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S XV : 超新星残骸

すざくによる銀河中心 diffuse 天体と拡散 X 線の観測 信川 正順 、小山 勝二、鶴 剛、松本 浩典、森 英之、乾 達也、兵藤義明、内山 秀樹、瀧川 庸二朗、 澤田 真理 ( 京都大 ) 、中嶋 大 ( 大阪大 ) 、村上 弘志 (ISAS/JAXA) 、山内 茂雄 ( 岩手大 ) 、他すざく GC チーム. 6.4 keV( Fe I, 中性鉄輝線 ) で輝く diffuse 天体 Sgr B2, Sgr C, M0.11—0.11, M0.74—0.09, M0.51—0.10, M359.5—0.2 強い鉄輝線 ( EW ~1 keV) と 深い鉄の吸収端.

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Presentation Transcript

  1. すざくによる銀河中心diffuse天体と拡散X線の観測信川 正順、小山 勝二、鶴 剛、松本 浩典、森 英之、乾 達也、兵藤義明、内山 秀樹、瀧川 庸二朗、澤田 真理(京都大)、中嶋 大(大阪大)、村上 弘志(ISAS/JAXA)、山内 茂雄(岩手大)、他すざくGCチーム 6.4 keV(Fe I, 中性鉄輝線)で輝くdiffuse天体 Sgr B2, Sgr C, M0.11—0.11, M0.74—0.09, M0.51—0.10, M359.5—0.2 強い鉄輝線(EW~1 keV)と深い鉄の吸収端 銀河中心にはおよそ360万倍の太陽質量を持つ銀河中心超巨大ブラックホールSgr A*、数多くの星生成領域、超新星残骸、高エネルギー電子の存在を示唆する電波/X線フィラメントなど興味深い高エネルギー天体が密集している。その中でも2—10 keVのX線バンドで輝線を放射するdiffuse(広がった)天体は、優れたエネルギー分解能・大有効面積・低く安定したバックグラウンドを誇る「すざく」が最も得意とするターゲットの１つである。我々はこれまでに「すざく」PV、AO1、AO2 phase(の一部)から新たな天体を発見し、既知の天体からも新しい事実を解き明かしてきた。 Fe I: X線反射星雲 M359.5-0.2 Sgr B2 M0.51-0.10 Sgr B2 Sgr C Sgr A* M0.11-0.11 M0.74-0.09 M0.51-0.10 M359.5-0.2 S XV:超新星残骸 X線反射星雲・・・Sgr A*が過去(~300年前)に明るかった頃に放射した硬X線(>7.1 keV)を分子雲中の中性鉄原子が吸収、6.4 keV蛍光X線を再放射している 0.5ﾟ=75pc G359.4-0.1 Sgr B2の時間変動 1994年(あすか)～2005年(すざく)にかけて 6.4 keV輝線強度が変化していた →Sgr A*の光度変化を表している G0.61+0.01 Sgr A East CaXIX ArXVII Sgr B2の光度変化 SXV G1.16+0.00 SiXIII G0.42-0.04 拡大 Sgr D SNR G359.79-0.26 G359.2-0.5 S XV(2.45 keV)バンド強度マップ。白(黄)円で囲んだ領域はすざくが発見した新しい(既知の)超新星残骸候補。 6.4 keV line flux FeI 1994 2000 2005 2004 FeXXV FeXXVI 0.5ﾟ=75pc G359.79-0.26 Sgr A East G0.61+0.01 19952000 2005 year 銀河中心のX線スペクトルで最も特徴的な6.7(Fe XXV), 6.9(Fe XXVI) keV輝線は、温度~7x107Kのプラズマの存在を示唆する。しかし、その正体が真に広がっているのか、暗い点源の集まりであるのかは分かっていなかった。 Fe XXV: 超高温プラズマ G0.42-0.04 G1.16+0.00 超新星残骸候補のX線スペクトル。それぞれ、[吸収×光学的に薄いプラズマモデル]でフィット。 下表：フィットパラメータ。*Luminosityは吸収を補正した値。銀河中心までの距離は8.5 kpcを仮定した。**Preliminaryな結果も含む。 G359.4-0.1 銀緯 銀径 6.7 keV 1E 1740.7-2942 G0.61+0.01 A1742-292 0.5ﾟ=75pc Point sources G359.4-0.1 G0.61-0.01 近赤外線の点源分布 ・中心部での6.7 keV輝線とX線点源(4.8—8 keV)の強度分布の比較 6.7 keV輝線強度は10倍してある。 　　→6.7 keVと点源の分布形状は異なる X線と近赤外線で点源との比較をしたところ、6.7 keV輝線の起源は点源だけでは説明できない。我々の結果は真に広がったプラズマが存在することを示唆している。 References Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S221 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S237 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S245 Koyama et al. 2008, PASJ, 60, accepted Mori et al. 2008, PASJ, 60, accepted Nobukawa et al. 2008, PAJS, 60, accepted Revnivtsev et al. 2006, A&A, 452, 169 ・6.7 keV輝線強度と赤外線点源分布との比較(銀径方向) 　相対強度比: (Revnivtsev et al. 2006)を用いて比較すると 　→中心±0.3度(破線)で6.7 keVがexcess 吸収量・・・銀河中心に位置すると考えて矛盾なし アバンダンス・・・太陽組成の1—6倍

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