すざく衛星によるSgr B2 分子雲からのX線放射の 時間変動の観測

Presentation on theme: "すざく衛星によるSgr B2 分子雲からのX線放射の 時間変動の観測"— Presentation transcript:

1 すざく衛星によるSgr B2 分子雲からのX線放射の 時間変動の観測
信川 正順、小山 勝二、鶴 剛 （京都大学） 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

2 目次 銀河中心領域からの6.4keV中性鉄輝線 近年の観測結果 すざくによるSgr B2の観測 議論 まとめ 鉄輝線と連続成分の時間変動
2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

3 銀河中心からの中性鉄(6.4keV)輝線 Sgr B2 Sgr C Sgr A* Sgr B2 6.4keVバンドマップ (すざく)
X線連星 1E 6.4keVバンドマップ (すざく) Sgr B2 Sgr C Sgr A* 20秒角= 50pc CS分子マップ (Tsuboi+99) Sgr B2 多数の6.4keV Clump (e.g. Koyama+96, Nobukawa+08, Nakajima+09) エネルギー 6.4 keV 分子雲との相関 =>分子雲中の鉄原子 からの蛍光X線 起源は？(X線/電子/etc) ハードバンド(7—8 keV) 銀河中心に広がるハードX線との関係 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

4 銀河中心からの6.4keV輝線ースペクトル スペクトルの特徴 ・強い中性鉄輝線 ・吸収を受けたハードな 連続成分
X線スペクトル スペクトルの特徴 ・強い中性鉄輝線 ・吸収を受けたハードな 　連続成分 鉄以外の元素からの中性輝線 (Nobukawa+10) 等価幅はX線起源を示唆 必要光度 ~ 1039 erg/s Sgr A*の過去のフレア？ 各輝線の等価幅 Z=1 solar 4 solar X線モデル 1.6 solar 電子モデル 4 energy(keV) 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

5 6.4keV輝線の時間変動 Sgr B2 2005年と同じ視野を 2009年10月に追観測 Sgr C Sgr A*
X線連星 1E 6.4keVバンドマップ (すざく) Sgr B2 2005年と同じ視野を 2009年10月に追観測 Sgr C Sgr A* 1994 (ASCA) 　2000 (Chandra) (XMM-Newton) (Suzaku) 6.4 keV輝線の時間変動（Inui+09） 20秒角= 50pc 異なる衛星・検出器による =>同一衛星での観測。スペクトルの変化は？ 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

6 観測結果（１） 輝線強度マップ Sgr B2領域のX線スペクトル 2009 (6.4keV) 2005 (6.4keV)
強度(A.U.) 10 pc 6.7keV (FeXXV Ka) -2005 -2009 6.4keV (FeI Ka) SNR G 7.0keV (FeI Kb) 6.4 keV --- 低温ガス 6.7 keV --- 高温プラズマ 輝線強度マップを見れば 　それぞれの分布が分かる 暗くなった 変わらず 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

7 観測結果（２） スペクトル 6領域(A—F)に分割してスペクトルを調査 でフィット プラズマ＋輝線＋ハード成分 6.4keVの時間変動 A
B F D C A (2005) 輝線 ハード成分 表面輝度 (ph/s/cm2/am2) プラズマ 6.4keVの時間変動 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

8 観測結果（２） スペクトル プラズマ 領域によらず一様 ハード成分 プラズマからの放射は 時間変動 時間変動なし ハード成分とFeKbか
領域EにはSNRが含まれる A E — 2005 — 2009 プラズマ B 領域によらず一様 強度 F D C ハード成分 プラズマからの放射は 　時間変動なし ハード成分とFeKbか ら時間変動を初検出 強度 時間変動 7.0 keV 強度 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

9 時間変動する成分の起源 明るい領域AとB： 2005年～2009年にかけて6.4keV輝線に伴ってハード成分も~2倍弱の変動
両者の起源は同じ (銀河中心のハード成分に寄与) 大きさ5光年程度の分子雲からの放射が5年間で時間変動 =>光速粒子が起源（つまりX線） 　SgrA*の過去のフレアを吸収・散乱 今後の課題： 　Clump以外に広がる中性輝線/硬X線の起源 　Sgr A*の活動史 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

10 まとめ すざく衛星を用いてSgr B2領域の長時間観測を 2005年と2009年に行った。
　2005年と2009年に行った。 6.4keV (FeKa)輝線に加えて、ハード連続成分と 7.06keV (FeKb)輝線の時間変動を初めて発見した。 両者の起源は同一 （Sgr A*の過去のフレアが有力） 銀河中心に広がるハードX線にも寄与？ 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

11 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

12 Model fitting by PL + Lines
Abs(NH=6e22, ZFe=free) * PL + Lines 6.4keV --- FeI Ka 6.7keV --- FeXXV Ka 7.0keV --- FeXXVI Ka + FeI Kb 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

13 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

14 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

15 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

16 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学

17 2010/3/25 天文学会2010年春季年会　広島大学