すざくによる Sgr B1 XRN と SNR G の発見

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1 すざくによる Sgr B1 XRN と SNR G0.4+0.0 の発見
天文学会2007春季年会 @東海大学　　Q20a すざくによる Sgr B1 XRN と SNR G の発見 信川 正順, 瀧川 庸二朗, 兵藤 義明, 乾 達也, 中嶋 大, 小山 勝二, 鶴 剛, 松本 浩典 (京大理), 村上 弘志 (ISAS/JAXA), Suzaku GC team 2007/3/28

2 Outline 1. Introduction Activity of the Galactic center
=> diffuse hot plasma, X-ray reflection nebula, 2. Spectrum and images of the Sgr B1 region 3. Discovery of new sources G => SNR Sgr B1 => XRN 4. Summery

3 1. Introduction Galactic Center the Sgr B1 region
2.45 keV= SXV Galactic Center (Suzaku; 9 observations PV+AO1) G the Sgr B1 region :2006/03/27-29(~100ksec) G G G 2.45 keV : supernova remnants 6.4 keV : X-ray reflection nebulae => past activity of Sgr A* 6.7 keV : GC hot plasma huge energy ( ergs) 6.4 keV= FeI Sgr B2 Sgr C Sgr B1 M M G 6.7 keV= FeXXV CXOGC J 銀河中心領域は様々な高エネルギー現象の宝庫でありながら、強い吸収を受ける領域であるためにまだ研究発展途上の領域である。 すざく衛星はこれまでに9回のdeep observationを行った。 それによって新たに発見された、あるいは再確認されたものの一部について紹介する。 銀河中心領域からは強い星間吸収のためにX線領域でも2keV以下の光子はあまり来ない。 それ以上のエネルギー帯域の中で、特徴的な輝線mapがここに示したものである。 一番上の2.45keVは14階電離したSulfurのKα輝線の強度mapである。 典型的に温度にして1000万度のものを見ていることになり、すざくはいくつかの超新星残骸などを捕らえた。 中段の6.4keVmapは中性鉄のKα放射を見ている。 6.4keVに関しては未だ論争中であるが、密度の高いガス中の中性鉄が外部から高いエネルギーのX線を反射しているという説が有力である。 そういったガスや分子雲はX線反射星雲と呼ばれており、過去において銀河中心超巨大ブラックホールSgrA*が今の100万倍活動的であった証拠であるとされている。 下段は25階電離した鉄原子からの6.7keV輝線マップである。 非常に広がった構造をしており、これは10^53-54ergsもの膨大な熱エネルギーをもつ超高温プラズマである。 本講演では観測領域の1つである、SgrB1領域について詳しく発表する。 またその他についても興味のある方はここに示した発表をお聞きいただきたい。 arches G 50 pc

4 2. Spectrum / images of the Sgr B1 region
Ar Ca Fe Edge SXV (2.45 keV) FeXXV (6.7 keV) FeI (6.4 keV) G Sgr B1 5arcmin=10pc 1E1743.1 -2843 star cluster? Si S ・Lines :Si, S, Ar, Ca, Fe ・Deep edge at 7.1 keV Counts sec-1 keV-1 ・2.45 keV; G ・6.4 keV; Sgr B1 ・6.7 keV; diffuse hot plasma Energy (keV) まず始めに、SgrB1全域から得たスペクトルを見せる。 より銀河中心で得たスペクトル同様に、Si,S,Ar,Ca,Feの輝線と7.1keVでの鉄の吸収端が見られる。 この中でも特に強い輝線、2.45keV He状S, 6.4keV 中性Fe, 6.7keV He状Feに関してbandイメージを作成した。 2.45keVで白丸で囲んだ領域に周囲より強い放射が見られる。これをG と呼ぶ。 6.4keV イメージにおいてはそれとは異なる位置に構造が見られる。これをSgrB1と呼ぶ。 6.7keV放射は領域全体に広がっている。銀河中心の方が強いことが見て取れる。 また、いずれのイメージにおいても強いX線天体1E からの洩れ込みが見られる。 この天体については後でまた触れる。 2.45keVでは別の天体からの洩れ込みも見られる。 これについては星団か何からしいがまだ解析中である。 それではまずG から詳細について述べることにする。

5 3. Discovery of new sources G0.4+0.0
Model: absorption*thermal plasma Counts sec-1 keV-1 10pc SXV (2.45keV) background 2.45keV (l, b) = (0ﾟ.415, -0ﾟ.029) Energy (keV) NH=7x1022 cm-2 => in the GC region (NH=6x1022 kT=0.8 keV, ZS~1(solar), ne~0.2cm-3, M~2Msun , tdyn~8000year 2.45keVで強い放射を示すG のスペクトルを示す。 バックグラウンドは破線領域から取った。 硫黄の輝線がはっきりと見える。 このスペクトルを光学的に薄いプラズマモデルに光電吸収をかけたものでモデルフィットを行った。 このモデルで非常に良くこのスペクトルを表現することができた。 吸収の値は我々から銀河中心までのものとほぼ同じであり、G は銀河中心領域にあるものと思われる。 またその温度はおよそ0.8keV、硫黄の元素量は太陽組成比と同じ値であった。 モデルフィットによって得られたパラメータからいくつかの物理量を見積もった。 電子密度は0.2cm-3、 全質量は太陽の2倍程度、ダイナミカルタイムスケールは7000年。 銀河中心にあるものとすると、大きさが10pcである。 1keVくらいでこの大きさなので超新星残骸だと考えられ、その他の値もそれでおかしなことはない。 G is possible to be a SNR, a part of a SNR

