X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典 金沢大学集中講義 1 集中講義の内容 • • • • X線、X線放射過程 超新星残骸プラズマ 銀河・銀河団プラズマ 天の川銀河中心プラズマ 金沢大学集中講義 2 天の川銀河想像図 ©Wikipedia 8.5kpc 金沢大学集中講義 3 銀河中心(GC)までの星間吸収 赤外 電波 GC見えない X線 ガンマ線 NH=1022~1023 cm-2 金沢大学集中講義 4 星間吸収 X線観測での星間吸収は、 ほとんどが光電効果 5 −3 𝜎∝𝑍 𝐸 星間物質に含まれている重元素が効く。 (水素、ヘリウムはほとんど吸収しない) 金沢大学集中講義 5 星間吸収 実際に吸収するのは重元素。 しかし、X線天文では、太陽組成を仮定し、視 線方向に単位面積(1𝑐𝑚2 )の筒を考え、その 中に含まれる水素量で表現。 金沢大学集中講義 6 C 𝑁𝐻 = 1020 𝑐𝑚−2 O 星間吸収 Fe Mg S Ne Si Power-law Photon index 2 Fe 1021 𝑐𝑚−2 1022 𝑐𝑚−2 1023 𝑐𝑚−2 1024 𝑐𝑚−2 金沢大学集中講義 1025 𝑐𝑚−2 7 星間吸収の例 20 • 𝑁𝐻 = 10 21 ∼ 10 𝑐𝑚 −2 –銀緯の高い天体 21 • 𝑁𝐻 = 10 23 ∼ 10 𝑐𝑚 −2 –天の川銀河中心天体 24 • 𝑁𝐻 > 10 𝑐𝑚 −2 –Compton thick AGN (𝑁𝐻 ∼ 金沢大学集中講義 1 𝜎𝑇ℎ 24 ∼ 10 𝑐𝑚 −2 8 ) 銀河中心・銀河面X線放射 銀河面全体に、diffuseなX線が存在。 金沢大学集中講義 9 てんま衛星による観測 銀河面の、天体の無い所を見た。 Koyama et al. 1986 金沢大学集中講義 10 至る所から6.7keV鉄輝線が出た 金沢大学集中講義 Koyama et al. 1986 11 ぎんが衛星によるサーベイ 1.1-18.5keV強度分布 Yamauchi & Koyama 1993 左下縦軸拡大 銀径 6.7keV鉄ライン分布 金沢大学集中講義 12 Chandraによる銀河中心X線イメージ Wang et al. 2002, Nature, 415, 148 20arcmin ~ 60pc •たくさんの点源(X線連星系) •Diffuse放射 金沢大学集中講義 赤: 1 – 3 keV 緑: 3 – 5 keV 青: 5 – 8 keV 13 点源想像図: X線連星系 恒星 X-ray コンパクトオブジェクト 白色矮星、中性子星、BH 金沢大学集中講義 14 質量降着 𝐺𝑀 2 𝐿 ∼ 𝐺𝑀𝑀 𝑅 = 𝑀𝑐 𝑅𝑐 2 効率 𝜂 = 𝐺𝑀 𝑅𝑐 2 白色矮星 η～0.0004 中性子星 η～0.2 6𝐺𝑀 ブラックホール η～0.2 (𝑅 = 3𝑅𝑠ℎ = 2 ) 𝑐 (原子核反応: η～1MeV/1GeV=0.001) 金沢大学集中講義 15 (ものすごく)大雑把な分類 相手の星 白色矮星 磁場強 中性子星 磁場中 磁場弱 大質量 (OB) 小質量 (KM) 磁場強 HMXB (X線パル サー) (HerX-1) Polar (AM Her) Intermed Dwarf iate Polar Nova (DQ Her) (SS Cyg) Cataclysmic Variable 金沢大学集中講義 BH 磁場弱 HMXB (Cyg X-1) LMXB LMXB (Sco X-1) (GRS191 5+105) 16 磁場 磁場弱 磁場強 コンパクト星の磁場が降着流に影響 金沢大学集中講義 17 降着円盤の基本 光学的に厚く、幾何学的に薄い=標準円盤 定性的導出 質量M 𝐺𝑀𝑚 𝑇 𝑟 ∝ 8𝜋𝜎𝑟 3 半径r 詳しくは、𝑇 𝑟 = 3𝐺𝑀 𝑚 8𝜋𝜎𝑟 3 1− 𝑟𝑖𝑛 𝑟 1 4 1 4 Shakura & Sunyaev 1973 最高温度は最内縁 金沢大学集中講義 18 3倍のシュワルツシルト半径の実在 LMC X-3ぎんが衛星ス ペクトル。 降着円盤モデルフィッ トTmaxを求める。 Tmax の場所は3Rsと仮 定して、MBHを求める。 