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XMM-Newton 衛星による電波銀河 Fornax A の東ローブの観測
磯部直樹（ISAS/JAXA; [email protected]）
金田英宏(ISAS/JAXA), 田代信, 阿部圭一, 伊藤光一(埼玉大学), 牧島一夫(東大理), 伊代本直子（GSFC/NASA）
2. XMM-Newton衛星による観測
1. 電波銀河 Fornax A
図2. XMM-Newton衛星の概念図
Fornax A (NGC 1316)は、南天で４番目に
明るい電波源であり、典型的なローブを持つ
電波銀河である。我々はASCA により世界で
始めてローブから逆コンプトン散乱X線を検
出し（図1）、電波との比較から、ローブ中の
電子と磁場のエネルギー密度を求めること
に成功した(Kaneda et al. 1995)。
一方、ローブを持つにもかかわらず、中心
核の活動性が非常に弱いこともASCAによっ
て明らかになっている(Iyomoto et al. 1998)。
Fornax A の観測パラメタ
 母銀河の座標
(a, d)= (03h22m41.7s, -37d12m30s)
 電波フラックス密度 (全体で)
SR = 98 ±1.5 Jy (2.7 GHz)
電波スペクトル
エネルギー指数 aR = 1.9 ± 0.2
 赤方偏移 z = 0.005871
3. 観測結果
X線望遠鏡
焦点面検出器
EPIC MOS / PN
XMM-Newtonは、1999年にESAが打ち上げた
Ｘ線観測衛星であり、 2種類のX線CCDカメラ
EPIC PNとEPIC MOS (MOSは2台:MOS1と
MOS2)を搭載している。非常に大きな有効面
積と広い観測帯域(0.15 - 12 keV程度)を持つこ
とを特徴としている。電波ローブのような広
がった天体の観測には、大きな威力を発揮す
る可能性がある。
これまで、ASCAによる Fornax A の観測は、混入点源の少ない西ローブに集中してお
り、西ローブについては電子や磁場の空間分布などがすでに明らかになっている
(Tashiro et al. 2001)。そこで今回、観測の少ない東ローブを詳細に調べるために、
XMM-Newton 衛星により、約 50 ksec の観測を行った。
* Optical Blocking Filter
20分角
図1. ASCA GISによるカラー画像。母銀
検出器
表1.
XMM-Newton
河周辺は取り除いてある。電波干渉計
による観測の諸元 MOS1
よる画像(1.5 GHz, 1989 Fomalont et al.)を
観測は2002年2月 MOS2
等高線で重ねてある。図中の大きな円
3日に行われた
は ASCS GISの視野の大きさを表す。四
PN
角は、ほぼXMM-Newtonの観測の視野
<3.2> X線イメージ
を表す。
Mode
Filter*
Full Frame Medium
Exposure
54.3 ksec
54.3 ksec
41.0 ksec
GTI
28.7 ksec
29.5 ksec
16.5 ksec
<3.1> Background Flare の除去
BGD Flare
(a) 10 – 15 keV
図3. MOS1全体でのカウントレート
(a) 10 – 15 keV, (b) 0.15 – 15 keV
0.15 Hz
(b) 0.15 – 15 keV
XMM-Newtonはバックグラウンド
(BGD) が非常に大きく変動すること
が知られている。そこで、ほぼBGD
で占められていると考えられる 10
keV以上のCCD全面でのカウント
レートが、MOSでは 0.15 Hz 以下、
PNでは 1 Hz 以下の時間帯のみ、
有効な観測時間(GTI, 図3の赤で
示した時間帯)として、解析に使用
することにした。
図のように 0.15 – 15 keV でも安定
したのカウントレートになっている。
4. ローブの物理パラメタ
図6.東ローブの多波長スペクトル
(Spectral Energy Distribution)
X線
10分角半径
X線の放射機構は？
aX ～ aR
MOS1,MOS2,PNを全て足し合わせたイ
メージ 5秒角半径のガウシアンでスムージ
ングた。視野内に 92 個のX線の点源が検
出された。（ほとんどがはじめて検出された
X線源で、他の波長で対応天体がない。）
逆コンプトン散乱
と考えられる。
Seed Photon は？
ローブのサイズが大きい
中心核が活発でない
電波
シンクロトロン
宇宙マイクロ波
背景放射(CMB)
電波 SR ∝ ue um V
X線 SX ∝ ue uCMB V
図7. ローブ中の電子と磁場の
エネルギー密度, ue と um
um [erg cm-3]
東ローブ
ue = um
西ローブ
ue
電子
um 磁場のエネルギー密度
uCMB CMB
V
ローブの体積
電波とＸ線の強度から
ue と umが求められる
図4 XMM-Newtonで得られた東ローブのX線イメージ
<3.3> 東ローブのX線スペクトルフィッティング
図5. MOS1, MOS2で得られた
東ローブのスペクトル
（検出器の応答を含んでいる）
図4 の緑の円内(10分角半径)
のデータを全て積分した。MOS
のデータは、0.3 – 6 keV程度の
エネルギー帯域で十分な統計
のX線が検出さたが、PNのデー
タはバックグラウンドが高く統計
が不十分であったため、スペクト
ル解析には使用しないこととし
た。また、1.5 keV付近は検出器
に由来する輝線が存在するため
に削除した。
西ローブも東ローブもほぼ同じ
ue と um になっている。
ue < um になっている
唯一の天体である
ue [erg cm-3]
BGDを差し引いたイメージ。検出された
点源を全て取り除いて、40秒角半径の
ガウシアンでスムージングしてある。
電波ローブの領域から広がった放射が
はっきりと検出されている。Ｘ線の方が
電波に比べてやや中心核によっている
ような気配がある。
Fornax A は中心核が不活発ですで
にジェットが止んでいるため、ローブ
中の電子がシンクロトロン/逆コンプト
ン冷却で、すでにエネルギーを失っ
てしまったためではないか？
MOS1
MOS2
MOSのスペクトルは、我々の銀河による吸収を受けた Power Law のスペクトルで、
非常によく表すことが出来た。非常にハードなスペクトルであることが分かった。
吸収のColumn density
NH = 1.9 x 1022 cm-2 (固定)
エネルギー指数
aX= 0.52 ± 0.11
X線強度
東ローブとほぼ同じX線強度であった。
フラックス密度 SX(1 keV) = 91 ± 6 nJy
フラックス
FX(2-10 keV)= 7.5 ±1.2 x 10-13 erg s-1 cm-2

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