1 / 49

Study of the Galactic Diffuse X-Ray Emission with the Suzaku Satellite

Study of the Galactic Diffuse X-Ray Emission with the Suzaku Satellite. 宇宙線研究室　内山秀樹. イントロダクション. COBE/DIRBE 近赤外 1.25, 2.2, 3.5 μm. Galactic Diffuse X-Ray Emission (GDXE). ~1 万光年. Sgr A *. Sgr A *. 　銀緯 b (degree). 銀経 l (degree). RXTE/PCA 3-20 keV. Revnivtsev et al. 2006.

emma
Download Presentation

Study of the Galactic Diffuse X-Ray Emission with the Suzaku Satellite

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Study of the Galactic Diffuse X-Ray Emission with the Suzaku Satellite 宇宙線研究室　内山秀樹

  2. イントロダクション

  3. COBE/DIRBE 近赤外1.25, 2.2, 3.5 μm Galactic Diffuse X-Ray Emission (GDXE) ~1万光年 Sgr A* Sgr A* 　銀緯 b(degree) 銀経l(degree) RXTE/PCA 3-20 keV Revnivtsev et al. 2006 • 天の川銀河面に沿って伸びる広がったX線放射 • 起源はX線天文学黎明期以来の謎 (Cooke 1970 etc.)

  4. Fe Kα 輝線放射の発見 「てんま」 「ぎんが」 |l| <1°, ~1千光年 Galactic center (GC)領域 Counts /sec /keV (Log) Fe Kα輝線強度 (Linear) Ridge 領域 ~1万光年 Fe Kα輝線 1 10 50 40 30 20 Energy 10 0 -10 -20 -30 -40 -50 Koyama et al. 1989 Galactic longitudel(degree) Koyama et al. 1986 銀径方向Fe Kα輝線強度分布 銀河面X線スペクトル →Bulge領域（銀緯方向）にも |b|<~10°で広がる (Yamauchi et al. 1993, Revnitzsev 2003)

  5. 「あすか」衛星：X線CCDカメラを初めて搭載 (Koyama et al. 1996) 25階電離鉄 (Fe XXVI) Kα 6.97 keV 中性鉄 (Fe I) Kα 6.4 keV Counts /sec /keV (Log) 24階電離鉄 (Fe XXV) Kα 6.7 keV 等価幅 EW6.7~ 400 eV 8 9 6 7 5 Energy (keV)

  6. 高階電離Fe Kα輝線 24 25 • Fe XXVI Kα/Fe XXV Kα輝線強度比 I6.9/I6.7 →プラズマの温度を反映 • GDXEは I6.9/I6.7= 0.2 - 0.4 → kT= 5 - 7 keV プラズマ温度

  7. 高階電離Fe Kα輝線の起源 (1) • 真に広がった超高温プラズマ • Total Energy: 1056 erg (Kaneda et al. 1997) • (銀河面からの脱出速度 ~数百 km/s) < (プラズマの音速 ~1500 km/s @ kT= 6 keV) →1 超新星爆発 / 10 yr のエネルギー供給が必要 • 若い超新星残骸 (SNR) : kT= 2ー4 keV (I6.9/I6.7 <0.1 ) 未知のエネルギー源・プラズマ加熱源が 天の川銀河に存在する?

  8. 高階電離Fe Kα輝線の起源 (2) • 暗くて分解できない点源 • 白色矮星と恒星の連星 (激変星: CV) が候補天体 • Luminosity LX=1029.5〜1033 erg s-1 • 太陽近傍で数は多い→ GDXEのLuminosityを説明可能 (Savanov et al. 2006) • kT=1–25 keV (I6.9/I6.7 ~0.5) • Fe XXV Kαの等価幅EW6.7 ~ 150 eV Counts s-1 keV-1 (log) TV Col (Ezuka & Ishida 1999) 5 7 9 Energy (keV) 高階電離Fe Kα輝線の等価幅の大きい未知の暗い点源が存在?