Ebisawa et al.1993 金沢大学集中講義 19 意外ですが 𝑀 𝑇 𝑟 ∝ 3 𝑟 BHの場合、𝑟𝑖𝑛 ∝ 𝑀 𝑇𝑚𝑎𝑥 ∝ 1 4 1 − 𝑀 2 重たいBHほど、温度は低い X線連星系 (𝑀 ∼ 10𝑀⊙ ): X線 6 活動銀河核(𝑀 > 10 𝑀⊙ ):紫外線以下 金沢大学集中講義 20 銀河中心X線diffuse放射(GCDX) すざく衛星 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245 Feライン 金沢大学集中講義 21 特に重要な特性X線 例:天の川銀河中心X線 •6.4keV線 中性Fe Kα線 •6.7keV線 He状イオンFe Kα線 •6.9keV線 H状イオンFe Kα線 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245 金沢大学集中講義 22 他の特性X線 Ni I Kα Fe I Kβ 金沢大学集中講義 Ni XXVII Kα & Fe XXV Kβ Fe XXVI Kβ & Fe XXV Kγ Fe XXVI Kγ 23 鉄輝線の強度分布 すざく衛星(3度 X 0.5度) Fe I (neutral) Fe XXV (He-like) Fe XXVI (H-like) 金沢大学集中講義 24 鉄の分布 6.4keV 6.7keV 6.9keV • 高階電離イオン –6.7 keV、6.9 keV: 似ている。 • 中性原子 –6.4 keV –高階電離鉄より局所的 高階電離イオンと、中性鉄の起源は異なる。 金沢大学集中講義 25 鉄輝線の意味 Diffuse X線放射は、高温プラズマからの 熱的放射である！ 連続成分 温度は 5~10keV 銀河中心領域全体に高温プラズマがある？ 金沢大学集中講義 26 ガスの閉じ込め 天の川銀河の重力ポテンシャル 𝑀𝑔𝑎𝑙 𝑚𝑝 𝐺 ∼ 400𝑒𝑉 𝑅 11 𝑀𝑔𝑎𝑙 ∼ 2 × 10 𝑀⊙ , 𝑅𝑔𝑎𝑙 ∼20kpc X線高温ガスの温度 kT~5—10keV ガスは閉じ込められない。逃げるはず。 金沢大学集中講義 27 高温ガスの物理量 • 温度 kT=5～10keV 38 • 全光度 Lx～2 × 10 erg/s – Emission Integral n2V～1064 cm-3 66 • 体積 V～10 cm3 – 銀径=-60deg～60deg, 銀緯=-0.5deg～0.5deg • ガス密度 np～ne～0.1 cm-3 • 全エネルギー～1056 erg – (3kT/2)(ne+np)V 金沢大学集中講義 28 エネルギー供給 8 kT=10keVのガスの音速 cs～10 cm/s ガスの厚み h~ 200pc ~6 × 1020 cm タイムスケール 𝑡 = ℎ 𝑐𝑠 ∼ 1013 𝑠 ∼ 106 yr 56 𝐸 10 𝑒𝑟𝑔 50 ∼ = 10 𝑒𝑟𝑔/𝑦𝑟 6 𝑡 10 𝑦𝑟 金沢大学集中講義 29 高温ガスの起源 超新星爆発か？ 問題点 𝐸 𝑡 ∼ 1050 𝑒𝑟𝑔/𝑦𝑟 10年に1発 標準的な割合: 100年に1発 kT～10keVもの高温ガスを持つSNRは ほとんどない。 金沢大学集中講義 30 銀河中心diffuse X線 以下の領域に分けて調査 バルジ領域 (l~0deg, b~1deg) リッジ領域 (l~10deg, b~0deg) 金沢大学集中講義 中心領域 (l~0deg, b~0deg) 31 銀河中心領域 • 高温ガス説 • 荷電交換説 (Tanaka Y. 2002, A&A 382, 1052) –宇宙線と星間物質の相互作用 • 星間物質がたくさんある –中性鉄の一部も説明できる 鉄輝線の微細構造に注目して見分ける！ Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245 金沢大学集中講義 32 荷電交換反応 星間物質から電子を奪い取る 宇宙線 Fe+25 Fe+26 星間物質 (おもにH) Fe+24 He状Fe輝線 (6.7 keV) 金沢大学集中講義 水素状Fe輝線 (6.9 keV) 33 He状イオンの電子配置 • 1s1s … 基底状態 – 1S0 2S+1 • 1s2s – 1S0, 3S1 • 1s2p – 1P1 – 3P0, 3P1, 3P2 LJ S: スピン L: 軌道角運動量 J: 全角運動量 金沢大学集中講義 34 He状イオン 微細構造 Energy 金沢大学集中講義 35 電子の遷移(電気双極子放射) ジャンプする電子は1個 • スピン: 変化しない • 軌道角運動量 –ジャンプする電子Δl=+1, -1 –原子全体ΔL=+1, 0, -1 • 全角運動量: ΔJ=+1, 0, -1 (J=00は不可) 金沢大学集中講義 36 He状イオン 微細構造 Energy • W: 共鳴線 • Z: 禁制線 •X, Y: intercombination 線 金沢大学集中講義 37 He状イオン 微細構造 6.7 keV 輝線微細構造 Energy W CCD分解能 z yx 6.7keV輝線の中心エネルギーは、 微細構造による。 金沢大学集中講義 38 荷電交換反応の場合 E=0 13.6eV n~25 n=1 • 電子は高準位に入る –エネルギー保存則 • 下の準位にだんだんと 落ちる n=2 6.7keV line • n=2の準位は、統計的 n=1 に埋まっていく Fe XXV H 金沢大学集中講義 39 荷電交換の場合 統計的に埋まる Z: 6637eV Y: 6668eV X:6682eV W: 6701eV Suzaku CCD分解能 中心~6666eV E X, Y, Z輝線強度～W輝線強度 金沢大学集中講義 40 圧倒的多数 高温ガスの場合 • 基底状態の電子 が励起 –電気双極子遷移 –スピン反転無し w z y x • 主に1P1へ励起 • W線が強い CCD分解能 中心値~6685eV 金沢大学集中講義 41 すざく衛星観測結果 6680 +/- 1 eV 1. 荷電交換 Hi res CCD z w 6666eV 2. 高温ガス z w Hi res CCD 6685eV 高温ガスを支持 金沢大学集中講義 42 高温ガスの温度測定 He-like Fe K α(6.7keV) H-like Fe Kα (6.9keV) He-like Fe Kβ(7.9keV) I(6.9keV)/I(6.7keV): イオン化温度 I(7.9keV)/I(6.7keV): 電子温度 金沢大学集中講義 43 温度分布 イオン化温度 kT = 5~7 keV イオン化温度~電子温度~5—7keV L=-0.4deg~0.2degでほぼ一定 金沢大学集中講義 44 本当に全体に広がる高温ガスか？ エネルギー収支や起源など、説明難しい。 観測量:熱制動放射 L ∝ n2V もしも体積が小さく密度が濃ければ、エネル ギー収支の問題は解決。 点源の重ね合わせでは？ (まさに「天の川」) 金沢大学集中講義 45 点源の重ね合わせ説 • 淡く、たくさん存在し、高温ガスをまとう • 有力候補: 激変星(Cataclysmic Variable) –空間密度 3 × 10−5 pc-3 降着流 恒星 降着流 kT=1—25keV 磁場の強い白色矮星 金沢大学集中講義 白色矮星表面 46 X-ray spectrum of CV 典型的なCV spectrum EW CV GC hot gas 6.4keV ~150eV ~300eV 6.7keV ~200eV ~400eV 6.9keV ~100eV ~150eV Ezuka & Ishida 1999 銀河中心Fe輝線をCVだけで説明するのは 困難。 金沢大学集中講義 47 銀河中心高温ガスの起源 • 超新星爆発の重ね合わせ？ –高い爆発レートを要求 –SNR で kT～6keVのものはほとんど ない。 • 過去の銀河中心BH(Sgr A*)の活動性 によるもの？ • その他 あまり良く分かっていない 金沢大学集中講義 48 バルジ領域 X線 バルジ領域 (l~0deg, b~1deg) リッジ領域 (l~10deg, b~0deg) 金沢大学集中講義 中心領域 (l~0deg, b~0deg) 49 Chandra Ultradeep Observation (1Msec) Revnivtsev et al. 2009, Nature, 458, 1142 Chandra at (l, b)=(0.113°, -1.424°) 473個の点源 金沢大学集中講義 50 バルジ成分の鉄ラインは、点源に分解された 黒: 全体 青: 点源 赤: 黒-青 Chandra スペクトル Revnivtsev et al. 2009, Nature, 458, 1142 バルジ成分は銀河中心とは異なる。 