X線天文衛星 Suzaku、およびChandra による銀河中心

大規模 X線放射の研究

物理第二教室宇宙線研究室兵藤　義明

我々の銀河我々の銀河 (( 天の川銀河天の川銀河 )) のの中心中心

太陽系から約 2.5 万光年の距離　⇒最近傍の銀河の中心　　　

( 巨大ブラックホール )

•物質が最も多い (6x1022cm-2) 方向 　 = 星間吸収が激しい方向 　⇒可視光では全く見通せず , 電波、赤外、硬 X 線で観測可能

銀河中心

x

2.5万光年

地球

我々の銀河系 ( 想像図 )

大

赤外　　可視　　　　紫外　　　軟 X　　硬 X

10 1 0.1 0.01 0.001波長（ μm）

散乱

・吸

収断

面積

(cm

2)

10

- 24

1

0- 2

1

1

0- 1

8

～ 3keV

τ>1

τ<1

小

Ｘ線でみた銀河中心Ｘ線でみた銀河中心•「ぎんが」、「あすか」による鉄輝線の発見。　　・高階電離鉄輝線は 500 光年 ×1000 光年にわたり一様に分布。　　・中性鉄輝線は分子雲の分布に一致。→ X 線反射星雲　　⇒中心核は 300 年前は現在 (1033erg/s) の 100 万倍明るかった。

高階電離鉄輝線 中性鉄輝線

300 光年

•高階電離鉄輝線の放射過程は？そのエネルギー源は？•「中心核 (巨大ブラックホール )は昔明るかった」は本当か？

Ｘ線天文衛星Ｘ線天文衛星 Suzaku Suzaku とと ChandraChandra

Suzaku Chandra

空間分解能 2′ 1″

有効面積 550cm2@8keV 50cm2@8keVエネルギー

　分解能 130eV@6keV 250eV@6keV

Suzaku と Chandra は相補的。

•大きく広がった放射の分光　　　　　→Suzaku

•細かい構造　　　　　→ Chandra

1999 年 10 月打ち上げ ( アメリカ )

2005 年 7 月打ち上げ( 日本 )

Suzaku Suzaku による銀河中心の観測による銀河中心の観測

↑Suzakuの 51 時間の観測によって得られたスペクトル

ASCA 90 時間 (Koyama et al. 1996)

Chandra 170時間 (Muno et al. 2004)

•これまでより短時間の観測で過去最高質のスペクトルの取得に成功！

Si

S Ar Ca

Fe

Ni

高階電離鉄輝線の起源は高階電離鉄輝線の起源は ??

Fe25+

1. 電子捕獲説 中性水素

Fe24+2. 衝突電離プラズマ

説

6.7keV 輝線

•電子捕獲ならば禁制線がもっとも強い。→輝線中心は 6666eV•衝突電離プラズマならば共鳴線がもっとも強い。→輝線中心は6685eV→輝線中心エネルギーから見分けられる！

1s2 1S0

1s2p3P0,1,2

1s2p1P1

禁制線 (f)6.639keV

共鳴線 (r)6.703keV

Fe24+ の微細構造

Δl=1,Δs=0

Δl=0,Δs=1

6.7keV 輝線

6666

1. 電子捕獲

6685

2. 高温プラズマ

6639 6703

f r

CCDHi-res.

Suzaku Suzaku のスペクトルではのスペクトルでは6679eV±1eV

•6685eV( 衝突電離プラズマの実験値 ) とはわずかに 6eV のずれ。•空間分布も電子捕獲では説明困難。

どちらも衝突電離プラズマを支持！

6.4keV 輝線強度分布 ( 低温分子雲 )

6.7keV 輝線強度分布

100 光年

銀河中心

プラズマの温度と空間分布プラズマの温度と空間分布

6.4keV 輝線強度分布 ( 低温分子雲 )

6.7keV 輝線強度分布

Fe24+ KαFe25+ Kα

•電離温度、電子温度ともに～ 7keV を示す。•電離平衡にあると考えて矛盾なし。•l=-0.4 ～ +0.1° では温度はほぼ一様。

6 7 8

Fe24+ Kβ

高温プラズマの起源は？高温プラズマの起源は？

•Chandra による Sgr C領域の観測から熱的 (～ 1keV)プラズマスペクトルの新天体を発見。　　　　•近年、銀河中心付近の深い観測 ( ～ 100ks) を行った領域から続々と新しい超新星残骸を発見。 (2000 年以降すでに 5個目 )高温プラズマの総量 (1053-

54erg)を超新星爆発で説明できる可能性が見えてきた。

10 光年

G359.42-0.12

⇒超新星残骸

銀河中心 Sgr C

250 光年 •高温プラズマの総エネルギーは 1053-54erg(= 数百 × 超新星爆発 ) 、拡散のタイムスケールは10 万年。若い超新星残骸が数10 個見つかれば説明可能。

Chandra による Sgr C 領域の観測

6.4keV 輝線強度分布 ( カラースケール ) と CS 分子輝線強度分布 ( コントア )

•これまでに知られていた Sgr C分子雲以外に新天体M359.47-0.25を発見。

•いずれからも強い中性鉄輝線を検出•しかし、いずれにも内部や周囲に明るい天体は存在せず。→ X 線反射星雲•Sgr C分子雲の 6.4keV強度は銀河中

心は 250年前は～ 1039erg/sだったすると説明できる。⇒ Sgr B2の結果と一致。

Sgr C分子雲

M359.47-0.25

まとめまとめ

• X線天文衛星 Suzakuと Chandraを用いて銀河中心領域を観測した。

• 高階電離鉄イオンの輝線中心エネルギー、強度の空間分布はいずれも衝突電離プラズマ説を強く支持。

• 新たな超新星残骸を発見。→銀河中心プラズマは多重超新星爆発で説明できることを支持。

• Sgr C分子雲が X線反射星雲であることを確認。銀河中心は 250年前には現在の 100万倍明るかったと考えられる。

ASCA の観測ではだめだったのか？

Chandra による Sgr C 領域の観測

6.4keV 輝線強度分布 ( グレースケール ) と CS 分子輝線強度分布 ( コントア )

•これまでに知られていた Sgr C分子雲以外に新天体M359.47-0.25を発見。

•いずれからも強い中性鉄輝線を検出•しかし、いずれにも内部や周囲に明るい天体は存在せず。→ X 線反射星雲•Sgr C分子雲の 6.4keV強度は銀河中

心は 250年前は～ 1039erg/sだったすると説明できる。⇒ Sgr B2の結果と一致。

Sgr C分子雲

M359.47-0.25