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銀河中心からの 中性輝線放射の謎. 信川 正順 、 福岡 亮輔 、 劉 周強 、 小山 勝二 ( 京大理 ). 天文学会 2009 年春季年会 大阪府立大学 Q20a. 目次. 1. X 線で見た銀河中心領域 中性鉄輝線と X 線反射星雲 中性輝線の放射原理 2. S, Ar, Ca の中性輝線の発見 X 線反射か電子衝突か?. すざくによる銀河中心 X 線イメージ 大きさは 4 度 ×2 度. 1-1.銀河中心のバンドイメージ. Fe I (neutral) K a – 冷たいガス (T ~ 100 K) からの X 線
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銀河中心からの中性輝線放射の謎 信川 正順、福岡 亮輔、 劉 周強、小山 勝二(京大理) 天文学会 2009年春季年会 大阪府立大学 Q20a
目次 1.X線で見た銀河中心領域 • 中性鉄輝線とX線反射星雲 • 中性輝線の放射原理 2.S, Ar, Caの中性輝線の発見 • X線反射か電子衝突か? すざくによる銀河中心X線イメージ 大きさは 4度×2度
1-1.銀河中心のバンドイメージ FeI (neutral) Ka – 冷たいガス(T~100K)からのX線 localな構造=分子雲と相関 起源はX線?電子? S XV Ka 特徴的な輝線バンドのイメージ SXV (He-like) Ka – ~1000万度のプラズマ localな構造=超新星残骸など FeI (neutral) Ka – 冷たいガス(T~100K)からのX線 FeXXV (He-like) Ka – ~1億度のプラズマ GC高温プラズマ、超新星残骸 1°= 150 pc Fe I Ka Sgr A* Sgr C Sgr B FeXXV Ka 1E 1740.7 -2842 1A 1742-294
1-2.銀河中心のX線スペクトル すざく Ar SiS Ca Fe • 鉄輝線バンドでのスペクトル • Fe, Ni以外の中性輝線は? • 中性輝線の起源は? 鉄の3本輝線 Ni I Ka 7000万度プラズマ +中性輝線 (Fe, Ni) +ハードテイル(非熱的放射) Fe I Ka Fe I Kb 5 10 Energy (keV)
+26 +26 1-3.中性輝線の放射原理 ②衝突電離(電子起源) 高エネルギー電子が中性鉄原子を電離 ①光電離(光子起源)7keV以上のX線が中性鉄原子を電離 電子 電子 鉄原子 電子 X線 L殻の電子がK殻に落ち込んだときに特性X線を放射 同時に、トムソン散乱/制動放射から連続X線も放射 X線と電子では反応断面積のZ (原子番号)依存性が異なる 複数の中性原子の輝線強度から起源に制限がつけられる
2-1.低エネルギー側のスペクトル Ar Si S Ca Sgr B Sgr A* 5keV以下のスペクトル (Si, S, Ar, Ca) ・プラズマからの輝線 He-like Ka, b, H-like Ka, b Sgr C 2005, 2006, 2007年に観測 ・中性輝線を追加 S, Ar, Ca 有意に検出 プラズマの輝線は他にもあるので、 「プラズマ+中性輝線」でフィット
Complex Modelでフィット 直前の劉講演(Q19a)のモデルと同じ
2-2.各元素の輝線強度 中性輝線雲 ・バックグラウンドからもS, Caを検出 ・S, Ca強度はバックグラウンドの方が高い →密度/吸収の違いを反映 ・S, Ar, Caの検出自体がX線反射起源であることの示唆 (輝線が強く出やすい) バックグラウンド Feに対する輝線強度比 黒:中性輝線雲 赤:バックグラウンド Fe Ni S Ar Ca Si
2-2.各元素の輝線強度 中性輝線雲 ・バックグラウンドからもS, Caを検出 ・S, Ca強度はバックグラウンドの方が高い →密度/吸収の違いを反映 ・S, Ar, Caの検出自体がX線反射起源であることの示唆 (輝線が強く出やすい) バックグラウンド Feに対する輝線強度比 黒:中性輝線雲 赤:バックグラウンド Fe Ni ・今後の課題 起源となる粒子(X線、電子)のエネルギー分布、分子ガスの密度に依存。 Geant 4などによる数値計算を行い、その結果と比較して定量的な検定を行う S Ar Ca Si
まとめ • すざく衛星による銀河中心のスペクトルから S, Ar, Caの中性輝線を発見した • 中性輝線の起源としては電子衝突説よりもX線反射説の方が有力 • 定量的な検定のためにGeant4を用いた数値計算を行う