金沢大学集中講義 51 リッジ領域 X線 バルジ領域 (l~0deg, b~1deg) リッジ領域 (l~10deg, b~0deg) 金沢大学集中講義 中心領域 (l~0deg, b~0deg) 52 外側の領域 |l|>1deg, b~0degにも鉄輝線 Galactic Ridge X-ray Emission (GRXE) 金沢大学集中講義 Yamauchi et al. 2009, PASJ, 61,295 53 I(6.9keV)/I(6.7keV) GRXE 6.9keV/6.7keV 強度比 GRXEの温度は、銀河中心領域より低そう。 GRXEと銀河中心は起源が異なる。 金沢大学集中講義 54 6.7keV鉄輝線の強度分布 Uchiyama et al. 2011 銀径方向 銀緯方向 星の分布(nuclear stellar cluster + nuclear stellar disk + Galactic disk + Galactic bulge)との比較 銀河中心部分は説明できない 金沢大学集中講義 55 リッジ&バルジ 点源の重ね合わせで説明できるかも。 しかし、点源の正体不明。 EW_6.7keV ~ 400eVの点源を知らない。 比較: CV の EW_6.7keV ~ 200eV 金沢大学集中講義 56 まとめ • 銀河中心部分 –点源で説明するのは困難。 –高温ガスか？ • 起源不明。SNRだとしたら、銀河中心部分の みで1発/100年以上のレート。 • リッジ&バルジ部分 –点源の重ね合わせで説明可能 –点源の正体不明 金沢大学集中講義 57 6.4keV輝線について 中性鉄Kα線 中性鉄(=冷たい鉄)がX線を出している！ 金沢大学集中講義 58 中性鉄の分布 Suzaku 6.4keV image CS Tsuboi et al. 1999 銀河中心領域に広く分布。分子雲分布と似る。 金沢大学集中講義 59 6.4 keV 輝線: 非熱的放射 光電離 電子衝突 E>7.1keVのX線必要 E=10—100keVの電子 (内殻電離の断面積大) 金沢大学集中講義 60 Sgr B2 region Suzaku 6.4keV line image Sgr B2領域 金沢大学集中講義 61 Sgr B2の10年 Suzaku 6.4keV image Inui et al. 2009, PASJ, 61, S241 6.4keV放射はだんだん弱くなる。 金沢大学集中講義 62 すざく衛星のみで 6.4keV強度 8—10keV 連続X線 Nobukawa et al. 2011 金沢大学集中講義 63 時間変動 • Decay time scale ~ 10年 • Sgr B2サイズ~10光年 • 光速に近い「何か」が励起 • 電子だと内殻電離確率低い • 光電離なら自然に説明可能 X線反射星雲 (X-ray Reflection Nebula) 金沢大学集中講義 64 X-ray spectrum of Sgr B2 Suzaku X-ray spectrum Fe I Kα Fe I Kβ • 強い6.4keV輝線 • EW~1.6keV • 7.1keVにエッジ • 光電吸収端 24 −2 • 𝑁𝐻 ∼ 10 𝑐𝑚 Power-law continuum 大等価幅と、深い吸収端 金沢大学集中講義 65 光電離 Sgr B2 EW とエッジ X-ray X-ray (E>7.1keV) Sgr B2 電子衝突 電子 (E=10— 100keV) 内殻電離断面積 連続X線 光電離 電子衝突 大 (σ~10-20 cm2) 小 (σ~10-22 cm2) 弱(トムソン散乱) 強（制動放射) EW of 6.4keV 線 大 (~1200 eV) 吸収端 深 (NH~1024cm-2) 浅 (NH~1021—1022cm-2) 金沢大学集中講義 小 (~300eV) 66 光電離を支持 • 6.4keV line EW = 1600 eV • NH = 1024 cm-2 内殻電離断面積 連続X線 光電離 電子衝突 大 (σ~10-20 𝑐𝑚2 ) 小 (σ~10-22 𝑐𝑚2 ) 弱(トムソン散乱) 強（制動放射) EW of 6.4keV 線 大 (~1200 eV) 吸収端 深 (NH~1024cm-2) 浅 (NH~1021—1022cm-2) 金沢大学集中講義 小 (~300eV) 67 X線照射源はどこにある？ 