  9. 6.4 中性鉄Kα輝線 • 真に広がった冷たい (T~ 数十K) 中性ガス 電子衝突電離起源 光電離起源 Fe I Kα 等価幅 ~1 keV Fe I Kα 等価幅 ~300 eV トムソン 散乱 制動放射 • 暗くて分解できない点源 • 激変星 (CV) プラズマからの光子が降着円盤・白色矮星表面で反射。 → Fe I Kα 等価幅 EW6.4 ~ 100 eV(Ezuka et al. 1999) Photon Flux (log) 5 5 10 10 6.4 Energy (keV) Energy (keV)

  10. X線天文衛星すざく • 日本で5番目のX線天文衛星 • 2005年7月10日鹿児島から打ち上げ • (XRT+XIS)×4 + HXD FI×3+BI XRT （X線望遠鏡） 搭載X線望遠鏡+CCDカメラの性能比較 • 低く安定したバックグラウンド →GDXEをはじめとする低輝度拡散X線放射の分光観測に優れる XIS （X線CCDカメラ）

  11. GCとRidgeで高階電離Fe輝線の性質異なる? 最近のGDXE研究 Fe XXV Kα (6.7 keV) 「すざく」 GCとRidgeの高精度GDXEスペクトル取得 (Yamauchi et al. 2009) GC |l|<1° Ridge |l|>8° GC Counts s-1 (log,arbitrary) Counts s-1 (log,arbitrary) Fe XXVI Kα (6.97 keV) 6 8 6 Energy (keV) Energy (keV) GC領域 0.38 ± 0.02 Ridge領域 0.22 ± 0.02 Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα輝線強度比 I6.9/I6.7 0 0 銀径 l (degree)

  12. 0.2 0.1 Galactic latitude b (degree) 0.0 -0.1 0.2 0.0 -0.4 -0.2 Galactic longitude l (degree) Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 「すざく」 GC領域 (|l|<0.4°、R~150光年)Koyama et al. 2009 0 200 400 600 800 Fe XXV Kα等価幅 EW6.7 (eV) 1200 0 200 400 600 800 1000 Fe I Kα等価幅 EW6.4 (eV)

  13. Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 「すざく」 GC領域 (|l|<0.4°、R~150光年)Koyama et al. 2009 _ ① Photon flux (log) 0 200 400 600 800 Fe XXV Kα等価幅 EW6.7 (eV) ① Fe I Kα (6.4keV) Fe XXV Kα (6.7keV) 1200 0 200 400 600 800 1000 Fe I Kα等価幅 EW6.4 (eV) Energy (keV)

  14. Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 「すざく」 GC領域 (|l|<0.4°、R~150光年)Koyama et al. 2009 _ ② Photon flux (log) 0 200 400 600 800 Fe XXV Kα等価幅 EW6.7 (eV) ① ② 1200 0 200 400 600 800 1000 Fe I Kα等価幅 EW6.4 (eV) Energy (keV)

  15. Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 「すざく」 GC領域 (|l|<0.4°、R~150光年)Koyama et al. 2009 _ ③ Photon flux (log) 0 200 400 600 800 Fe XXV Kα等価幅 EW6.7 (eV) ① ② ③ 1200 0 200 400 600 800 1000 Fe I Kα等価幅 EW6.4 (eV) Energy (keV) 等価幅の反相関→Fe I Kα成分とFe XXV Kα成分に分離 EW’6.4 ~ 1200 eV →　光電離起源を示唆

  16. Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 「すざく」 GC領域 (|l|<0.4°、R~150光年)Koyama et al. 2009 _ ④ ④ Photon flux (log) 0 200 400 600 800 Fe XXV Kα等価幅 EW6.7 (eV) ① ② ③ 1200 0 200 400 600 800 1000 Fe I Kα等価幅 EW6.4 (eV) Energy (keV) 等価幅の相関→Fe I Kα成分とFe XXV Kα成分に分離 EW’6.7 ~ 600 eV →　高温プラズマに典型的な値

  17. Fe Kα輝線強度空間分布 RXTE衛星 (Revnivtsev et al. 2006) すざく衛星 (Koyama et al. 2007) Fe Kα輝線強度銀径方向分布 X線点源 放射強度分布 放射強度 (log) Fe Kα輝線強度 (log) Fe XXV Kα 放射強度分布 -0.2 0.2 0 -0.4 破線:近赤外 4.7 μm Galactic longitude l (degree) -50 100 50 -100 0 Galactic longitude l (degree) GC領域→X線点源と空間分布は異なる Ridge・Bulge領域→ 近赤外と空間分布は一致

  18. Chandra衛星 GC領域 (|l|<0°.2) 点源スペクトル (Muno et al. 2004) Fe I Kα (6.4 keV) Fe XXV Kα (6.7 keV) Fe XXVI Kα (6.97 keV) 2 6 8 4 Energy (keV) EW6.7 ~ 400 eV → 既知のCVより大、GDXEに匹敵

