銀河円盤及びバルジのX線放射観測 銀河系内拡散X線放射研究の現状と課題奈良女子大学山内　茂雄 Outline •  銀河系内拡散X線放射とは ! 研究の背景 ! 銀河系内拡散X線放射の起源は？　何が問題か •  硬X線撮像分光装置時代の観測 •  銀河系内拡散X線放射の特徴と課題 •  まとめ天の川銀河のX線観測 •  どんな天体がX線を放射しているか？ !  コンパクト天体、拡散X線放射の存在　ROSAT:MPE MAXI:JAXA 銀河中心は明るくない拡がったX線放射 EXOSAT: Warwick et al. (1985) コンパクト天体を含む連星系銀河系内拡散X線放射 てんま衛星による観測 •  天の川に沿って存在する拡がったX線放射 !  既知の点源のない領域の観測 !  強い鉄輝線を伴った、温度が数千万度の熱制動放射スペクトルの発見　光学的に薄い高温プラズマガスからの放射 Koyama et al. (1986), Koyama (1989) 高温プラズマからの鉄K輝線ぎんが衛星 •  鉄：原子番号26 T〜5x107 K　電子２個　He様鉄イオン → K輝線エネルギー　6.7 keV　T〜108 K 電子１個　H様鉄イオン → K輝線エネルギー　6.97 keV　K輝線のエネルギー Yamauchi (1991) ガスの温度と鉄の電離状態 He様鉄 6.97keV 6.7keV 6.4keV H様鉄 He様鉄 H様鉄 106 107 108 109 K プラズマガスの温度 "  6.7 keV鉄輝線は数千万度の高温ガスの指標 "  6.97 keV/6.7 keV輝線強度比は温度の指標銀河系内拡散X線放射 ぎんが衛星　鉄ラインマッピング観測ラインX線天文学連続X線銀河中心成分 6.7 keV輝線銀河中心領域の活動によるものか？銀河円盤成分 Scale height〜100pc 107-108 Kの高温プラズマガス：天の川に沿って存在！！銀河バルジ成分 Koyama et al. (1989), Yamauchi et al. (1990), Yamauchi & Koyama (1993) 銀河系内拡散X線放射の起源は？ 何が問題か１）真に拡がった高温プラズマガスの場合銀河中心 (n〜0.03 cm-3) 銀河円盤 (n〜0.003 cm-3) 全熱エネルギー〜1054erg（超新星103個分) 〜1056erg（超新星105個分）最大散逸時間（サイズ/熱速度) 4x1020 cm/108 cm/s〜105 年 3x1020 cm/108 cm/s 〜105 年模式図〜4x1020cm 銀河中心成分〜3x1020cm 銀河円盤成分 " 巨大なエネルギーの供給が必要　" 銀河中心：銀河中心BHの爆発？／超新星爆発？100年に1回 " 銀河円盤：超新星爆発？１年に１回　大問題銀河内における発生率（30年に1回程度）を遥かに超える • 銀河バルジ：超新星爆発を起こすような質量の星はほとんどない　銀河系内拡散X線放射の起源は？ 何が問題か２）暗い天体が個々にもつ高温プラズマの重ねあわせ "  X線強度は弱いがたくさん存在しているので、　見かけ上拡がった放射として見えている？ "  それはどんな天体か？強い鉄ラインが説明できない私たちの知っている天体には、X線スペクトルが合う天体がない　私たちが知らない天体か？硬X線撮像分光装置時代の観測 "  X線望遠鏡を使って観測したら、すべて暗い天体に分解することができるか →空間分解 "  空間構造／温度構造 →大局構造 "  拡散放射成分のスペクトルは？ →スペクトル解析関連天体のスペクトルとの比較空間密度空間分解 あすか衛星による銀河面サーベイ観測銀河系内の星間物質による吸収の影響のない波長でのサーベイ観測銀河中心領域銀河円盤領域 •  200を超える天体を検出　このうち60%以上は新発見 1000光年 •  大部分は分解できない拡散成分 Yamauchi et al. (1996),　Kaneda et al. (1997), Sugizaki et al. (1999, 2001), Sakano et al. (2002), 他空間分解 あすか衛星による観測 •  分解できた天体の寄与は 10% 程度 Fluctuation analysis: 大部分は一様な放射　→　3’x3’に110天体以上天体の明るさ　Fx < 10-14 erg/s/cm2 Lx < 2x1031 erg/s at the 4kpc arm N > 1 x107 sources 天体密度　n > 10-3 pc-3 Sugizaki et al. (1999) 空間分解 Chandra衛星による観測 "  分解できた天体の寄与は 10-15% 程度 Ebisawa et al. (2001,2005) "  もし点源起源であるならば、F2-10 keV < 3x10-15 erg/s/cm2 で　急激に数が増える天体が必要！