暗黒加速器の X 線観測

松本浩典 (Ux & KMI)

内容

• TeV ガンマ線放射– TeV ガンマ線未同定天体 : 暗黒加速器

• すざく衛星の紹介• 暗黒加速器 X 線観測

残念ながら、いまだ正体不明で、研究途中です。今日は各論が中心です。まとまった結論まで持っていけません。ご容赦ください。

TeV ガンマ線放射

• エネルギー = 10^12 eV ~ 　 kT=10^16 K – Cf. X-ray ~ 1keV (10^3 eV) ~ kT = 10^7K

• 熱的な過程で出すには、温度が高すぎる。• 非熱的な世界のトレーサー

– 宇宙線の発生源を見られる？• cf. 宇宙線粒子は、銀河磁場で曲がる。宇宙線到来方向

が宇宙線源方向とは限らない。

宇宙線

• 宇宙線陽子– 加速源の観測的証拠は

皆無• 宇宙線電子

– X 線観測で、超新星残骸中に高エネルギー電子 (~10^15eV) の存在が実証。

• Koyama et al. 1995 など

宇宙線陽子のエネルギースペクトル

世界の TeV ガンマ線望遠鏡

将来計画 : Cherenkov Telescope Array 計画

• 国際共同計画 ( 日、独、米 etc)• 北半球と南半球の両方に設置• 2018 年ごろの実現が目標• http://cta.scphys.kyoto-u.ac.jp/ove

rview.html– 僕も日本グループのメンバーで

す。

TeV ガンマ線天体

Kappes et al. 2007

銀河系外 ( ほとんど AGN) + 銀河系内 ( 色々 )

TeV ガンマ線銀河面サーベイ

•H.E.S.S. 望遠鏡による銀河面サーベイ•多数のガンマ線天体。しかも多くは diffuse 。 ( 角度分解能 ~2 分角 )

Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1

銀河系内 TeV ガンマ線天体

• 天の川銀河系内天体– X 線連星系 (6)– 激変星 ( 白色矮星連星系 ) (1)– Wolf Rayet ( 青色超巨星 ) (3)– シェル型超新星残骸 (12)– パルサー風星雲 (27)– パルサー (4)– その他 ( 分子雲など 4)

• 天の川銀河系外天体– スターバースト銀河 (2)– AGN(32)

• 正体不明 = 暗黒加速器 (33)

http://tevcat.uchicago.edu/　より。 2010 年 5 月現在

暗黒加速器の正体は？• パルサー風星雲？

– 系内 TeV ガンマ線天体で最も多い種族– 暗黒加速器のそばには、パルサーがいることが多

い。• 古い SNR? (Yamazaki et al. 2006)

– 陽子が TeV ガンマ線を出す。ガンマ線以外の起源になる電子は、シンクロトロン放射で冷却済み。

• SN rate…1/100yr, SNR の寿命…数万年数百の暗黒加速器？多すぎない？

• ガンマ線バースト残骸？

今日の話 : どうもそう単純ではないようです。

暗黒加速器 : なぜ光る？• TeV ガンマ線 : 高エネルギー粒子発生の証拠

– 高エネルギー電子？• 電子が、周辺の低エネルギー光子を蹴り上げて ( 逆コ

ンプトン散乱 )TeV ガンマ線。– 低エネルギー光子は、 3K 放射 (+ 星の光 )

– 高エネルギー陽子？• 陽子が、星間物質と衝突して、高エネルギー π0 発生。• π0 (Mc^2~140MeV) が崩壊し、ドップラー効果も合わ

さって、 TeV ガンマ線発生– P + P P + P + π0, π0 γ + γ

TeV ガンマ線観測のみでは、 2 説を切り分けるのは難しい。

縮退を解きたい : X 線観測

Electron origin

E2 f

(E)

E2 f

(E) Energy

Energy

π0

X-ray TeV

Proton origin

Synch IC

Flux(TeV)/Flux(X)=(σTxU(3K))/(σTxU(B))~1 (@ 数マイクロガウス )

強度比 F(TeV)/F(X) が鍵

スペクトルの違い。もし TeV ガンマ線の起源が電子なら、星間磁場と相互作用してシンクロトロン X 線が出るはず！

X-ray: 電子 と 磁場の衝突TeV: 電子 と 3K 放射の衝突

σT: トムソン散乱断面積

すざく衛星Hard X-ray Detector (HXD)

X-ray Telescope (XRT) X-ray Imaging Spectrometer (XIS)

+

すざく衛星搭載検出器• X 線望遠鏡 (XRT)+X 線 CCD(XIS)

