2B2 ～～ 0.58 0.58 （（ 0.50-0.740.50-0.74 ）） Sgr B1Sgr B1 もも Sgr B2Sgr B2 と同じ放射過程で　　　と同じ放射過程で　　　

6.4keV6.4keV を放射→を放射→ XX 線反射星雲モデル線反射星雲モデル

X-ray Reflection NebulaX-ray Reflection Nebula

放射源（ Sgr A* ）

反射物体（分子雲）

X-ray (>7.1keV)

X-ray (6.4keV)

銀河中心領域にある分子雲は銀河中心方向にある硬 X 線に照らされて、 X 線 (6.4keV) を反射している。照射源として考えられるSgr A* は 300 年前は現在よりも非常に明るかった。（現在の光度では足りない） 　　　（ Koyama et al. 1996, Murakami et al. 2000 ）

X 線反射星雲（ XRN ）モデル

分子雲との相関分子雲との相関

0.6 　　　　　　　 0.5 　　　　　　　　 0.4

-0.1

　　

　　

　　

　0.0

左： 6.4keV イメージ(XIS-FI) 右： 13CO-map 　(Bally 1989)

同じ位置に分子雲が存在する

４．４． SNRSNR 候補の発見候補の発見

新天体←すざくで新たに発見！新天体←すざくで新たに発見！　温度～　温度～ 10001000 万度万度　広がり～　広がり～ 10pc10pc　→超新星残骸の可能性　→超新星残骸の可能性

銀河中心プラズマ銀河中心プラズマの起源ーの起源ー多重超新星爆発多重超新星爆発　→数　→数 1010 個の超新星残骸が必要個の超新星残骸が必要　→しかし現在、数個しか見つかってない　→しかし現在、数個しか見つかってない　→超新星残骸の更なる新発見は上記の説を　→超新星残骸の更なる新発見は上記の説を

説明できる説明できる

2.45keV イメージ

6.7keV イメージ

2.45keV で輝く広がった天体

～ 10pc

拡大図

銀河中心（ 2.45keV ）

５．まとめ５．まとめ Sgr B1Sgr B1 領域で新たな領域で新たな XRNXRN を発見を発見 中性鉄からの輝線（中性鉄からの輝線（ 6.4keV6.4keV ）の存在）の存在 　　　　　　

　　　　　強い吸収・大きい等価幅→　　　　　強い吸収・大きい等価幅→光電離　光電離　　　　　　　　　　　　　　　　　 Sgr B2Sgr B2 との類似との類似

→→ 銀河中心の過去の活動性を示す新たなサンプル銀河中心の過去の活動性を示す新たなサンプル

SNRSNR 候補天体を発見　　　　　　　　　　　　候補天体を発見　　　　　　　　　　　　　　　　　　～　　　　　　～ 10pc10pc の広がりと約の広がりと約 10001000 万度万度の高温状態の高温状態

→→ 銀河中心プラズマの起源銀河中心プラズマの起源