6 Sgr B1 Neutral Fe lines NH=15x1022 cm-2> 6x1022 cm-2
Model: absorption*(PL+2lines) Counts sec-1 keV-1 FeI Ka 10pc FeI Kb background 6.4keV (l, b) = (0ﾟ.5, -0ﾟ.1) Energy (keV) Neutral Fe lines NH=15x1022 cm-2> 6x1022 cm-2 => cool dense gas, molecular cloud Equivalent width (FeI Ka) =1.4 keV absorption NH EW (FeI Ka) electron 1021 cm-2 ~ 300 eV photon <1024 cm-2 > 1 keV 次に強い6.4keV放射を見せるSgrB1について話す。 破線領域をバックグラウンドとして白線領域からスペクトルを得た。 やはり6.4keV輝線が強いのがわかる。 このスペクトルを連続成分としてパワーロー、中性鉄Kα、Kβラインに吸収をかけたものでフィッティングを行った。 吸収量は銀河中心のものよりも大きくなった。 また6.4keV輝線の等価幅は1.4keVとなった。 中性鉄ラインの存在は鉄原子がそれほど電離できないくらい温度が低い状態、おそらくは濃いガスの固まり、分子雲があることを示しているだろう。 この分子雲中の中性鉄原子のK殻電子を剥ぎ取り、6.4keV 蛍光X線が出るシナリオとして電子起源のものと光子起源のものが考えられる。 しかしながら、電子は分子雲のごく表面で反応をする。 そのため吸収量はせいぜい10の21～22乗であり、銀河中心までの吸収と比べて小さい 我々が得るべき吸収量は銀河中心での典型的な値6×10^22cm^-2となるはずである。 また連続成分を高エネルギー電子からの制動放射とした場合に考えられる等価幅と比べて、今回得られた値はやや大きい。 一方で光子起源とすると、それらは矛盾のない値となっている。 SgrB1はＸ線起源によって蛍光するX線反射星雲であると考えられる。 likely Photo-ionization 　scenario; XRN

7 Irradiating source of Sgr B1
Required luminosity 6.4 keV emission <= X-rays from an external source Source candidates Distance D (pc) photon index G Lobs ergs/s Lreq 1E 40 1.89 2~4 x 1036 2 x 1038 Sgr A* 80 2.7 2 x 1033 4 x 1039 ~LEdd (NS) 106倍 Note:　1E : LMXB 　　　　 Sgr A*: SMBH XRNe and external source candidates 1E1743.1 -2843 Sgr B2 X線反射星雲は外部からきたX線を反射しているが、その照射源が非常に明るいものであると考えられる。 このプロセスでは鉄の吸収端である7.1keV以上の外部X線をガス中の鉄原子が吸収し、6.4keVのX線を放出する。 我々が得た情報は、6.4keVの放射強度、吸収量、および、イメージから得られる被照射体のサイズである。 ここに示した式は照射源の光度と、照射源から見えるSgrB1の立体角、その他のパラメータから6.4keVのフラックスを導出する式である。 この式により、照射源までの距離を仮定することでその必要光度がわかる。 候補としては近くにある明るいX線天体1E やSgrB2XRNなどで指摘されているSgrA*が考えられる。 距離はそれぞれ40pc, 80pcであり、他のX線衛星の観測によりそのスペクトルが得られていて、ベキは1.9, 2.7である。 観測された光度と、見積もられる必要光度を示した。 1E1743は2桁、SgrA*は6桁足りていない、という結果を得た。 しかしながら、距離が離れているために今も明るく輝いている必要はない。 その距離に応じた過去において明るければいいのである。 1E1743はLMXBであるといわれており、Einstein以来ほとんどのX線天文衛星が観測している。 この20年以内でほとんど一定で輝き続けている天体である。 中心星についてはまだ議論がなれているが、それが中性子であるならば必要光度はEddington光度に等しい。 SgrB1を輝かせるには一瞬明るくてもしかたなく、少なくとも数十年は恒常的にEddington光度で輝かねばならない。 一方でSgrA*は太陽の10^6倍の質量をもつといわれており、今は暗いがかつて必要光度程度の明るさでも問題ない。 さらにお隣のSgrB2から求められている必要光度も10^6倍であるので、その結果と比べてもコンシステントであろう。 SgrB1はさらに銀河中心に近いので、SgrB2で言われている300年前よりもより最近、250年前にも明るかった証拠になる。 Sgr A* Sgr C Sgr B1 => Sgr A* was 106 times brighter than now 250 years ago cf. Sgr B2 (300 years ago) Sgr B1 80pc

8 4. Summery We observed the Sgr B1 region with Suzaku
on March 2006 (~100 ksec). G thermal plasma (kT~0.8keV) in the GC region likely a new SNR candidate Sgr B1 a new XRN (NH=1.4x1023cm-2, EW=1.4keV) illuminated by Sgr A* (106 times brighter than now 250 years ago)