XMM-Newton 衛星による電波銀河3C 98の観測 磯部直樹（NASDA→JAXA; isobe.naoki@jaxa.jp） 牧島一夫（東大理）、田代信（埼大理） 磯部直樹 JAXA 宇宙航空 　　プロジェクト研究員 MAXIチーム 1. Introduction 3.2 X-ray Spectra of the host galaxy 我々は、「あすか」やChandraなどによるＸ線観測により、電波銀河のローブから宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を種とする逆コンプトン散乱Ｘ線を検出してきた。そして、その強度をシンクロトロン電波と比較することで、ローブ中の電子と磁場のエネルギー密度 ue と um を精密に測定してきた。すでに ue と um を求めた電波ローブは10個にせまり、世界をリードしている。この結果、ローブでは典型的にue =10 um 程度の電子優勢が実現されていること、ローブ中の電子の全エネルギーは電波銀河中心核のX線光度によく比例していること、磁場がローブの周囲に向けて圧縮されるような兆候があること、などを明らかにして悔いた。しかし、サンプル数はいまだ十分とはいえない。 　そこで、新たにXMM-Newton衛星によって、電波銀河 3C 98 の観測を行い、そのローブから逆コンプトン散乱によると思われる広がったＸ線を検出した。今回は、この観測結果とそれから求めたローブ中のueとumに関して報告する。　 図５　母銀河のX線スペクトル。左図が2002年9月の観測、右図が2003年2月の観測。 データの統計を良くするため、MOS1とMOS2のデータは足し合わせて示した。 2002/9/7 2003/2/5 MOS PN MOS PN 2. Observation 2.2 Radio Galaxy 3C 98 さまざまな電波銀河の強度,大きさ,ローブの形などの調査を行い、今回はXMM-Newtonに適切な電波銀河として3C 98を選択し観測を行った。 3C 98の電波画像と観測パラメタを以下に示す。 2.1 XMM-Newton XMM-Newtonは、1999年にESAが打ち上げたＸ線観測衛星であり、 2種類のX線CCDカメラ EPIC PNとEPIC MOS (MOSは2台:MOS1と MOS2)を搭載している。有効面積が非常に大きく、電波ローブのような広がった天体の観測には、大きな威力を発揮する可能性がある。 熱的な成分(Raymond Smith Model) 吸収を受けたHard な Power Low成分 NH = 1 x 1023 cm-2 = 1.4 LX(2-10 keV) = 8 x 1042 erg s-1 (2002/9/7) 4.6 x 1042 erg s-1 (2003/2/5) kT = 0.8 keV LX(0.5-10 keV) = 9 x 1040 erg s-1 変動なし 吸収を受けた 活動中心核 銀河に付随した プラズマ成分 ホットスポット X線望遠鏡 3.3 X-ray Spectra of the lobes ジェット 図６　ローブに広がったX線のスペクトル。1.7 keV付近は、InstrumentalなLine構造があるため、解析から除いた。（左図）北ローブ。統計を良くするため、MOS1とMOS2のデータは足し合わせた。（右図）南ローブ。有為に検出できた、PNのデータのみ示した。統計が悪いため、Power Law成分のみでフィッティングを行った。 中心核 North Lobe South Lobe 焦点面検出器 EPIC MOS / PN MOS PN PN ２分角 67 kpc 図１ XMM-Newton衛星の概念図 2.3 XMM-Newton Observation 図２　電波銀河3C 98の電波画像 （VLA 4.86 GHz） 2002年9月7日に30 ksec の観測を行った（PI:牧島）。しかし、MOS2が正しく動作しなかったために、2003年2月5日に10ksecの追観測が行われた。MOS, PNの観測モードなどは以下に示す。観測中MOS, PNのバックグラウンドが大きく変動していたた。広がったX線はバックグラウンドの影響を受けやすいため、バックグラウンドの高い時間を非常に厳しく除去した。その結果、有効な観測時間(GTI)は、以下のとおりとなった。 FR II型の電波銀河 (Ra, Dec) J2000 = (03h58m54.4s, +10d26m03s ) FSR = 10 Jy @1.4GHz aSR= 0.72 z = 0.0306 熱的な成分(Raymond Smith Model) Hard な Power Low成分 G = 1.56 S1keV = 6.9 Jy (北ローブ) G = 1.7 S1keV = 8.1 Jy (南ローブ) kT = 0.2 keV LX(0.5–10 keV) = 3.6 x 1040 erg s-1 観測時期 2002/9/7 2003/2/5 Full Frame Mode MOS PN Thick Medium MOS1 MOS2 PN 13.7 6.65 7.16 3.7 10.6 GTI (ksec) Filter シンクロトロン電波　G = 1.72 逆コンプトンＸ線 4. Discussion 種光子は CMB である。 3. Results 電子のエネルギー密度 ue [erg cm-3] 磁場のエネルギー密度 um [erg cm-3] 3.1 X-ray Image 図３ XMM-Newtonによる 0.2 – 12 keVのX線画像(カラー)。２回の観測で得られたMOSとPNのデータを全て足し合わせて、30秒角でスムージングしてある。Exposure補正を行っていないため、CCD Gapや Bad Column が画像に浮きでている。黄色で示した等高線は図２のV電波画像を重ねたものである。点線は、図４の投影図のデータを積分した領域を示す。５つの円は、母銀河(N)、北ローブ(LN)、南ローブ(LS)、バックグラウンド(BGD1,BGD2)のスペクトルを積分した領域を示す。 図7 逆コンプトンＸ線とシンクロトロン電波の強度比から求めたローブ中のue と um の関係。紫のデータ点がこれまでの我々の結果、黒の点が文献からのデータ。 3C 98 はこれまでの観測結果と非常によくあっている。 電波ローブでは ue ≧ 10 um となっている様子がよくわかる。 3C 98 ローブに付随した 広がったX線を検出 3C 98 中心核のＸ線光度　LX(2-10 keV) [erg s-1] 電子の全エネルギー [1058 erg] 磁場の全エネルギー [1058 erg] 図４　MOSによるX線画像と電波画像の一次元投影図。左が電波銀河の軸方向で 右が垂直方向（右）。MOSの投影図にはMOSのPoint Spread Function も同時に示した。 電波(4.86Ghz) X線(MOS) Point Spread Function 広がった成分 図8　ローブ中の全エネルギーと中心核の活動の関係。電子の全エネルギーは 中心核のX線光度と非常に比例していることがわかる。一方磁場のエネルギーに特に相関は見られない。中心核が質量降着で輝いているとすれば、 電子のエネルギーと中心核の光度の比例関係はジェットのエネルギー源も質量降着であるという一般的な認識を示す観測事実ではないか。