暗黒加速器のX線観測
松本浩典(Ux & KMI)
内容
• TeVガンマ線放射
– TeVガンマ線未同定天体: 暗黒加速器
• すざく衛星の紹介
• 暗黒加速器X線観測
残念ながら、いまだ正体不明で、研究途中です。
今日は各論が中心です。
まとまった結論まで持っていけません。
ご容赦ください。
TeVガンマ線放射
• エネルギー = 10^12 eV ~ kT=10^16 K
– Cf. X-ray ~ 1keV (10^3 eV) ~ kT = 10^7K
• 熱的な過程で出すには、温度が高すぎる。
• 非熱的な世界のトレーサー
– 宇宙線の発生源を見られる?
• cf. 宇宙線粒子は、銀河磁場で曲がる。宇宙線到来方向が
宇宙線源方向とは限らない。
宇宙線
宇宙線陽子のエネルギースペクトル
• 宇宙線陽子
– 加速源の観測的証拠は
皆無
• 宇宙線電子
– X線観測で、超新星残骸
中に高エネルギー電子
(~10^15eV)の存在が実
証。
• Koyama et al. 1995など
世界のTeVガンマ線望遠鏡
将来計画: Cherenkov Telescope Array 計画
•
•
•
•
国際共同計画 (日、独、米etc)
北半球と南半球の両方に設置
2018年ごろの実現が目標
http://cta.scphys.kyotou.ac.jp/overview.html
– 僕も日本グループのメンバーです。
TeVガンマ線天体
銀河系外(ほとんどAGN) + 銀河系内 (色々)
Kappes et al. 2007
TeVガンマ線銀河面サーベイ
Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1
•H.E.S.S.望遠鏡による銀河面サーベイ
•多数のガンマ線天体。しかも多くはdiffuse。(角度分解能~2分角)
銀河系内TeVガンマ線天体
http://tevcat.uchicago.edu/ より。2010年5月現在
• 天の川銀河系内天体
–
–
–
–
–
–
–
X線連星系(6)
激変星 (白色矮星連星系) (1)
Wolf Rayet (青色超巨星) (3)
シェル型超新星残骸(12)
パルサー風星雲 (27)
パルサー(4)
その他(分子雲など4)
• 天の川銀河系外天体
– スターバースト銀河(2)
– AGN(32)
• 正体不明=暗黒加速器 (33)
暗黒加速器の正体は?
• パルサー風星雲?
– 系内TeVガンマ線天体で最も多い種族
– 暗黒加速器のそばには、パルサーがいることが多い。
• 古いSNR? (Yamazaki et al. 2006)
– 陽子がTeVガンマ線を出す。ガンマ線以外の起源に
なる電子は、シンクロトロン放射で冷却済み。
• SN rate…1/100yr, SNRの寿命…数万年数百の暗黒加
速器?多すぎない?
• ガンマ線バースト残骸?
今日の話: どうもそう単純ではないようです。
暗黒加速器: なぜ光る?
• TeVガンマ線: 高エネルギー粒子発生の証拠
– 高エネルギー電子?
• 電子が、周辺の低エネルギー光子を蹴り上げて (逆コンプト
ン散乱)TeVガンマ線。
– 低エネルギー光子は、3K放射 (+ 星の光)
– 高エネルギー陽子?
• 陽子が、星間物質と衝突して、高エネルギーπ0発生。
• π0 (Mc^2~140MeV)が崩壊し、ドップラー効果も合わさって、
TeVガンマ線発生
– P + P  P + P + π0, π0  γ + γ
TeVガンマ線観測のみでは、2説を切り分けるのは難しい。
縮退を解きたい: X線観測
E2f(E)
E2f(E)
スペクトルの違い。
X-ray
Synch
TeV
IC
Electron
origin
Energy
π0
Proton
origin
もしTeVガンマ線の起源が電子なら、
星間磁場と相互作用してシンクロト
ロンX線が出るはず!
