ASCA 320 ksec (Koyama et al. 1996) Chandra 600ksec (Muno et al. 2004) XMM 50 ksec (Tanaka) The Best Performance of XIS is the best S/N ratio at hard X-rays: 例 GC Si XIII Kα Si XIV Kα Si XIII Kβ S XV Kα S XVI Kα S XV Kβ Suzaku: 180 ksec New Detection Resolve and determine the precise line energy and flux Ec = /-1 eV

GCDX, GRDX の起源： Diffuse ＝エネル ギー的に大問題  Point Source ? Long Project の成果 （１） l - 分 布 GCDX と GRDX を空間的に分離： l = 1—2 deg 温度的（ Kα/Lα 比）に分離： 起源が違う？

l =-1.2: ? Long Project の成果 （２） b- 分布 Scale Height は GC, Ridge 共に 2 成分 あるか ? Small : SN, GC Flare Large : WD, Active star Key Project では Scale Height と Spectrum を決める。 起源解明の鍵 ?

Key Project では Scale height をだす Ｌｏｎｇ Ｐｒ ｏｊｅｃｔ

新たな解析手法テーマの開発 （１） = 6.4keV-line + continuum (XRN?) と 6.7keV-line+continuum (hot plasma) を定量的に分離する （ GC and Ridge) 。 6.4keV-line の起源は GC society でもっとも Hot なテーマ： 分子雲、 TeV Diffuse との関連は 系内高エネルギー天文の新たなテーマを切り開く。 Scale height =0.5 deg 6.7 keV-line 6.4 keV-line 6.7 keV+0.5×6.4-keV HESS UID の距 離を初めて決め た

2.5—3.5 keV band ( 吸収） 6.3—6.5 keV band (6.4 keV-line) CS-line 〔分子雲） Submitted to PASJ 新たな解析手法 テーマ （２） 吸収と 6.4 keV 分子雲, の相関研究  3-dimensional distribution

本プロジェクトは生産性が圧倒的に高い。 Long project 提案 の時の公約 (1) １年以内に 20 編の Refereed Journal を書く 現在 21 編 (2) Long Project data で最低、 20 編はだす (QL だけでも） 1) G (Fukuoka), submitted 2) Sgr B a Face-on View (Ryu), submitted 3) Super bubble candidate In the GC (Mori) submitted 4) 6.4 keV line and Sgr B complex (Ryu), in prep. 5) Neutral K-shell lines (Nobukawa) in prep. 6) keV distribution Letter (Uchiyama) in prep. 7) 1 keV GC plasma structure (Uchiyama) 8) 2.45 keV loop in Sgr C (Tsuru) 9) 0.6 keV Foreground Emission (Matsumoto) 10) Unidentified HESS (Matsumoto) 11) 6. 4keV emission from Sgr E (Tsuru) 12) Tornado Emission (Sawada) 13) G SNR (?) 14) keV distribution Full paper (Uchiyama) 15) 6.4 keV Jet of Great Annihilator (Nobukawa) 16) Discrete Sources or SNRs (Osaka) 17) Hard X-ray (Saitama) Key project で 30 編は絶対に出る（出す）。全体で 編 Yes We have done

Diffuse Hard Sources in the GC and Ridge  (1) Discovery of News Sources （必ずあ る） (2) Extended TeV Sources (3) Extended Fermi Sources (4) Radio SNRs (X-ray faint/Non-Detection) Systematic Study of these Objects will surely produce the Suzaku Legacy 1. “Suzaku Catalog of the K-shell line Sources in the GC” 2. “---in the Galaxy” （Ｋｅｙ Ｐｒｏｊｅ ｃｔ） SNR candidates XRN candidates Yes We can

Observations Papers PV-A02: 35 Msec 130 GC: 1.5 Msec (1/20) 21 Suzaku は ASCA の 1/3 を 維持できないと X 線の危機。 本 Project は危機回避。 GC, Ridge は私個人の興味 として提案するものではない。 Suzaku と X 線グループの存在 価値をあげ、日本宇宙科学の 将来を背負う。 旗艦衛星、旗艦グループ （ Suzaku の恩人鶴田前本部長 ） 21×35/1.5 = 490 祈るような 心境です。

質問、回答集 1 ） いままでの観測と提案する領域を示せ （すみ： 4 頁） 2 ） Long Project の成果を示せ。 GC と Ridge の明確な分離、 Scale Height でも分離 ？ 3/4 ほどのデータが１１月にやっ と入った＝ QL のみでも具体的なテーマは約１ 7 編 （ 7 頁） 3 ） X-Ray/TeV の強度比のみでなく、スペルトルを p  e- e+ のスペクトルを示せ （ 11 頁） 4)SNR は Survey でなく 1 個を Deep のほうがいい？（ 12 頁） 5) なぜ、 HESS J か？－＞典型的な Ridge 領域 (l~26) の 観測も兼ねる（リスク管理） 6)Off-Plane で 50 ksec では足りない。 YES （数か所を積分す る。 １点 Long は危険、リスク管理） 7) Co-I の役割分担は？ー＞ 「必ず論文を書く」と宣言した人の 名前をリストした。 4)G

分子雲の密度 120/cc 、 20μG を 仮定した時の Proton 起源の SED X 線の photon index ~ 2 (1-10TeV のエネルギーフラックス )/ (1-10keV のエネルギーフラックス ) ～ 次電子（ π  e ） の Bremsstrahlung Synchrotron １次電子の Synchrotron

I 個を Deep に観測 した方がいい Suvey で想定外の SNR を見つける IC ４４３： Te < Ti 異常に強い Free-Bound 過電離プラズマ以上の意味 Off-Beam NS or Past Ionization (γ–burst) 。 SN1006 Te >> Ti 。 Kγ 、 δ…. の必要性。 Over abundant な鉄の検出＝ Type Ia