鉄輝線で解明したSgr A* の活動性: 京都大学 小山勝二 ブラックホールSgrA*の時空構造を鉄輝線で解明する 6 cm 電波 超新星残骸 Sgr A East 電離領域 Sgr A West X線：Chandra Sgr A* Sgr A* 1’ = 3 pc Sgr A* : 銀河中心ブラックホール コンパクト電波源 　　質量 4x106 M◎ (Ghez+08) ← 星の運動 　　LX = 2x 1033 erg/s (低光度) 活動銀河核 L ~ 1040-44 erg/s これは中心付近の6cm電波連続波の強度マップです。 楕円シェル型の構造は、超新星残骸候補Sgr A Eastです。 その中のスパイラル状構造は電離領域Sgr A Westです。 この中心にコンパクト電波源、Sgr A*が存在しています。 Sgr A*は星の運動などから太陽の400万倍の質量をもつ巨大ブラックホールであることが分かっています。 電波や近赤外線ではその存在が確認されていましたが、X線では長い間対応天体が見つかっていませんでした。 しかし、10年前にチャンドラ衛星によって、発見されました。 そのX線光度は10^33から10^34 erg/sであり、銀河系内の活動的なX線連星系に比べても低光度でした。 他の銀河系の巨大ブラックホールには、活動銀河核と呼ばれる、光度が10^44 erg/sにも達するものもあります。 なぜ私たちの銀河中心ブラックホールがこれほど活動性が低いのか分かっていません。 Sgr A*の活動性は本当に低いのか

X-ray Activities of SgrA* ○　フレア、最初の発見: Bagnoff et al. 　Nature, 2001 　　　　　　　　Lx(flare)=(1.0+-0.1 )1035, Gamma=1.3+0.5-0.6 ○　もっとも明るいフレアの発見: Porquet et al. 2003, A&A 　　　　　　　　Gamma = 2.5, Lx= 3.6 ×1035 , 160×quiet ○　沢山のフレアー　(Ponti et al.2008).

鉄輝線強度マップ 中性鉄輝線 6.4 keV 低温ガス= 6.4 keV Sgr A* He状鉄輝線 6.7 keV それがこちらです。 上は銀河中心1000光年の中性鉄6.4keV輝線の強度分布です。 星印はSgr A*の位置を示しています。 下は6.7keVHe状鉄輝線の強度分布です。 高温のプラズマが広がってることが示しています。 このように両者は分布も異なっており、違う成分であることがわかります。 本博士論文のテーマは中性鉄輝線放射の起源を解明することです。 次に中性鉄輝線放射についてのレビューします。 100 pc = 300光年

1-2. 中性鉄輝線放射 巨大分子雲 (T~10—100 K) との相関 6.4 keV輝線 分子ガス分布（CS輝線） Tsuboi+99 巨大分子雲 (T~10—100 K) との相関 外部粒子(E>7.1 keV, Fe-K吸収端)による鉄原子の内殻電離 　　　→ 蛍光放射（中性鉄輝線） 　　背後に高エネルギー現象が存在 この図は分子雲分布を示したものです。 濃いところは巨大分子雲です。 このように、中性鉄輝線放射は巨大分子雲と相関していました。 低温の分子雲は自らX線を放射することはありません。 その起源は、分子雲が外部から高エネルギー粒子に照射され、分子雲中の鉄原子が 電離し、その結果として蛍光放射しているのだと考えれました。 すなわち背後に見えない高エネルギー現象が存在していると考えられるのです。

SgrA*の過去の大フレア: X線反射星雲説は正しいか 300光年 結果： Ar, Ca, Cr, Mn K輝線を発見 元素 輝線等価幅 電子モデル Z◎=4 X線モデル Z◎=2 Nobukawa et al. 2011 submitted

ＳｇｒＢ２の時間変動：電子ではない 1994年 2004年 2000年 2005年 Koyama et al. 2008, Inui et al. 2009 Terrier et al. 2010

6.4 keV輝線 ・Sgr B2とM0.74が 暗くなっている ・周囲は変化なし 硬X線 (8—10 keV) 　暗くなっている ・周囲は変化なし 硬X線 (8—10 keV) ・Sgr B2とM0.74が 　暗くなっている ・周囲は変化なし ピークの移動(2s) 銀河中心から離れる方向に4光年 （4年間） 1.0 0.5 0.7 0.65 l (度) b 2009 SgrB2 (中性鉄) 2005 また、Sgr B2分子雲の鉄輝線強度の分布を調べたところ、 2005年から2009年にかけて、移動していることを2シグマの有意度で検出しました。 銀河中心から遠ざかるように4年間で4光年移動していました。