照射源 Sgr B2 d • 2 𝑑 39 必要光度L(2-10keV)=10 100𝑝𝑐 erg/s – Sgr B2周囲に候補無し – 最有力候補:銀河中心BH (Sgr A*) • d=109pc Lx=1039 erg/sが必要 • 現在の光度 Lx(2-10keV)=1033 erg/s SgrA*は300年前100万倍明るかった 金沢大学集中講義 68 他の証拠 GeVガンマ線: Fermi Bubble 金沢大学集中講義 69 Fermi bubble 高エネルギー 電子の泡？ 金沢大学集中講義 70 他の6.4keV放射場所 Bright 6.4 keV clump 金沢大学集中講義 71 Suzaku X-ray spectrum 低温ガス (kT~2keV) Other neutral lines are weak. S (Ratio to Fe is < Si 0.01—0.1) Ar => The brightest neutral clump in the GC Neutral Fe 高温ガス kT~6keV Fe Ca He, H-like lines ガス起源 金沢大学集中講義 72 スペクトル解析 2温度ガス kT~1keV+kT~7keV 𝑁𝐻 ∼ 7.1 × 1022 𝑐𝑚−2 Power-law+6.4keV line Γ~1.85 𝑁𝐻 ∼ 1.7 × 1023 𝑐𝑚−2 中性S, Ar, Ca, Cr, Mnの Kαライン 金沢大学集中講義 73 鉄以外の中性ラインの発見 Without neutral lines Nobukawa et al. 2010, PASJ, 62, 423 With neutral lines 金沢大学集中講義 74 中性ラインのEW 黒:光電離 赤:電子衝突 実線:太陽組成 黒点線 1.6solar 赤点線 4.0solar 光電離を支持 金沢大学集中講義 75 低温プラズマ(kT~1keV)と6.4 keV line E=2-3keV image = low kT plasma bright dim 6.4keV image = neutral iron bright bright 金沢大学集中講義 76 分子雲(MC)で吸収 E=2-3keV image = low kT plasma MC kT=1keV plasma dim bright MC bright 6.4keV image = neutral iron bright Observer 吸収を測定すれば、分子雲の距離がわかる 金沢大学集中講義 77 X-ray tomography of MC Ryu et al. 2009, PASJ, 61, 751 金沢大学集中講義 78 照射源がSgr A*だったら… 金沢大学集中講義 79 Sgr A* light curve Current Lx~1033 erg/s 金沢大学集中講義 80 全ての6.4keV輝線が光電離か？ • 多くの6.4 keV clumpは、光電離だろう。 –照射源は Sgr A* • 6.4keV輝線は、リッジにもみられる。 –少なくとも l>10deg (Sgr A*から2kpc以上). –光電離ではないかも。起源不明。 l=28deg 金沢大学集中講義 81 中性鉄輝線のまとめ • • • • • 中性鉄輝線: 6.4 keV line 分子雲分布と似ている。 中性のSi, S, Ar, Ca, Mn, Crの輝線も存在 中性ラインのEWは、光電離を支持 Sgr B2の6.4keV強度変化は、光電離を支持 – 照射源がSgr A*だとすると、Sgr A*は300年前 100万倍明るかった。 • 吸収を測って、X線トモグラフィー 金沢大学集中講義 82
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