信川 正順、小山 勝二、劉 周強、 鶴 剛、松本 浩典 (京大理)

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1 信川 正順、小山 勝二、劉 周強、 鶴 剛、松本 浩典 (京大理)
銀河中心からの 中性輝線放射の謎(2) 信川 正順、小山 勝二、劉 周強、 鶴 剛、松本 浩典 (京大理) 　銀河中心領域からの中性鉄特性X線輝線 　すざくによるS, Ar, Ca, Cr, Mn輝線の発見 中性輝線の起源は ? まとめ 天文学会 2009年秋季年会　山口大学　Q09a

2 銀河中心領域からの中性鉄輝線 6.4 keV (すざく) 中性鉄(6.4 keV)輝線： 一様ではなくclumpyな分布 巨大分子雲との相関
X-ray binary 1E 中性鉄(6.4 keV)輝線： 　　一様ではなくclumpyな分布 巨大分子雲との相関 　　 (Sgr B, Radio Arc領域) => 6.4 keV分子雲 Sgr A East (SNR) Sgr B2 Sgr B1 M Radio Arc Sgr B2 20’ (50 pc) Radio Arc G Energy (keV) Sgr B2 中性鉄輝線 Radio Arc Sgr B CS (J=1-0) Tsuboi+99 Sgr B2のX線スペクトル ・中性鉄輝線 ・ 強い吸収を受けた連続成分 (NH~1024 cm-2)

3 鉄以外の元素は？ 鉄より軽い元素、 S, Ar, Ca, Cr, Mn も分子雲中には存在しているはず すざく/XIS：
低エネルギーの輝線は星間物質に吸収される S Ar Ca Cr Fe=1 Ni Mn すざく/XIS： 優れたエネルギー分解能＋低バックグラウンド => 軽元素の中性輝線について調べる *solar abundance 3/11

4 最も明るい6.4keV分子雲 中性Fe 鉄以外の輝線は弱い (鉄に比べて 0.01—0.1以下)
Sgr B2 Radio Arc 6.4 keV map Sgr B1 M G Sgr A East (SNR) 選んだ 領域 20 arcmin プラズマ起源の 高階電離輝線 Si S Ar Ca Fe 青：中性 赤：プラズマ

5 スペクトルフィット 銀河中心のX線放射の成分: (Koyama+07, 09, Ryu+09) 2温度プラズマ
kT~ 1 keV ( Si, S, Ar, Caの高階電離輝線) kT~ 7 keV ( Fe, Niの高階電離輝線) 中性成分 (中性輝線＋連続成分) フィットモデル： 星間 吸収 2温度プラズマ (kT~1keV + 7KeV) 分子雲 の吸収 中性成分 (輝線 + 連続成分) x x まずはFe, Ni輝線を 導入

6 S Ar Ca Cr Mn 残差はS, Ar, Ca, Cr, Mnの中性輝線のエネルギーに対応
NH(ISM) =7.1(±0.3)x1022cm-2 (銀河中心の典型的な値) S Ar Ca Cr Mn kT1 = 0.99 ± 0.02 keV kT2 = 7.02 ± 0.33 keV Z(Si) = 1.3 ± 0.1 solar Z(S,Ar,Ca) = 1.6 ± 0.1 Z(Fe/Ni) =1.2/2.1(fixed) (Koyama+07) Cr, Mnの高階電離輝線は銀河中心から初検出 中性輝線: Fe, Ni 連続成分: パワーロー NH(MC) = 1.7 ± 0.3 x1023 cm-2 ベキ = 1.85 ± 0.15 残差はS, Ar, Ca, Cr, Mnの中性輝線のエネルギーに対応 (90% errors)

7 Fe Mn S Ar Cr Ca Ni S, Ar, Ca, Cr, Mn 輝線なし c2 = 355/208 c2 = 243/203
青:中性成分 赤:プラズマ Fe Mn S Ar Cr Ca Ni S, Ar, Ca, Cr, Mn 輝線なし c2 = 355/208 c2 = 243/203 S, Ar, Ca, Cr, Mn 輝線あり 7/11

8 Observed line intensity graph
S, Ar, Ca, Cr, Mnの中性輝線の検出 Observed line intensity graph 90% errors Observed Line intensity S Ar Ca Cr Mn Fe Ni 元素 S Ar Ca Cr Mn Fe Ni 有意度 (s) 3.5 3.2 8.1 4.5 4.6 85 5.7 銀河中心領域から初めて 検出することに成功 8/11

9 中性輝線の起源: X-ray/Electron
中性輝線: 外部からのX線/電子が原子を 　電離することによる 連続成分: X線・・・・トムソン散乱 電子・・・制動放射 輝線 外部からの X線/電子 Ar Fe Cr Mn Ca Fe S 　　分子雲 NH = 1023 cm-2 連続成分 仮定: 分子雲は均一密度 元素組成は太陽と同じ 観測された連続成分のベキ(~2) 　=> 入射粒子のベキ(X線: 2, 電子: 3) X線と電子ではスペクトルが異なる => Geant4を用いたシミュレーション 2つの起源では輝線等価幅が異なることが分かった 9/11

10 等価幅と起源 Preliminary X線モデル x4 x10 大きな等価幅は X線起源を示唆 電子 モデル 90% errors
S Ar Ca Cr Mn Fe Ni ただし、等価幅は元素組成比や分子雲の密度分布・形状に依存する

11 まとめ 銀河中心領域で最も強く中性鉄輝線を放射する分子雲からS, Ar, Ca, Cr, Mnの中性輝線を初めて検出した
中性輝線の等価幅はその起源が電子よりもX線であることを示唆する