Sgr B2のピーク移動 照射天体は銀河中心方向 短時間の照射 (Dt < 4年) X線が分子雲中を移動 　　　照射天体は銀河中心方向 　　　短時間の照射 (Dt < 4年) 　　　X線が分子雲中を移動 　→ 光度変化 (ガスの量 ∝ X線強度) 分子雲間で同期の時間変動 　　→ 同じ照射天体 照射天体までの距離 > 15 pc (50光年) 　　> 1038 erg/s :射手座A* ? Sgr B2分子雲 2009年 2005年 照射 天体 d > 15pc 　　(50光年) 銀河中心方向 これらの観測事実から照射天体について考察します。 Sgr B2分子雲のX線放射ピークが銀河中心方向から遠ざかるように移動していたことから、 照射天体は銀河中心方向にあると考えられます。 また4年間で強度変化したことから、照射は定常的ではなく、短時間のフレアであったことがわかります。 以上から、照射はこのように起こったと考えることができます。 ある天体がX線フレアを起こし、分子雲を照らします。 そのフレア面は時間と共に分子雲中を通過します。 X線強度はガスの密度に一次近似で比例するので、2005年に濃い部分に当たり、 2009年にはそこを通過したと考えると観測結果を矛盾なく説明できます。 また、2つの分子雲が同期して時間変動していたことから、同じ照射起源であることが分かります。 照射天体はSgr B2よりも銀河中心方向にあるので、M0.74から見て照射天体は最低でも15pc 離れていることになります。 M0.74-0.09

ＳｇｒＢ２の時間変動の統一像 2005  2009 Nobukawa et al. 2011 submitted

その他のX-Ray Echo ○ Ponti et al. 2010, ApJ 719 Brige の 6.4 keV flare ○ G0.1-0.1 はDecay 20022009 9.36.4 (4σ) ○ Muno et al. 2007, ApJL 656 Time variability (Morphology and Intensity) 2000  2004 9.77.9 (5σ) ○ Koyama et al. 2009, PASJ, 61 ６.4 keV line flux 2002 Chandra2005 Suzaku 7.83 6.89 (4.7σ)

6.4 keV line から見える統一的描像 射手座A*の300年前のフレアが起源 1000年 プラズマ 行路差を知るには X線照射源は 光度 Lx > 1039 erg/s →巨大ブラックホール射手座A* の過去のフレア 1000年 プラズマ 行路差を知るには 分子雲の3次元分布を 奥行き分布の決定 分子雲： 300光年の放物面に整列 300年 次に浮かぶ謎は、何がX線を照射しているかということです。 輝線の強度と分子雲の密度から、必要なX線光度は10^39erg/s以上と非常に高いことが見積もられます。 太陽の1兆倍もの明るさのため、通常の星は候補には考えられません。 唯一の候補は銀河中心にしかない特別な天体巨大ブラックホール射手座A*です。 現在の射手座A*は暗いのですが、分子雲との距離は数100光年あるので、 過去にフレアを起こしていたということです。 この説を調べるためには、射手座A*と分子雲の位置関係、つまり3次元分布を正確に 知らなければなりません。しかし、これまでは良く分かっていませんでした。 遠方にある天体は特に奥行き方向を求めることが非常に困難です。 しかし、銀河中心には高温プラズマが満ちており、分子雲はその中に浮かんでいます。 私たちから見て分子雲よりも奥にあるプラズマからのX線は分子雲に吸収されます。逆なら吸収されません。 この性質を使うことで、吸収される割合から、分子雲の位置が分かるのです。 多くの分子雲が射手座A*を焦点とする放物面に整列していることが分かります。 このことから、射手座A*が300年前に起こしたフレアが起源であることを決定的なものにしました。 これらの分子雲はさらに遠方にあり、1000年前のフレアを示唆していると考えられます。 このトピックスは、近年の銀河中心における研究の最もホットな話題です。 昨年に開かれた、200人規模の国際ワークショップでも最後のオープンディスカッションに 取り上げられ、激しく議論してきました。 そもそも、射手座A*が過去にフレアを起こしたことについて、これまではヨーロッパを中心に 懐疑的な研究者が多くいました。しかし、先に述べた研究成果から世界的に反論は 少なくなってきています。今では、この主張をサポートする研究成果も欧米からたくさん出てきています。 射手座A*の300年前のフレアが起源

Sgr A*からの単一フレアが起源とすると 光度は良く一致する 密度 (cm-3) 距離(pc) 光度(erg s-1) Sgr A 4×103 50 2×1040 Sgr B2 4×104 110 1.5×1040 M0.74-0.09 3×104 170 Sgr B1 3×103 90 3×1040 M359.43-0.07 ~5×103 75 ~3×1040 M359.47-0.15 G0.174-0.223 ~1×103 M359.23-0.04 7×103 100 それぞれの分子雲の密度と、距離、必要な光度です。 光度は非常に良く一致しました。 この仮定はこれまでに得られた全ての観測結果を矛盾なく説明することが可能です。 すなわちSgr A*の300年前のフレアがこれらの分子雲を照らしていると考えられます。 Sgr A*の300年前のフレアが照らした分子雲