– E=0.3keV – 12keV– 撮像 + 分光観測– 高エネルギー分解能– 低く安定したバックグラウンド 高感度

• 硬 X 線検出器 (HXD)– E=10—600keV– 非撮像型検出器

角度分解能 (~1 分角 ) が関係ないような、広がった暗い天体の研究が最も得意

Chandra と XMM-Newton

アメリカ : Chandra X-ray Observatory ヨーロッパ : XMM-Newton

角度分解能に優れる (0.5 秒角 ) 大有効面積( ただし、バックグラウンド強度が高く、しかも一定でないので、暗い天体の研究は難しい場合もある )

TeV ガンマ線で明るい暗黒加速器 :HESSJ1614-518

(l,　b)=(331.52,　-0.58)

HESS　TeV　γ-ray　image　(excess　map)

XIS　FOV50ks

最も明るい暗黒加速器

HESSJ1614

XIS　FI　(S0+S2+S3):　3-10keV　band

広がった X 線対応天体

TeVγ-ray

すざく X-ray CCD (XIS) image

Swift　XRT　 でも検出(Landi　et　al.　2006)

Obs.　50ks

Src A

Src B

XIS spectra

NH=1.2(±0.5)e22cm-2

Γ=1.7(±0.3）F(2-10keV)=5e-13erg/s/cm2

NH=1.2(±0.1)e22cm-2

Γ=3.6(±0.2）F(2-10keV)=3e-13erg/s/cm2

構造の無いスペクトル 非熱的放射

構造なしかなり photon　index　大

Src A

Src B

Src A spectrum

Src B spectrum

HESS J1614

おさらい : 非熱的ベキ型放射• 電子のエネルギー分布 : N(E) E^-s∝ 　のとき、

– S(ν) ν^-α (erg/s/Hz/cm^2) α=(s-1)/2: spectral index∝• 電波業界で使用

– F(ν) ν^-Γ (photon/s/Hz/cm^2) Γ=α+1=(s+1)/2: ∝photon index

• X ・ガンマ線業界で使用– 強いショックの Fermi 1 次加速 : s=2, α=0.5, Γ=1.5

• Cf: SNR の非熱的シンクロトロン放射の観測– 電波では Γ~1.5 (α~0.5): Fermi 加速と合う– X 線では Γ~2.5: シンクロトロン冷却が効いている

src A

B=10μG

B=1μG

B=0.1μG

Src A

Src B

Src AF(1-10TeV)/F(2-10keV)=34

X 線対応天体 : src A

Matsumoto et al. 2008, PASJ, 60. S163 (Suzaku special issue No.2)

•TeV ガンマ線を電子起源で説明するのは難しい。•B<1μG, X 線スペクトルの傾き

•Src A, src B の正体は不明。

HESS J1614

HESSJ1713-381 (CTB37B)

SNR CTB37B

HESSJ1713-381 coincides with the SNR CTB37B

Color: TeVWhite: radio

X 線対応天体の検出Nakamura, R. et al. PASJ, 2009, 61, S197Suzaku 0.3-3.0keV

Suzaku 3.0-10.0keV

Green: TeV (HESSJ1713)Blue: radioWhite: X-ray (Suzaku)

reg1

reg1

reg2

reg2

Foreground src

Reg1: coincides with the TeV peakReg2: offset hard emission

Suzaku 3.0-10.0 keVreg1

reg2•Diffuse thermal gas + point source

•Thermal (kT=0.9keV)+PL(Γ=3.0)•PL: Chandra で発見された点源 (Aharonian et al. 2008).

•異様に大きな Γ は、 Anomalous X-ray pulsar を示唆？

•Non-thermal X-ray Emission•Hard PL (Γ=1.5) (+ Leakage from reg1).•Roll-off (cut-off) energy > 15keV

Very efficient acceleration.

F(TeV)/F(X)~0.2 B~8uG assuming IC.Emax > 170 TeV

HESSJ1713

HESSJ1616 vs SNR CTB37B

HESSJ1616 CTB37BNon-thermal X-ray TeV と一致　　　 TeV からずれるPhoton index (Γ) 7 　 1.5電波 未発見 OF(TeV)/F(X) 34 0.2Discrete source Γ=3.6 Γ=3.0Thermal gas 未発見　　　　　年齢 700~3000 年を示唆 ( 電離非平衡度、ガス密度から )

完全な一致ではないが、共通点がある。

AXP を作るような特殊な超新星爆発が、暗黒加速器を作る？CTB37B の場合は、古い SNR とはいえない。

HESSJ1616-508HESS　TeV　image　(excess　map)

(l,　b)=(332.391,　-0.138)

XIS　FOV45ks

Provided　by　S.　Funk　(MPI)

HESSJ1616

XIS image of HESS J1616XIS　FI　(S0+S2+S3):　3—12keV

•X 線対応天体なし ( ぼうっと明るいのは銀河面 X 線放射 ) 。•F(2-10keV)<3.1e-13　erg/s/cm2

TeV　image

45ks F(TeV)/F(X)>55

TeV ガンマ線の電子起源を仮定すると…

Very　weak　B(B<1μGauss)

HESSJ1616　SED

Suzaku　upper　limit

Strong　cut-offorrealistic?

