XMM-Newton 衛星による電波銀河 Fornax A の東ローブの観測磯部 直樹（ ISAS/JAXA; [email protected]）
金田英宏 (ISAS/JAXA), 田代信 , 阿部圭一 , 伊藤光一 ( 埼玉大学 ), 牧島一夫 ( 東大理 ), 伊代本直子（ GSFC/NASA ）
1. 電波銀河 Fornax A 1. 電波銀河 Fornax A 2. XMM-Newton 衛星による観測2. XMM-Newton 衛星による観測
3. 観測結果3. 観測結果
4. ローブの物理パラメタ4. ローブの物理パラメタ
図 2. XMM-Newton 衛星の概念図X 線望遠鏡
焦点面検出器EPIC MOS / PN
<3.1> Background Flare の除去
<3.2> X 線イメージ
<3.3> 東ローブの X 線スペクトルフィッティング
Fornax A の観測パラメタ 母銀河の座標 (, )= (03h22m41.7s, -37d12m30s) 電波フラックス密度 ( 全体で ) SR = 98 ±1.5 Jy (2.7 GHz)電波スペクトル エネルギー指数 R = 1.9 ± 0.2 赤方偏移 z = 0.005871
Fornax A (NGC 1316) は、南天で４番目に明るい電波源であり、典型的なローブを持つ電波銀河である。我々は ASCA により世界で始めてローブから逆コンプトン散乱 X 線を検出し（図 1 ）、電波との比較から、ローブ中の電子と磁場のエネルギー密度を求めることに成功した(Kaneda et al. 1995) 。 一方、ローブを持つにもかかわらず、中心核の活動性が非常に弱いこともASCA によって明らかになっている(Iyomoto et al. 1998) 。
XMM-Newton は、 1999 年に ESA が打ち上げたＸ線観測衛星であり、 2 種類の X 線CCD カメラ EPIC PN と EPIC MOS (MOSは 2 台 :MOS1 と MOS2) を搭載している。非常に大きな有効面積と広い観測帯域 (0.15 - 12 keV 程度 ) を持つことを特徴としている。電波ローブのような広がった天体の観測には、大きな威力を発揮する可能性がある。
図 3. MOS1 全体でのカウントレート
(a) 10 – 15 keV, (b) 0.15 – 15 keV
0.15 Hz
BGD Flare
表 1. XMM-Newtonによる観測の諸元観測は 2002 年 2 月
3 日に行われた
図 4 XMM-Newton で得られた東ローブの X 線イメージ
MOS1,MOS2,PN を全て足し合わせたイメージ 5 秒角半径のガウシアンでスムージングた。視野内に 92 個の X 線の点源が検出された。（ほとんどがはじめて検出された X 線源で、他の波長で対応天体がない。）
BGD を差し引いたイメージ。検出された点源を全て取り除いて、 40 秒角半径のガウシアンでスムージングしてある。電波ローブの領域から広がった放射がはっきりと検出されている。Ｘ線の方が電波に比べてやや中心核によっているような気配がある。
図 1. ASCA GIS によるカラー画像。母銀河周辺は取り除いてある。電波干渉計よる画像 (1.5 GHz, 1989 Fomalont et al.) を等高線で重ねてある。図中の大きな円は ASCS GIS の視野の大きさを表す。四角は、ほぼ XMM-Newton の観測の視野を表す。
これまで、 ASCA による Fornax A の観測は、混入点源の少ない西ローブに集中しており、西ローブについては電子や磁場の空間分布などがすでに明らかになっている(Tashiro et al. 2001) 。そこで今回、観測の少ない東ローブを詳細に調べるために、 XMM-Newton 衛星により、約 50 ksec の観測を行った。
MOS1MOS2PN
28.7 ksec29.5 ksec16.5 ksec
GTI検出器 Exposure
54.3 ksec54.3 ksec41.0 ksec
Full Frame Medium
Filter*Mode
XMM-Newton はバックグラウンド (BGD) が非常に大きく変動することが知られている。そこで、ほぼ BGD で占められていると考えられる 10 keV以上のCCD 全面でのカウントレートが、MOS では 0.15 Hz 以下、 PN では 1 Hz 以下の時間帯のみ、有効な観測時間 (GTI, 図 3 の赤で示した時間帯 ) として、解析に使用することにした。図のように 0.15 – 15 keV でも安定したのカウントレートになっている。
(b) 0.15 – 15 keV
(a) 10 – 15 keV
図 5. MOS1, MOS2 で得られた東ローブのスペクトル（検出器の応答を含んでいる） MOS1
MOS2図 4 の 緑の円内 (10 分角半径 ) のデータを全て積分した。MOS のデータは、 0.3 – 6 keV程度のエネルギー帯域で十分な統計の X 線が検出さたが、 PN のデータはバックグラウンドが高く統計が不十分であったため、スペクトル解析には使用しないこととした。また、 1.5 keV付近は検出器に由来する輝線が存在するために削除した。MOS のスペクトルは、我々の銀河による吸収を受けた Power Law のスペクトルで、非常によく表すことが出来た。非常にハードなスペクトルであることが分かった。
吸収の Column density NH = 1.9 x 1022 cm-2 (固定 )エネルギー指数 X= 0.52 ± 0.11X 線強度 フラックス密度 SX(1 keV) = 91 ± 6 nJy フラックス FX(2-10 keV)= 7.5 ±1.2 x 10-13 erg s-1 cm-2
図 6. 東ローブの多波長スペクトル(Spectral Energy Distribution)
電波シンクロトロ
ン
X 線
X ～ R
X 線の放射機構は？
逆コンプトン散乱
と考えられる。Seed Photon は？ローブのサイズが大きい中心核が活発でない
宇宙マイクロ波背景放射 (CMB)
図 7. ローブ中の電子と磁場のエネルギー密度 , ue と um
電波 SR ∝ ue um VX 線 SX ∝ ue uCMB V ue 電子 um 磁場のエネルギー密度 uCMB CMB V ローブの体積電波とＸ線の強度から
ue と um が求められる
ue [erg cm-3]
um
[er
g cm
-3]
東ローブue = um
西ローブ西ローブも東ローブもほぼ同じ ue と um になっている。 ue < um になっている 唯一の天体であるFornax A は中心核が不活発ですでにジェットが止んでいるため、ローブ中の電子がシンクロトロン / 逆コンプトン冷却で、すでにエネルギーを失ってしまったためではないか？
東ローブとほぼ同じ X 線強度であった。
20 分角
10 分角半径
* Optical Blocking Filter
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