  19. Ridge領域 |l|>10° Bulge領域 |b|>1° 中間領域 |l|=1°-3° GC領域 |l|<1° Fe XXV Kαの空間分布 X線点源とは 一致しない 近赤外と 一致 近赤外と 一致 ? Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα 輝線強度比 0.3~0.4 0.2 ? ? 既知のSNRでは大き過ぎ EW6.4 v.s. EW6.7 反相関:EW’6.4 ~1000 eV ? ? ? ① GC・Ridgeをつなぐ中間領域でのGDXE Fe Kα輝線の性質は? X線点源の等価幅 太陽近傍のCV EW6.7~150 eV EW6.7 ~400 eV ? ③ 強度比を説明できるSNRは存在しないのか？ ② 中間領域の点源の性質・等価幅は? Fe XXV Kα輝線 Diffuse起源を示唆 点源起源を示唆

  20. 近赤外 中間領域 →銀河の構造が移り変わる位置 Nuclear bulge (NB) Galactic disk (GD) Galactic bulge ~3°、1200光年

  21. 解析 & 議論

  22. ① GC・Ridge・Bulgeをつな領域でのGDXE Fe Kα輝線の性質は? 赤 0.5-2 keV 緑 2-5 keV 青 5-8 keV 解析データ 1.0 East West Sgr A* 0.0 Galactic latitude b (degree) -1.0 2005年9月~2009年3月 62観測 3.2 M sec ~500光年 -2.0 -3.0 -1.0 -2.0 2.0 0.0 1.0 Galactic longitude l (degree)

  23. Spaced-row Charge Injection (SCI) 「すざく」 XISが軌道上で初めて実用化 機上較正線源スペクトル 機上較正線源 Mn I Kα輝線 6.0 Mn I Kα (5.9 keV) 5.9 輝線中心値 (keV) 5.8 Mn I Kβ (6.5 keV) Counts s-1 (log) FI BI 5.7 5.6 SCI運用開始 Bautz et al. 2007 2006年 9月 5.5 200 400 600 800 0 Pulse height (ch) 打ち上げ(2005年７月)後日数 SCI機能の軌道上試験、データ補正法・較正方法を開発 CCDの経年変化による系統誤差を最小化

  24. Fe Kα輝線空間分布

  25. Fe I Kα Fe XXVI Kα ３本のFe Kα輝線を分離して強度分布を初めて決定 Fe XXV Kα 6 8 10 Energy (keV) 銀径(l)方向輝度分布

  26. Fe XXV Kα輝線強度銀径方向分布 e-folding scale 30° ± 10° e-folding scale 0°.47 ± 0°.02 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l*(degree) 異なる2つのe-folding scaleを持つ2成分に分離

  27. Photons cm-2 s-1 arcmin-2 Photons cm-2 s-1 arcmin-2 　　　　　　銀緯 (degree) 銀緯 (degree) • l=±0°.17を除き、統計的には1成分のスケールハイトで説明可 銀緯(b)方向輝度分布

  28. 輝線強度 (log) 銀緯 銀緯方向スケールハイト (degree) 輝線強度 (log) 銀緯 各銀径でのFe XXV Kα 輝線強度銀緯方向スケールハイト

  29. l=-0°.17 l=-1°.16 Photons cm-2 s-1 arcmin -2 Galactic latitude b (°) 銀緯b (°) 銀緯b (°) I(l*,b*) = A1 exp(l*/hl1) exp(b*/hb1) +A2 exp(l*/hl2) exp(b*/hb2) ① 銀径方向 hl1 ~0°.5 銀緯方向 hb1 ~0°.2 ② 銀径方向 hl2 ~数10° 銀緯方向 hb2 ~2° の2成分exponential モデルで空間分布記述可能

  30. IRAS, COBE, IRTの近赤外観測に基づく星質量の空間分布モデル • (Muno et al. 2006, Landhardt et al. 2002, Kent et al. 1991) • モデルの不定性 ~ 25%(1σ相当) 星質量モデルとの比較 銀径方向星質量分布 (b*=0°) Nuclear stellar cluster Nuclear bulge Nuclear stellar disk Galactic disk 星質量 M◉ arcmin-2 Galactic bulge 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l*(degree)

  31. 銀緯方向方向星質量分布 (l*=0°) Nuclear stellar cluster Nuclear bulge Nuclear stellar disk 星質量 M◉ arcmin-2 Galactic disk Galactic bulge 5 銀緯に沿ったSgr A*からの距離 b*(degree)