Matsumoto　et　al.　2007,　PASJ,　59,　199 　 (Suzaku　Special　Issue　No.1)

F(TeV)/F(X)>50

PSRJ1617-5055 のオフセットパルサー風星雲？

INTEGRAL 18-60keV

PSRJ1617

Landi et al. 2007

XMM-Newton 0.5-10keV

PSRJ1617

•オフセット PWN の典型例 HESSJ1825-137 と異なる。•電波 (Kaspi et al. 1998) でも X 線でも PWN は検出されていない。

•TeV のみで光る PWN?

SNR RCW103

オフセット PWN … 中性子星と PWN の位置が異なる。

オフセット PWN TeV ガンマ線の典型例 : HESS J 1825-137

30arcmin~30pc@4kpc

HESS J1825-137

Aharonian et al. 2006

H.E.S.S TeV γ excess map

PSR J1826-1334

Distance from Pulsar (deg)P

hoto

n In

dex

Γ

•Spin-down luminosity ~ 2.8×1036 erg s-1

•Characteristic age 21.4 kyr (Clifton 1992)•D~4kpc

softening

すざく以前の X 線観測 (XMM-Newton)

PSR J1826-1334 (B1823-13)

Photon index ~ 2.3NH~1.4×1022/cm2 LX~3×1033 erg s-1

1arcmin~1pc@4kpc

Pulsar

PWN

XMM-Newton0.5-10keV

H.E.S.S TeV γ excess map

Gaensler et al. 2003 なぜこんなに X 線は小さい？

More extended if observed with high sensitivity? Suzaku observation!

すざく観測 : ものすごく広がったPWN

XIS 3F 1-9 keV

source

6arcmin~6pc@4kpc

2006/9 50ksec

bgd

すざく衛星は、 XMM-Newton で検出できなかった広がった X 線の存在を実証

TeV image

Uchiyama, H., Matsumoto, H. et al., PASJ, 2009, 61, S189

HESSJ1825

X-ray spectraRegion A Region B

Region C Region D

Γ=1.78(1.68-1.88) Γ=1.99(1.91-2.08)

Γ=2.03 (1.95-2.14) Γ=2.03 (1.95-2.14)

A

BC

D

少なくとも 17pc(15 分角 ) までは photon index に変化なし。電子は冷えていない。

=pulsar+PWN

HESSJ1825

HESSJ1825 の SED

• 2keV の X 線を出す電子のシンクロトロン冷却時間– T~2000yrs (B/7uG)^(-3/2)

• この時間に 15pc を進む– V~9000km/s (B/7uG)^(3/2)– そうではなく、 PWN のあ

らゆる場所で電子加速？

TeV も X 線も電子起源とすると、 B~7μG

HESSJ1616 は、だいぶん HESSJ1825 と様子が異なる。

TeV で暗い暗黒加速器 :HESSJ1741-302

• H.E.S.S. 望遠鏡で、銀河面上に発見

• 暗黒加速器で、 TeV flux が最も小さい部類– Photon index 　 Γ~2.7– F(1-10TeV)~2e-12 erg/s/cm^2

(~1% Crab)

• 付近のパルサーと関連？– ただし、どのパルサーも Lspin

は小さい (~1% Crab 以下 )• 典型的 TeV ガンマ線パルサー

Lspin~10^37erg/s (10%Crab)

(Omar et al. 2008, 2009)b=0.0°

l=358.5°

興味 : 銀河面 diffuse TeV 放射との関連

カラー : diffuse TeV 放射 (H.E.S.S.)コントア : 電波 CS(= 分子雲 )

(Aharonian et al. 2006)•銀河面 diffuse TeV 放射の起源は不明•HESSJ1741 は、銀河面 diffuse TeV 放射の氷山一角？

HESSJ1741このあたり

銀河面 diffuse TeV 放射 vs 中性鉄蛍光 X 線 (6.4keV line)

