電波銀河 Fornax A の東ローブのEnergetics の XMM-Newton による調査

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1 電波銀河 Fornax A の東ローブのEnergetics の XMM-Newton による調査
磯部直樹(ISAS/JAXA→理化学研究所) 田代信, 伊藤光一, 阿部圭一, 洪秀徴(埼玉大学) 牧島一夫(東京大学), 金田英裕(ISAS/JAXA), 伊予本直子(NASA/GSFC) etc. 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

2 電波ローブからのX線 「あすか」による Fornax A の観測から始まった(Kaneda et al. 1995)
Chandra による電波銀河3C 452のX線画像 (Isobe et al. 2002) ローブ中のエネルギー密度 電子のエネルギー密度 ue [erg cm-3] 磁場のエネルギー密度 ue [erg cm-3] 電波 (等高線) : シンクロトロン放射 X線 (カラー) : 逆コンプトン放射 「あすか」による Fornax A の観測から始まった(Kaneda et al. 1995) 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

3 1.5 GHzの電波画像(Fomalont et al. 1989)
電波銀河 Fornax A 1.5 GHzの電波画像(Fomalont et al. 1989) 南天で4番目に明るい電波源 S (2.7 GHz) = 98 ±1.5 Jy 距離 18.6 Mpc (Madore et al. 1999) (赤方偏移 z = ) 典型的なローブを持つ 「あすか」による観測で、ローブからの逆コンプトンX線が、世界で始めて検出された (Kaneda et al. 1995) 中心核の活動は非常に弱い (Iyomoto et al. 1998) 20 arcmin NGC 1316 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

4 XMM-Newtonによる観測 東ローブの観測を 60 ksec 行った。 X線望遠鏡 MOS & PN
2種類のX線CCDカメラ : MOS, PN 巨大な有効面積 (「あすか」の数倍) 適度な空間分解能 (15 arcsec) 広いエネルギーバンド (0.1 – 10 keV) 適度なエネルギー分解能 (150 eV) 東ローブの観測を 60 ksec　行った。 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

5 XMM-NewtonによるX線画像 観測時間の大半は、 バックグラウンドが高い。 有効な、観測時間は、 MOS : 27 ksec
PN : 0 ksec NGC 1316 10 arcmin 視野内から、 　59個のX線天源を検出 MOSによるFornax A のX線画像 ( 0.3 – 10 keV, BGDを含む) 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

6 XMM-NewtonによるX線画像 「あすか」で発見した、ローブからの広がったX線を確認した。
MOSのBGDを引いたX線画像 (30 arcsecでスムージング) 10 arcmin (54 kpc) 「あすか」で発見した、ローブからの広がったX線を確認した。 母銀河からの熱的放射(kT～0.8 keV) も検出した。 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

7 東ローブのX線スペクトル MOSのスペクトル aX = 0.62 - 0.15 S1keV = 86 -9 nJy ASCAのスペクトル
+ 0.24 +18 検出器BGDが 高いので除去 ASCAのスペクトル (Kaneda et al., 1995) aX = 0.7 ± 0.9 S1keV = 110 ± 50 nJy 電波のスペクトル aR = 0.9 ± 0.2 かなりハードなスペクトルが得られた。 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

8 東ローブの多波長スペクトル aR = aX 逆コンプトンX線 と考えて 間違いない aR = 0.68 ± 0.05 MOSのスペクトル
S1keV = nJy + 0.24 +18 29.9 MHz 100 MHz : Finlay & Jones (1973) 408 MHz : Robertoson (1973) 843 MHz : Jones & McAdam (1992) 1.4 GHz : Ekers et al (1983) 2.7 GHz : Ekers (1969) 5.0 GHz : Kuhr et al. (1981) 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

9 Fornax A ローブのEnergetics
3 mG 0.3 mG シンクロトン電波 : SR ∝ ue um V 逆コンプトンX線 : SX ∝ ue uCMB V um ∝　SR / SX ue ∝ SX 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

10 まとめ XMM-Newtonで電波銀河Fornax Aの東ローブの観測を行い、「あすか」で発見した広がったX線を確認した。
aX = , S1keV = nJy 電波のデータを徹底的に調査し、Fornax Aの詳細な電波スペクトルを求めた (30MHz ～ 5 GHz)。 aR = 0.68 ± 0.05 「あすか」の結果から結論したように、東ローブからのX線は逆コンプトンX線と考えて問題なく説明ができる。 東ローブ中の電子と磁場のエネルギー密度を求め、他の電波銀河のローブと同様に、電子優勢であることがわかった。 電子 ue = (3.0 ± 0.3) x erg cm-3 磁場 um = (6.0 ± 0.6) x erg cm-3 新たに求めた電波スペクトルをもとに、西ローブ中の電子と磁場のエネルギー密度の再評価も行った。東西のローブは良く似たエネルギー密度を持つことがわかった。 電子 ue = (3.5 ± 0.4) x erg cm-3 磁場 um = (5.9 ± 0.7) x erg cm-3 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

11 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

12 ローブの観測量と物理量 観測量 シンクロトロン電波の強度 SR Jy @ fR Hz
逆コンプトン X線強度 SX fX Hz ( ex = fX / 2.42x1017 keV ) スペクトル指数 a ( aR =aX ) 赤方偏移 z 体積 V cm3 物理量 (種光子 が CMB とすると) 磁場　　　　　 B (1+a) ∝ (SR / SX) (fR / fX)a (1+z)a+3 磁場のエネルギー密度 um = B2 / 8p 電子の数密度　 N(g) ∝ (SX / fX 0.5) g -(1+2a) V-1 (1+z)2 ローレンツ因子　g = 1070 ex0.5 =104 (fR /120 MHz)0.5 (B/1mG) -0.5 電子のエネルギー密度 　　ue = ∫(mc2g) N(g) dg (観測可能なX線/電波に対応して g = 103 ～ 105　とする。) 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)

13 Fornax A ローブのEnergetics
「あすか」 (Kaneda et al. 1995) XMM-Newton 半径 SR aR S1keV 8 31 0.9 ± 0.2 110 ± 50 10 44 ±5.9 0.68 ± 0.05 86 – arcmin Jy nJy 0.9 ± 0.2 B um ue ue/um 1.7 ± 0.5 1.2 ± 0.7 4.2 ± 1.9 3.5 ± 3.0 2.3 ± 0.2 2.2 ± 0.2 1.3 ± 0.2 0.6 ± 0.1 1.2 ± 0.1 0.6 ± 0.1 3.0 ± 0.3 5.0 ± 1.1 mG 10-13 erg cm-3 2005年3月28日 日本天文学会 春季年会 (明星大学)