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すざく衛星による広がった
TeVγ線未同定天体の観測
松本浩典（京都大学理学部宇宙線研究室）
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目次
• 研究動機
• X線天文衛星すざく
– なぜ「すざく」がこの研究に向いてい
るのか？
• HESS未同定天体の観測
– HESSJ1614-518
– HESSJ1616-508
– HESSJ1804-216
• 議論: 暗黒加速器
(詳しくは次の馬場さん講演を参照)
2
陽子の加速現場を見たい
TeV …高エネルギー粒子。電子 or 陽子?
電子はX線で輝きやすい！
Flux(TeV)/Flux(X)=U(CMB)/U(B)
数μGの磁場で、U(B)～U(CMB)
 Flux(X-ray)～Flux(TeV)
TeVで明るく、X線で暗い天体を探そう！
3
HESS Galactic Plane Survey
TeV(>200GeV)で
初の銀河面探査
14の新天体
HESSJ1804-216
Gal. Cent.
対応天体が発見
されていないも
のがほとんど
HESSJ1616-508
(Aharonian et al. 2005, 2006)
HESSJ1614-518
3つの広がったunID
天体を選択
4
なぜ広がった天体？
すざくX線CCD(XIS)のもっとも得意とする事
=
高エネルギーX線による広がった天体の観測
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X線天文衛星「すざく」検出器
X線望遠鏡(XRT)+X線CCD(XIS)
… 0.3-12keV
•撮像と分光
•広がった高エネルギーX線に対する感度
•低エネルギー側でのエネルギー分解能
硬X線検出器(HXD)
… 10-600keV
•PIN + GSO + BGOアクティブシールド
•低ノイズでワイドダイナミックレンジ
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X-ray Imaging Spectrometer (XIS)
•4台のCCDカメラ(FI 3台+BI 1台)
•撮像と分光が同時に可能
視野
18分角 X 18分角
エネルギー範囲
0.2 – 12 keV
ピクセル数
1024 X 1024
ピクセルサイズ
24μm X 24μm
エネルギー分解能
(FWHM)
130eV @ 6keV
7
FI CCD(3台)とBI CCD(1台)
電極
空乏層
空乏層
電極
空乏層が厚い
邪魔する電極がない
高エネルギーX線に感度良し
低エネルギーX線に感度良し
8
有効面積
FIとBI (1台ずつ;XRT込み)
他の衛星と比較
高エネルギー側で優れた感度
9
FI CCDはBGDが低い
(BGD/単位立体角)/有効面積
～(天体に重なるBGD)/(天体からの信号)
～S/N比の逆数
BI
FI
FIは特に低いBGD
10
しかもBGDは安定している。
Blank skyのライトカーブ
XMM CCD
0
counts/s
10
20
counts/s
0.1
0.2
30
すざく XIS FI
0
5e4
1e5
Time (sec)
1.5e4
1e4
2e4
Time(s)
11
衛星高度が低いので地球磁場に守られている。
3e4
XISのエネルギー分解能
3本のFe line
銀河中心スペクトル
短い観測時間で極めて
良質のスペクトル
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FI CCDの特徴
•高エネルギーX線に優れた感度
•BGDは安定で低い
•エネルギー分解能が良い
•角度分解能(1分) (望遠鏡で決まる)
cf. Chandra(0.5秒), XMM-Newton(5秒)
高エネルギーX線で広がった天体を狙う！
HESS unID objectの研究にうってつけ！
13
BIの特徴
超新星残骸E0102-72のスペクトル
(24.6ks)
Chandra
BI
FI
XMM pn
BIでありながら、FIと同等のエネルギー分解能14
Hard X-ray Detector (HXD)
BGO
Si PIN
GSO
光電子増倍管
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PIN: 10—60keV, GSO: 30—600keV, BGO: アンチ
最高感度を達成
Line Components
Continuum Components
10-4
HEAO
A-4
5
SIGMA
Flux (cts s -1 keV-1 cm -2)
Ginga
GSO: 350cm 2
PIN: 160cm 2
E/E = 0.5
10-5
HEXTE 40ks
PDS 40ks
5
40ks
100ks
10-6
OSSE
HXD PIN
5
HXD Phoswich
5
10
50
100
Energy (keV)
500
1000
16
HESSJ1614-518
HESS TeV γ-ray image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
新天体で最も明るい
XIS FOV
50ks
HESSJ1614
(l, b)=(331.52, -0.58)
17
XIS image
0.4-3keV
3-10keV
srcA
srcC
3つのX線天体を発見。
srcB
A&B: extended, C: point like
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X-ray and TeV image
TeV image
3-10keV
srcA
0.4-3keV
srcB
srcC
srcAが、TeVγ線ピーク位置と一致。
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X-ray spectrum (src A)
3-10keV
Featureless = non-thermal
Γ=1.73+/-0.33
NH=1.21+/-0.5e22 cm-2
F(2-10keV)=5.3e-13 erg/cm2/s
20
X-ray spectrum (src B)
0.4-3keV
Featureless = Non-thermal?