X-ray: 電子 と 磁場の衝突
TeV: 電子 と 3K放射の衝突
Flux(TeV)/Flux(X)
=(σTxU(3K))/(σTxU(B))
~1 (@数マイクロガウス)
σT:トムソン散乱断面積
強度比 F(TeV)/F(X) が鍵
Energy
すざく衛星
Hard X-ray Detector (HXD)
X-ray Telescope (XRT)
X-ray Imaging Spectrometer (XIS)
+
すざく衛星搭載検出器
• X線望遠鏡(XRT)+X線CCD(XIS)
– E=0.3keV – 12keV
– 撮像+分光観測
– 高エネルギー分解能
– 低く安定したバックグラウンド  高感度
• 硬X線検出器 (HXD)
– E=10—600keV
– 非撮像型検出器
角度分解能(~1分角)が関係ないような、
広がった暗い天体の研究が最も得意
Chandra と XMM-Newton
アメリカ: Chandra X-ray Observatory
角度分解能に優れる (0.5秒角)
ヨーロッパ: XMM-Newton
大有効面積
(ただし、バックグラウンド強度が高く、
しかも一定でないので、暗い天体の研
究は難しい場合もある)
TeVガンマ線で明るい暗黒加速器:HESSJ1614-518
HESS TeV γ-ray image (excess map)
最も明るい
暗黒加速器
XIS FOV
50ks
HESSJ1614
(l, b)=(331.52, -0.58)
すざく X-ray CCD (XIS) image
XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV band
Obs. 50ks
TeVγ-ray
Src A
Src B
広がったX線対応天体
Swift XRT でも検出
(Landi et al. 2006)
XIS spectra
Src A spectrum
HESS J1614
Src A
NH=1.2(±0.5)e22cm-2
Γ=1.7(±0.3)
F(2-10keV)=5e-13erg/s/cm2
Src B
Src B spectrum
構造の無いスペクトル
非熱的放射
構造なし
かなりphoton index 大
NH=1.2(±0.1)e22cm-2
Γ=3.6(±0.2)
F(2-10keV)=3e-13erg/s/cm2
おさらい: 非熱的ベキ型放射
• 電子のエネルギー分布: N(E)∝E^-s のとき、
– S(ν)∝ν^-α (erg/s/Hz/cm^2) α=(s-1)/2: spectral index
• 電波業界で使用
– F(ν)∝ν^-Γ (photon/s/Hz/cm^2) Γ=α+1=(s+1)/2:
photon index
• X・ガンマ線業界で使用
– 強いショックのFermi 1次加速: s=2, α=0.5, Γ=1.5
• Cf: SNRの非熱的シンクロトロン放射の観測
– 電波では Γ~1.5 (α~0.5): Fermi加速と合う
– X線ではΓ~2.5: シンクロトロン冷却が効いている
X線対応天体: src A
B=10μG
HESS J1614
Src A
Src B
B=1μG
src A
B=0.1μG
Src A
F(1-10TeV)/F(2-10keV)=34
•TeVガンマ線を電子起源で説明するのは難しい。
•B<1μG, X線スペクトルの傾き
•Src A, src Bの正体は不明。
Matsumoto et al. 2008, PASJ, 60. S163 (Suzaku special issue No.2)
HESSJ1713-381 (CTB37B)
Color: TeV
White: radio
SNR CTB37B
HESSJ1713-381 coincides with the SNR CTB37B
X線対応天体の検出
Suzaku 0.3-3.0keV
Nakamura, R. et al. PASJ, 2009, 61, S197
reg1
reg2
Foreground src
Suzaku 3.0-10.0keV
reg1
reg2
Green: TeV (HESSJ1713)
Blue: radio
White: X-ray (Suzaku)
Reg1: coincides with the TeV peak
Reg2: offset hard emission
Suzaku 3.0-10.0 keV
reg1
reg2
HESSJ1713
•Diffuse thermal gas + point source
•Thermal (kT=0.9keV)+PL(Γ=3.0)
•PL: Chandraで発見された点源 (Aharonian
et al. 2008).
•異様に大きなΓは、Anomalous X-ray
pulsarを示唆?
•Non-thermal X-ray Emission
•Hard PL (Γ=1.5) (+ Leakage from reg1).
•Roll-off (cut-off) energy > 15keV
 Very efficient acceleration.
F(TeV)/F(X)~0.2  B~8uG assuming IC.
Emax > 170 TeV
HESSJ1616 vs SNR CTB37B
Non-thermal X-ray
Photon index (Γ)
電波
F(TeV)/F(X)
Discrete source
Thermal gas
HESSJ1616 CTB37B
TeVと一致
TeVからずれる
7
1.5
未発見
O
34
0.2
Γ=3.6
Γ=3.0
未発見
年齢700~3000年を示唆
(電離非平衡度、ガス密度から)
完全な一致ではないが、共通点がある。
AXPを作るような特殊な超新星爆発が、暗黒加速器を作る?
