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X 線線線線線 XMM-Newton 線線線線線線 S NR 線線線G32.45+0.1 線線 G38.55+0.0 線線線 線線線線線線線線線線 線線 線線 線線 線 線線 線 線線 線線 線線線線 () 線線 線線 線線線線 () •Introduction •G38.55+0.1 線線線 •G32.45+0.0 線線線 •Summary contents

X 線天文衛星 XMM-Newton による非熱的 SNR 候補天体 G32.45+0.1 及び G38.55+0.0 の観測

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X 線天文衛星 XMM-Newton による非熱的 SNR 候補天体 G32.45+0.1 及び G38.55+0.0 の観測. 京都大学宇宙線研究室 山口 弘悦 植野 優、馬場 彩、小山 勝二(京都大) 山内 茂雄(岩手大). contents. Introduction G38.55+0.1 の観測 G32.45+0.0 の観測 Summary. knee energy. 1. Introduction. knee 以下の宇宙線 → 銀河系内起源? SN 1006 : knee 付近の電子による synchrotron X 線 & - PowerPoint PPT Presentation

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X 線天文衛星 XMM-Newton による非熱的 SNR 候補天体 G32.45+

0.1及び G38.55+0.0 の観測

京都大学宇宙線研究室山口 弘悦

植野 優、馬場 彩、小山 勝二(京都大)

山内 茂雄(岩手大)

•Introduction•G38.55+0.1 の観測•G32.45+0.0 の観測•Summary

contents

1. Introduction

knee energy

knee 以下の宇宙線→ 銀河系内起源?

SN 1006 : knee 付近の電子によるsynchrotron X 線 &inverse Compton TeV γ 線→ SNR が加速源?

銀河面内に 1055 ergs の宇宙線→ 定常状態を保つには

〜 1048 ergs/yr 必要

SNR 1個当たりの宇宙線加速 〜 1047 ergs/yr

銀河面内に〜 10 個の non-thermal SNR が必要!

ASCA Galactic plane survey|l| 45°≦   |b| 0.°4 (Yamauchi et al. 2002)≦

7個の non-thermal SNR 候補を発見hard X 線のイメージング →   non-thermal SNR の探査に最適

ASCA Chandra XMM SNR ?

G11.0+0.0 49 ks

G23.5+0.0 10 ks

G25.5+0.0 50 ks

G26.6-0.1 45 ks

G28.6-0.1 80 ks 100 ks ○

G32.45+0.1 10 ks 27 ks

G38.55+0.0 10 ks 16 ks

10 arcmin

ASCA

observed flux の比較source 1 : 2.6×10-13 ergs cm-2 s-1 ASCA : 1.2×10-12 ergs cm-2 s-1

source 1 とは別にdiffuse 成分が存在 ?

10 arcmin

XMM-Newton

source 1

2. G38.55+0.0 の 観測

2-7 keV 2-7 keV

source 1

銀河面

a

b a b

5’NXB

source 1

CXB & GRXE

projected profile

diffuse 成分Gaussian の面積 = photon 数 < 1.00×103

observed flux (0.5-10keV)  < 1.2×10-12 ergs cm-2 s-1

この程度の flux では有意な検出は困難ASCAと consistent

upper limit

3. G32.45+0.1 の 観測

ASCA/GIS2-7 keV

20 arcmin

・ 0.5-2keV・ 2-7 keV

3. G32.45+0.1 の 観測

north

southeast southwest

XMM-NewtonMOS1+2

10 arcmin

・MOS1・MOS2

Parameters

power-law 電離非平衡プラズマ

NH [×1022 cm-2] 2.0 (1.5-2.6) 2.4 (1.8-3.0)

Γ or kT [keV] 1.5 (1.2-1.8) 12 (7.3-20)

Abundance --- 0.5 (0.1-1.0)

log (net) [cm-3 s] --- 9.8 (9.2-10)

observed flux (0.5-10 keV) [ergs cm-2 s-1]

1.7×10-12 1.6×10-12

χ2 / d.o.f. 161/170 153/168

cf. Cas A t ~300 yr , T~4 keV → プラズマモデルは不適当

  

radio contour : NVSS data 1.4 GHz (Condon et al. 1998)

電波の counterpart を発見 NRAO/VLA Sky Survey (NVSS)

〜 1.7×10-1 Jy (@1.4GHz)

NVSS1.7×10-1 Jy (@1.4GHz)flu

x [J

y]α=0.5

XMMα=0.8 (Γ=1.8)

10-1

10-7

frequency [Hz]1017109

radio, X-ray ともにshell 状の構造を持つ

↓shell-like SNR

wide band spectrum についての議論

synchrotron emission !

4. Summary• G38.55+0.0

有意な diffuse 構造は発見できずobserved flux (0.5-10keV)  < 1.2×10-12 ergs cm-2 s-1

 →正体は未だ不明

• G32.45+0.1半径〜 4’ の shell 構造Γ 〜 1.5   NH 〜 2.0×1022 cm-2

observed flux (0.5-10 keV) 〜 1.7×10-12 ergs cm-2 s-1

電波の counterpart を発見 〜 1.7×10-1 Jy →非熱的 SNR である可能性大

1 deg

brig

htne

ss

RX J1713.7-3946 (Koyama et al. 1997)

ASCA galactic plane survey

line structure ?

Gaussian の center3.33 (3.28-3.41) keV

He-like Ar K-α  → 3.12 keV

G32.45+0.1southeast

NEI model では、個々の Abundance を自由に振っても説明できない

10-1

10-7

1017109

電波で強い

X 線で強い

[Hz]

[Jy]

synchrotron 放射強度 ∝ Benergy loss ∝ B2

加速効率は磁場・ shock speed に依存磁場・密度が非一様 →  spectrum は別々の成分

morphology と consistent