カラー : 6.4keV line ( すざく )コントア : 銀河面 diffuse TeV

•中性鉄蛍光 X 線分布は、銀河面 diffuse TeV 放射の分布と似ている。•HESSJ1741 から、中性鉄が見つかる可能性は？

HESSJ1741この辺

すざく衛星による観測

• 2 箇所を観測– A: 2009 年 2 月 24 日

45ks• 銀径で東側のピークを狙

う

– B: 2008 年 10 月 4 日 54ks

• 西側のピークと、パルサーを狙う。

b=0.0°

l=358.5°A

B

四角は X 線 CCD の視野。

観測領域 Ab=0.0°

l=358.5°

A

B

(a) 0.4-2keV (b) 2-10keV

高エネルギー X 線で、新天体発見。

X 線と TeV ガンマ線の比較

2-10keV

TeV (gray)2-10keV (green)

HESSJ1741 のピークと一致。 X 線対応天体と考えられる。

X 線対応天体のスペクトル

•赤は BI CCD(XIS1), 黒は FI CCD (XIS0+3)

• 柱密度– NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2

• Photon index – Γ=1.14(0.60~1.81)

• やはりかなり小さい

• X-ray Flux in 2—10 keV band– 観測値 3.2x10-13 erg/s/cm2

– 吸収補正値 3.9x10-13 erg/s/cm2

吸収を受けた power-law

X 線対応天体スペクトル特徴• 吸収が大きい　 NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2

– 銀河中心付近の天体 (D~10kpc)• F(1-10TeV)/F(2-10keV) ~ 6

– ガンマ線の方がフラックス大– ガンマ線起源は陽子か？

• 有意な鉄ライン ( 中性も高階電離も ) 無し– 等価幅 (6.4keV)<167eV, F(6.4keV) < 9.3x10-7 photon/cm2/s– バックグラウンドとして周辺領域をとっている。

• 鉄ライン強度としては、 HESSJ1713 は周辺領域と同じ性質。• 銀河面 diffuse TeV 放射との関連は不明。

• 小さな photon index (Γ=1.1)– HESSJ1614, CTB37B らに共通– 効率の良い加速？– non-thermal bremstrahlung?

• ターゲットとなる星間雲はどこに？

観測領域 Bb=0.0°

l=358.5°

A

B

(b) 2-10keV(a) 0.4-2keV

New object

Foreground star

X 線新天体 :SuzakuJ1740.5-3014

b=0.0°

l=358.5°A

B

2-10keV

•X 線新天体の位置は、 PSRB1737 から明らかにずれる。 (~90arcsec)•PSRB1737, PSRJ1741 からの有意な X 線は検出無し。

TeV ガンマ線 すざく X 線

X 線スペクトル• 現象論的 fit: 吸収 +power-

law– NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2

– Γ=0.83(0.69~0.97)

– F(2-10keV)= 2.2×10-12 erg s-1

cm-2

• クリアに 3 本の鉄ライン– H 状イオン @6.9keV

• 等価幅 172(123~232)eV

– He 状イオン @6.7keV• 等価幅 186(140~240)eV

– 中性 @6.4keV• 等価幅 172(125~224)eV

周期的時間変動

2.3x10-3Hz (P=432.1±0.1s)

FFT 解析 (XIS0+XIS3: 1-9keV band) Folded light curve (432.1s)

SuzakuJ1740.5-3014

• 磁場を持った激変星 ( 白色矮星連星系 )– スペクトルに 3 本の鉄ライン

• 中性 (6.4keV), He 状イオン (6.7keV), H 状イオン (6.9keV)

– 432.1s の周期的時間変動• HESSJ1741 より手前にある可能性大

– SuzakuJ1740.5: NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2

– HESSJ1741 :NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2

– 銀河中心 (D~8.5kpc) まで NH=6x1022cm-2 として、距離はD~2kpc

– 光度 L(2-10keV)=1x1033 erg/s• 激変星の中でも、 Intermediate polar に典型的な値

HESSJ1741 の正体は、まだ闇の中

まとめ• すざく衛星による、暗黒加速器の観測の一部を紹介

– HESSJ1614-518• Photon index の小さい X 線対応天体 (Γ~1.7)• Photon index の大きな天体がそばにいる (Γ~3.0)• SNR CTB37B と共通点有

– AXP を作るような特殊な SNR?

– HESSJ1616-508• X 線対応天体なし。• hard X-ray PWN が発見。オフセット PWN 起源か？• しかし、オフセット PWN 典型例 HESSJ1825-137 と異なり、 X-ray

PWN がない。– HESSJ1741-302

• TeV で暗い暗黒加速器• Photon index の小さい X 線対応天体 (Γ~1.3)

• いずれも現段階では正体不明。– 理論・他波長と協力して、なんとか正体を解明したい。少なく

とも、加速粒子を明らかにしたい。– ご協力よろしくお願いいたします。