空間分解 Chandra衛星による長時間観測 Chandra Deep Field: (l, b)=(0.113, -1.424) The authors conclude that we have resolved as much as 88+/-12% of the GRXE emission into point sources at energies near the 6.7 keV line. どのような天体か？ CV? Active binary stars? Revnivtsev et al. (2009) 硬X線撮像分光装置時代の観測 "  X線望遠鏡を使って観測したら、すべて暗い天体に分解することができるか →空間分解 "  空間構造／温度構造 →大局構造 "  拡散放射成分のスペクトルは？ →スペクトル解析関連天体のスペクトルとの比較空間密度大局構造 あすか衛星による観測 •  X線強度と電波強度の分布の比較 !  +/-30度以内に集中連続X線 6.7 keV輝線 Yamauchi et al. (1993) Sugizaki et al. (2001) 大局構造 RXTE/COBE衛星による観測 •  X線強度と近赤外線強度の分布はよく似ている !  COBE/RXTE/6.7keV line !  近赤外線：小質量星からの光 !  X線：高温ガスからの光 •  未発見の小質量星、白色矮星連星がたくさんあるのではないか！ Revnivtsev et al. (2006) 大局構造 銀河系内拡散X線放射の銀緯依存性 Cool component: ｓｃale height b〜3 deg Hot component: scale height b〜0.5 deg Kaneda et al. (2001) Scale height=100 pc程度　大局構造 銀河系内拡散X線放射の銀緯依存性 RXTE scan Revnivtsev & Molkov (2012) Scale height=107 +/- 5 pc 銀河系内拡散X線放射スペクトルすざく GCXE GRXE Uchiyama et al. (2013) 高電離したSi, S, Feから輝線 →光学的に薄い高温プラズマガスからの放射大局構造 すざく衛星による鉄輝線の観測 6.7 keV 6.97 keV 点源の分布銀河中心成分銀河円盤成分 6.7 keV line Yamauchi et al. (2009),　他 Line ratio 高 • 天の川に沿った方向温 •  6.7 keV 強度分布, (6.97 keV)/(6.7 keV) "  系統的に違う　→　起源が違う "  GCXEと点源とは分布が合わない Uchiyama et al. (2011) 銀河面拡散X線放射 鉄輝線スペクトルの例 Yamauchi et al. in prep. F6.97keV/F6.7keV F6.4keV/F6.7keV 0 0.5 1 0 0.5 1 F6.97keV/F6.7keV F6.4keV/F6.7keV 0 0.5 1 0 0.5 1 Intensity (x10−8 photons s−1 cm−2 arcmin−2) 1 10 100 1 10 100 1 10 100 6.4 keV 6.7 keV 6.97 keV 40 20 0 −20 Galactic longitude (degree) −40 Intensity (x10−8 photons s−1 cm−2 arcmin−2) 1 10 100 1 10 100 1 10 100 大局構造 すざく衛星による鉄輝線の観測 Chandra Deep Field 0 2 6.4 keV 6.7 keV 6.97 keV 4 Absolute Galactic latitude (degree) Yamauchi et al. in prep. 鉄輝線強度比 •  6.4 keV/6.7 keV line ratio 銀河中心ではX-ray reflection nebulaの寄与大　バルジ領域では銀緯が高くなると徐々に減少（銀河円盤領域では、統計が悪くはっきりしない） •  6.97 keV/6.7 keV line ratio 領域ごとで異なる値 GCXEの温度　＞　GRXEの温度大局構造 すざく衛星による輝線の観測 6.7keV 2.45keV 6.97keV 2.62keV Uchiyama et al. (2013) 硬X線撮像分光装置時代の観測 "  X線望遠鏡を使って観測したら、すべて暗い天体に分解することができるか →空間分解 "  空間構造／温度構造 →大局構造 "  拡散放射成分のスペクトルは？ →スペクトル解析関連天体のスペクトルとの比較空間密度 CV, Coronal starのスペクトル CVの例 Active binaryの例 EX Hya Ezuka & Ishida (2009) UX Ari Guedel et al. (1999) CVやActive binary の鉄ラインは決して強くない！ •  CVsのEW(6.7keV)　< 300 eV, Z(Fe) ≤ 0.5 solar (e.g., Ezuka & Ishida 2009, Baskill et al. 2005) •  Active binary starsの6.7keV line Z(Fe) ≤ 0.3 solar (e.g., Guedel et al. 1999) CV/Active binary合成スペクトルによるfit GRXE (28.46, −0.20) normalized counts s−1 keV−1 0.1 0.01 CV AB_highT 10−3 CXB AB_lowT FeI line χ 10−4 5 0 −5 2 Energy (keV) 5 •  Model CV multi-kT model kTmax=20 keV Z=0.5 solar AB 2mekal model kTlow=0.5 keV kThigh=2 keV Z=0.3 solar 鉄輝線強度が説明できない Yamauchi et al. in prep. 連続成分、輝線強度を満たす 点源の空間密度 •  表面輝度 η nL nL S = ∫ dx ≈ ∫ dx ≈ Δx 4π 4π 4π !  半径４kpcの円盤内に一様に分布していると仮定 !  CVの平均光度：LCV〜5x1031 erg/s (1031-1034 erg/sの平均) !  ABの平均光度：LAB〜1030 erg/s (1029-1031.5 erg/sの平均) •  必要となる空間密度観測値 nCV 〜 (0.6-3)x10-5 pc-3 !  2-10 keV fluxから (Patterson 1994, Patterson 1998, #  nCV〜10-4 pc-3 Schwope et al. 2002, Rogel et al. 2008) n < 5x10-4 pc-3 -3 -3 AB #  nAB〜5x10 pc (Fleming et al. 1989, Sazonov et al. 2006) 3.5x10-3 pc-3　(Warwick 2014) !  6.4 keV line fluxから #  nCV〜10-4 pc-3 (EW=150 eVを仮定) 広帯域スペクトル •  Excess emission above 10 keV = 非熱的放射ぎんが　他 RXTE Yamasaki et al. (1997) Kokubun (2001) 広帯域スペクトル Kaneda et al. (2001) Power-law component: b〜2 deg　以上の領域で目立ってくる銀河系内拡散X線放射の特徴と課題 •  空間分解 !  Chandra Deep Field：大部分は点源に分解 #  (l, b)=(0.113, -1.424)　←　バルジ領域　#  銀河中心、銀河円盤も同じと考えてよいか？ •  大局構造 !  銀河系の構造や赤外線放射の分布と良く似ている #  銀経+/-30度以内に集中／バルジに対応した放射の存在 #  銀河面領域：Scale height =100 pc程度　•  A5: 90 pc, F0: 150 pc, G5: 250 pc (Allen’s Astrophys. Quantities) !  星の分布と必ずしも一致しない #  少なくとも銀河中心領域には超過成分がある銀河系内拡散X線放射の特徴と課題 •  X線スペクトル !  高階電離した鉄からの強い輝線 #  既知のCVやABよりも強い輝線 #  CV/ABであるなら、観測されているよりも高密度で存在する必要がある #  強い鉄輝線を含む5-8 keVの温度を持つ天体が必要 •  そのような天体が高密度で存在している？ n > 10-3 pc-3 #  非熱的放射の存在 !  輝線強度比 #  銀河中心、銀河バルジ、銀河円盤領域で系統的な差 •  XIS視野内には3000天体以上が含まれていなくてはならない •  多くの天体の平均を見ている→同じようなスペクトルになるはず！ •  場所毎に異なる天体が担っている？まとめ銀河系内拡散X線放射 •  銀河円盤、銀河中心、銀河バルジ領域に存在する !  銀河系の構造や星の分布と相関　•  熱的成分には低温成分と高温成分がある　強い鉄輝線あり •  ベキ型関数スペクトルで表される非熱的X線放射が存在する !  銀河円盤から離れた領域で目立ってくる？起源は何か •  暗い点源の重ね合わせ？ !  CV/Active binary star？強い鉄ラインをもつ未知の天体？ !  鉄輝線、スペクトル、空間分布の違いの理由は？ •  真に拡がった高温プラズマガスはある？ !  エネルギー源は？