  32. Fe XXV Kα輝線強度分布と星質量モデルの形状一致せず Fe XXV Kα輝線強度分布 銀径方向 (b*=0°) 銀緯方向 (l*=0°) 10-5 West East 10-6 Photons s-1 cm-2 arcmin-2 10-7 星質量モデル モデルの不定性 10-8 -2 1 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 10 0.1 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l* (degree) 銀緯 b(degree)

  33. 銀径方向 (b*=0°) 銀緯方向 (l*=0°) 10-5 West East 10-6 Photons s-1 cm-2 arcmin-2 10-7 星質量モデル モデルの不定性 10-8 1 10 0.1 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 銀緯 b(degree) 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l* (degree) • Revnivtzev et al. 2006 • →|l|>1°の領域ではFe Kα分布と近赤外分布が一致すると報告。 • l*>1°, b*>0°.5の領域では一致。IFeKα / I4.9μmはRevnitzev et al.とconsistent。 中心領域で星質量モデルよりGDXEが超過

  34. X線点源との比較 0.2 Chandra GC2°×0°.8 領域 点源カタログ (Muno et al. 2009) 銀緯 (degree) 0.0 -0.2 0.0 -1.0 -0.5 0.5 銀径 (degree)

  35. 銀径方向点源分布 銀緯方向点源分布 1 X線点源 X線点源 X線点源個数密度 (arcmin-2) Fe XXV Kα輝線強度(arbitrary scale) Fe XXV Kα輝線強度(arbitrary scale) 0.1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 -0.2 -0.4 -0.6 -0.8 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 銀径 l (degree) 銀緯 b (degree) FX > 2×10-6 photons cm-2 s-1 (0.5-8 keV) ~ LX >1.3×1032 erg s-1 @ 2.4万光年のX線点源分布 GC最中心部とは異なり、分布の有意な違いはない

  36. スペクトル解析

  37. Off-plane C Count s-1 keV-1 10-4 10-310-2 0.1 On-plane F A G 2 3 4 5 1 5 6 7 8 9 B H Energy (keV) D E (H) (3) (5) Count s-1 keV-1 10-4 10-310-2 0.1 Count s-1 keV-1 10-4 10-310-2 0.1 Fe I Fe XXVI Fe XXV 5 6 7 8 9 Energy (keV) 5 6 7 8 9 Energy (keV) 高統計スペクトルで輝線強度比、輝線幅を決定

  38. Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα輝線強度比

  39. 銀径方向 Fe XXV Kα輝線強度分布 銀径方向輝線強度比分布 l*=1°〜2°を境界に輝線強度比・スケールハイトが変化 Photon s-1 cm-1 arcmin-2 Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα 輝線強度比 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l*(degree) 銀径方向星質量分布 Nuclear bulge Galactic disk 星質量 M◉ arcmin-2 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l*(degree) 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l*(degree) 銀径に沿ったSgr A*からの距離 l*(degree) Nuclear bulgeとGalactic diskに付随した2成分の存在を強く示唆 • Ridge 領域 (l*>8°) での平均強度比: 0.22 ± 0.06 • (Yamauchi et al. 2009)

  40. 銀緯方向輝線強度比分布 銀緯方向 Fe XXV Kα輝線強度分布 銀緯方向輝線強度比分布 Photons cm-2 s-1 arcmin-2 Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα 輝線強度比 銀緯 b (degree) 銀径方向星質量分布 銀緯 b (degree) 星質量 M◉ arcmin-2 銀緯に沿ったSgr A*からの距離 b* (degree) 銀緯方向では輝線強度比の有意な変化は見られない

  41. l*<0°.4 Koyama+ 09 On-plane 3 2 4 5 1 1°.0 0°.0 -1°.0 銀緯 b (degree) 0°.0 -1°.0 -2°.0 2°.0 1°.0 -3°.0 • EW’6.4 (EW6.7→0) • l*<0°.4: 1.2 ± 0.2 keV • l = -0°.8~-0°.6 : 2.4 (1.7-4.7) keV • l*>1° : 0.74 ± 0.04 keV 銀径 l (degree) l*>1° EW’6.7 (EW6.4→0)は領域に依らず500 ~ 600 eV Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 Sgr C領域 l=-0°.8~-0°.6 Nakajima+ 09 Fe I Kα等価幅 EW6.4(eV) ① l*>1°のEW’6.4有意に小さい ② 光電離起源を示唆 Ridge領域 平均値 Fe XXV Kα等価幅 EW6.7(eV)

