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最も暗い TeV ガンマ線未同定天体 HESSJ1741-302 のすざく衛星による観測

松本浩典 ( 名古屋大学 KMI)

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内容• HESSJ1741-302

– TeV ガンマ線でもっとも暗い暗黒加速器• すざく衛星による X 線観測

– X 線対応天体の発見– 激変星の発見

• 議論– 正体？、銀河面 diffuse TeV 放射との関

連？• まとめ

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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 )

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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

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銀河系内 TeV ガンマ線天体

• 天の川銀河系外天体– スターバースト銀河 (2)– AGN(32)

• 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)– 正体不明 = 暗黒加速器 (33)

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

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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 (CMB/ 星の光 ) を蹴り上げて ( 逆コンプトン散乱 )TeV ガンマ線。

– 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。

– 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。

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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

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すざく衛星Hard X-ray Detector (HXD)

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

+

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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

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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 Lspi

n 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°

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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

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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

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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。

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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。

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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。

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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)x1022

cm-2

• Photon index – Γ=1.14(0.60~1.81)

• かなり小さい• X-ray Flux in 2—10 keV

band– 観測値 3.2x10-13 erg/s/cm

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– 吸収補正値 3.9x10-13 erg/s/cm2

吸収を受けた power-law

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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: phot∝on 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 α~0.5(Γ~1.5): Fermi 加速を示唆– X 線では Γ~2.5: シンクロトロン冷却が効いている

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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 phot

on/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。

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X 線スペクトル特徴• 小さな photon index (Γ=1.1)

– 典型的 X 線シンクロトロン SNR Γ~2.5– HESSJ1614-518 (Matsumoto et al. 2008), CTB37

B(TeV SNR; Nakamura et al. 2009) に共通• CTB37B: シンクロトロン放射で折れ曲がりなし　 (Ec

ut>15keV)– 効率のよい加速

• non-thermal bremsstrahlung?– 例 : γCygni (GeV SNR: Uchiyama et al. 2002)– ターゲットとなる星間雲はどこに？

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観測領域 Bb=0.0°

l=358.5°

A

B

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

New object

Foreground star

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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

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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

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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)

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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

( 詳しくは Uchiyama, Matsumoto et al. PASJ submitted)

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まとめ• TeV ガンマ線でもっとも暗い暗黒加速器 HESS J17

41-302 に、 X 線対応天体発見– F(TeV)/F(X)~6 : TeV は陽子起源？– とても小さな photon index (Γ=1.1)

• 暗黒加速器に共通の性質か？– HESSJ1614-518 (Matsumoto et al. 2008) とか CTB107B (Nakamura

et al. 2009)

• 効率の良い加速？ Non-thermal brems?

– 銀河面 TeV 放射との関連は不明

• 近傍に激変星 Suzaku J1740.5-3014– たぶん TeV 放射の foreground 。– HESSJ1741 近傍のパルサーはどれも active でない。