CTB37Bの場合は、古いSNRとはいえない。
HESSJ1616-508
HESS TeV image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
(l, b)=(332.391, -0.138)
XIS FOV
45ks
HESSJ1616
XIS image of HESS J1616
XIS FI (S0+S2+S3): 3—12keV
45ks
TeV image
F(TeV)/F(X)>55
•X線対応天体なし (ぼうっと明るいのは銀河面X線放射)。
•F(2-10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2
TeVガンマ線の電子起源を仮定すると…
Very weak B
(B<1μGauss)
Suzaku upper limit
HESSJ1616 SED
realistic?
or
Strong cut-off
F(TeV)/F(X)>50
Matsumoto et al. 2007, PASJ, 59, 199 (Suzaku Special Issue No.1)
PSRJ1617-5055のオフセットパルサー風星雲?
オフセットPWN … 中性子星とPWNの位置が異なる。
INTEGRAL 18-60keV
XMM-Newton 0.5-10keV
PSRJ1617
PSRJ1617
SNR RCW103
Landi et al. 2007 •オフセットPWNの典型例HESSJ1825-137と異なる。
•電波(Kaspi et al. 1998)でもX線でもPWNは検出されていない。
•TeVのみで光るPWN?
オフセットPWN TeVガンマ線の典型例:
HESS J 1825-137
H.E.S.S TeV γ excess map
PSR J1826-1334
30arcmin~30pc
@4kpc
Aharonian et al. 2006
Photon Index Γ
HESS J1825-137
•Spin-down luminosity
~ 2.8×1036 erg s-1
•Characteristic age
21.4 kyr (Clifton 1992)
•D~4kpc
softening
Distance from Pulsar (deg)
すざく以前のX線観測 (XMM-Newton)
PSR J1826-1334 (B1823-13)
XMM-Newton
0.5-10keV
Pulsar
PWN
[email protected]
Gaensler et al. 2003
Photon index ~ 2.3
NH~1.4×1022/cm2
LX~3×1033 erg s-1
H.E.S.S TeV γ excess map
なぜこんなにX線は小さい?
More extended if observed with
high sensitivity?
 Suzaku observation!
すざく観測: ものすごく広がったPWN
TeV image
HESSJ1825
XIS 3F 1-9 keV
bgd
source
6arcmin
[email protected]
2006/9 50ksec
すざく衛星は、XMM-Newtonで
検出できなかった広がったX線
の存在を実証
Uchiyama, H., Matsumoto, H. et al., PASJ, 2009, 61, S189
X-ray spectra
Region A
=pulsar+PWN
Γ=1.78(1.68-1.88)
Region C
Γ=2.03 (1.95-2.14)
Region B
A
B
C
D
Γ=1.99(1.91-2.08)
Region D
Γ=2.03 (1.95-2.14)
少なくとも17pc(15分角)まではphoton indexに変化なし。
電子は冷えていない。
HESSJ1825
HESSJ1825のSED
TeVもX線も電子起源とすると、B~7μG
• 2keVのX線を出す電子のシ
ンクロトロン冷却時間
– T~2000yrs (B/7uG)^(-3/2)
• この時間に15pcを進む
– V~9000km/s (B/7uG)^(3/2)
– そうではなく、PWNのあらゆ
る場所で電子加速?
HESSJ1616は、だいぶんHESSJ1825と様子が異なる。
TeVで暗い暗黒加速器:HESSJ1741-302
• H.E.S.S.望遠鏡で、銀河面上
に発見
• 暗黒加速器で、TeV fluxが最
も小さい部類
– Photon index Γ~2.7
– F(1-10TeV)~2e-12 erg/s/cm^2
(~1% Crab)
• 付近のパルサーと関連?
– ただし、どのパルサーもLspinは
小さい (~1% Crab以下)
• 典型的TeVガンマ線パルサー
Lspin~10^37erg/s (10%Crab)
(Omar et al. 2008, 2009)
興味: 銀河面diffuse TeV放射との関連
カラー: diffuse TeV 放射 (H.E.S.S.)
コントア: 電波CS(=分子雲)
HESSJ1741
このあたり
(Aharonian et al. 2006)
•銀河面diffuse TeV放射の起源は不明
•HESSJ1741は、銀河面diffuse TeV放射の氷山一角?
銀河面diffuse TeV放射 vs 中性鉄蛍光X線 (6.4keV line)
カラー: 6.4keV line (すざく)
コントア: 銀河面diffuse TeV
HESSJ1741
この辺
•中性鉄蛍光X線分布は、銀河面diffuse TeV放射の分布と似ている。
•HESSJ1741から、中性鉄が見つかる可能性は?