  42. Off-plane C F A G 1°.0 0°.0 -1°.0 銀緯 b (degree) B H D E 0°.0 -1°.0 Fe I Kα等価幅 EW6.4(eV) 1°.0 銀径 l (degree) 明確な反相関見えず 場所に依らずEW6.4〜100 eV On-planeとは違った成分が南西に存在? Fe XXV Kα等価幅 EW6.7(eV) Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅

  43. SNR Sgr A East • 他の衛星がGDXEに匹敵する kT=4–11 keVの超高温成分の存在を示唆。 • (Sakano et al. 04,Park et al. 06 ) • 高密度のGC環境下で高温のSNRが生成? Suzaku J1740.5-3104 Suzaku J1740.5-3014 & Sgr A East ③ 強度比を説明できるSNRは存在しないのか？ ② 中間領域の点源の性質・等価幅は? 1.0 0.0 Galactic latitude b (°) -1.0 -2.0 0.0 -1.0 -2.0 -3.0 2.0 1.0 Galactic longitude l (°)

  44. 星間吸収量 NH=1.6×1022 cm-2 距離~2 kpc Lx~1033 erg s-1 Suzaku J1740.5-3014 X線スペクトル 1-9 keV ライトカーブパワースペクトル 0.3 Counts s-1 keV-1 (log) 432.1±0.2 s Power [(counts s-1)2 Hz-1] 0.2 0.1 1 2 5 10 0.0 Energy (keV) • 3本のFe Kα輝線 • I6.9/I6.7 =0.7±0.3 白色矮星の自転周期に 典型的なパルス周期 10-2 10-4 10-3 Frequency (Hz) GC (距離~8 kpc) より近傍 (距離~2 kpc) のCV (Intermediate Polar)の発見

  45. 高階電離Fe, Si Kα, β輝線強度比 プラズマの状態を決定 2温度成分を正確に決定 非熱的放射を 初めて分離検出 銀河中心超新星残骸 Sgr A East • GDXEに匹敵する kT=4 –11 keVの超高温成分の存在? • (Sakano et al. 2004, Park et al. 2006) • Chandraの撮像観測→フィラメント状構造。非熱的成分の存在示唆。(Koyama et al. , Morris 2003) χ2/d.o.f =483/453=1.07 kT~ 1.2 keV 10-1 Counts/s/keV 10-2 Power-law Γ=0.87 kT~6 keV 10-3 Energy (keV) 9 2

  46. Suzaku J1740.5-3014 • 目的とした中間領域 • のX線点源ではない。 • 等価幅は小さい。 Suzaku・Chandra・ ASTRO-Hによる更なる点源探査必要 l* < 0°.4のX線点源 • Sgr A East • kT=6 keVの高温成分は存在 • 輝線強度比 • Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα • =0.05 • 他のGC SNRは更に温度低い SNRはGDXEの起源としてはやはり困難

  47. Summary (1) • GC・Ridge・Bulgeに渡る領域のGDXEを調査 • 高階電離Fe Kα輝線強度空間分布 • 銀径方向、銀緯方向いずれもe-folding スケール、スケールハイトの異なる2成分が存在。 • 近赤外の分布と比較 → l* < 1°で一致せず。 • X線点源の分布と比較→ l*< 1°で有意な違いは無し。 • Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα 輝線強度比 • 銀径方向: l* = 1°~2°を境にGCとRidgeで輝線強度比が変化。 → Nuclear bulgeとGalactic diskの境界に対応。e-folding スケールも変化 → Nuclear bulgeとGalactic diskに付随する2成分の存在を示唆。 • 銀緯方向: b* < 2°の範囲で有意な変化せず。 • Fe I Kα 等価幅 v.s. Fe XXV Kα 等価幅 • On-plane: l*>1°で反相関し、EW’6.4→740 ± 40 eV • Off-plane: 明確な相関関係見えず。

  48. Summary (2) • Suzaku J1740.5-3014 • ３本のFe Kα輝線 • Fe XXVI Kα / Fe XXV Kα 輝線強度比=0.7±0.3 • 周期 432.1 ± 0.1 s • 星間吸収 NH=1.6×1022 cm-2 → 距離 ~ 2 kpc → 近傍に位置するCV (Intermediate polar) • 等価幅は太陽近傍のCVとほぼ同じ。GC点源と性質異なる。 • Sgr A East • 非熱的成分を初めて分離検出。 • kT=6 keVの超高温成分存在。 • I6.9/I6.7 =0.05 GDXEに比べ小さい。他のGC SNRも同様

More Related