すざく衛星による観測
A
• 2箇所を観測
– A: 2009年2月24日 45ks
• 銀径で東側のピークを狙う
– B: 2008年10月4日 54ks
B
四角はX線CCDの視野。
• 西側のピークと、パルサーを
狙う。
A
観測領域A
B
(a) 0.4-2keV
(b) 2-10keV
高エネルギーX線で、新天体発見。
X線とTeVガンマ線の比較
2-10keV
TeV (gray)
2-10keV (green)
HESSJ1741のピークと一致。X線対応天体と考えられる。
X線対応天体のスペクトル
吸収を受けたpower-law
• 柱密度
– NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2
• Photon index
– Γ=1.14(0.60~1.81)
• やはりかなり小さい
• X-ray Flux in 2—10 keV band
– 観測値 3.2x10-13 erg/s/cm2
– 吸収補正値 3.9x10-13 erg/s/cm2
•赤はBI CCD(XIS1), 黒はFI CCD (XIS0+3)
X線対応天体スペクトル特徴
• 吸収が大きい NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2
– 銀河中心付近の天体 (D~10kpc)
• F(1-10TeV)/F(2-10keV) ~ 6
– ガンマ線の方がフラックス大
– ガンマ線起源は陽子か?
• 有意な鉄ライン(中性も高階電離も)無し
– 等価幅(6.4keV)<167eV, F(6.4keV) < 9.3x10-7 photon/cm2/s
– バックグラウンドとして周辺領域をとっている。
• 鉄ライン強度としては、HESSJ1713は周辺領域と同じ性質。
• 銀河面diffuse TeV 放射との関連は不明。
• 小さなphoton index (Γ=1.1)
– HESSJ1614, CTB37Bらに共通
– 効率の良い加速?
– non-thermal bremstrahlung?
• ターゲットとなる星間雲はどこに?
観測領域B
A
B
(b) 2-10keV
(a) 0.4-2keV
Foreground star
New object
X線新天体:SuzakuJ1740.5-3014
TeVガンマ線
すざくX線
A
2-10keV
B
•X線新天体の位置は、PSRB1737から明らかにずれる。(~90arcsec)
•PSRB1737, PSRJ1741からの有意なX線は検出無し。
X線スペクトル
• 現象論的fit: 吸収+power-law
– NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2
– Γ=0.83(0.69~0.97)
– F(2-10keV)= 2.2×10-12 erg s-1
cm-2
• クリアに3本の鉄ライン
– [email protected]
• 等価幅172(123~232)eV
– [email protected]
• 等価幅186(140~240)eV
– [email protected]
• 等価幅172(125~224)eV
周期的時間変動
FFT解析 (XIS0+XIS3: 1-9keV band)
2.3x10-3Hz (P=432.1±0.1s)
Folded light curve (432.1s)
SuzakuJ1740.5-3014
• 磁場を持った激変星(白色矮星連星系)
– スペクトルに3本の鉄ライン
• 中性(6.4keV), He状イオン(6.7keV), H状イオン(6.9keV)
– 432.1sの周期的時間変動
• HESSJ1741より手前にある可能性大
– SuzakuJ1740.5: NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2
– HESSJ1741 :NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2
– 銀河中心(D~8.5kpc)までNH=6x1022cm-2として、距離は
D~2kpc
– 光度L(2-10keV)=1x1033 erg/s
• 激変星の中でも、Intermediate polar に典型的な値
HESSJ1741の正体は、まだ闇の中
まとめ
• すざく衛星による、暗黒加速器の観測の一部を紹介
– HESSJ1614-518
• Photon indexの小さいX線対応天体 (Γ~1.7)
• Photon indexの大きな天体がそばにいる (Γ~3.0)
• SNR CTB37Bと共通点有
– AXPを作るような特殊なSNR?
– HESSJ1616-508
• X線対応天体なし。
• hard X-ray PWNが発見。オフセットPWN起源か?
• しかし、オフセットPWN典型例HESSJ1825-137と異なり、X-ray PWNがない。
– HESSJ1741-302
• TeVで暗い暗黒加速器
• Photon indexの小さいX線対応天体 (Γ~1.3)
• いずれも現段階では正体不明。
– 理論・他波長と協力して、なんとか正体を解明したい。少なくとも、加
速粒子を明らかにしたい。
– ご協力よろしくお願いいたします。
ダウンロード

TeV