しかし、異様にソフト
Γ=3.60+/-0.23
NH=1.24+/-0.1e22 cm-2
F(2-10keV)=3.6e-13 erg/cm2/s
Swift/XRTでも検出
(Landi et al. 2006)。
しかし、正体不明。
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X-ray spectrum (src C)
0.4-3keV
Thermal spectrum
kT=0.63+/-0.1
Abundance=0.18+/-0.5 solar
NH=0.28+/-0.2e22 cm-2
F(2-10keV)=7.6e-15 erg/cm2/s
Swift/XRTでも検出
(Landi et al. 2006)
たぶんB9型星HD145703
22
HESSJ1616-508
HESS TeV image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
(l, b)=(332.391, -0.138)
XIS FOV
45ks
HESSJ1616
23
XIS image
XIS FI (S0+S2+S3): 3—12keV
TeV image
45ks
•X線で対応天体がない。
•F(2-10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2
詳しくは
Matsumoto et al. 2007
PASJ, すざく特集号
(PASJ, 59, S199, 2007)
24
HESSJ1616-508
0.4--3keV
超新星残骸RCW103の影響
3--12keV
25
HESSJ1804-216
HESS TeV γ-ray image (excess map)
新天体で最もソフトな
スペクトル
XIS FOV
40ks
HESSJ1804
(l, b)=(8.401, -0.033)
Provided by S. Funk (MPI)
26
XIS image
XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV
Swift XRT (Landi et al. 2006)
Chandra (Cui & Konopelko 2006)
Chandra (Kargaltsev et al. 2007)
TeV image
srcA
srcB
Chandra (Kargaltsev et al. 2007)
srcA: extended
srcB: point-like
40ks
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HESSJ1804-216
0.4-3keV
3-10keV
28
XIS spectra (srcA)
srcA
srcA: 広がっている
srcB
NH=11(±8)e22cm-2
Γ=1.7(±1.2）
F(2-10keV)=4.3e-13erg/s/cm2
吸収が非常
に大きい
29
XIS spectra (srcB)
srcA
srcB: 点源
NH=0.2(<2.2)e22cm-2
Γ=-0.3(±0.5）
F(2-10keV)=2.5e-13erg/s/cm2
srcB
やけにフラット
詳しくはBamba et al. 2007 PASJ, すざく特集号 (PASJ, 59, S209, 2007)
30
Hard X-ray vs TeV Gallery
HESSJ1614
srcA
Hard
X-ray
HESSJ1616
HESSJ1804
srcA
srcB
srcB
TeV
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TeV vs X-ray
Γ(TeV)
F(1-10TeV) Γ(X) F(2-10keV) F(TeV)/F(X)
erg/s/cm2
erg/s/cm2
1.8e-11
1.7
5.3e-13
34
HESSJ1614
(srcA)
2.46
HESSJ1616
2.35
1.7e-11
---
<3.1e-13
>55
HESSJ1804
(srcA)
2.71
1.0e-11
1.7
4.3e-13
23
Cf. Crab ～0.003, RXJ1713-3946～0.1
参考情報
Γ(TeV)
F(1-10TeV)
erg/s/cm2
Γ(X)
F(2-10keV)
erg/s/cm2
F(TeV)/F(X)
HESSJ1614(srcB)
2.46
1.8e-11
3.6
3.6e-13
50
HESSJ1804(srcB)
2.71
1.0e-11
-0.3
2.5e-13
32
40
もし電子起源だったら….
HESSJ1614-518
B=10μG
HESSJ1616-508
H.E.S.S.
B=1μG
Suzaku upper limit
Suzaku
B=0.1μG
Very weak B (B<1μGauss)
有り得る?
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まとめ
•すざくXISで次の3つのHESS unID 天体を観測。
•HESSJ1614-518広がった対応天体
•HESSJ1616-508対応天体なし
•HESSJ1804-216二つの対応天体候補
•どの場合も F(TeV)/F(X) が非常に大きい。
•X線対応天体候補の空間的広がりが、TeVとは違う。
•TeVを電子起源で説明するのは難しいように思える。
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いったい何者？
諸説あります… (馬場さん講演参照)
•PWN?
•古いSNR?
(Yamazaki et al. 2006, MNRAS, 371, 1975)
•ガンマ線バースト残骸?
(Atoyan et al. 2006, ApJ, 642, L153)
現在決め手なし！
γ線X線の更なる観測以外に、他波長の情報が必要。
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すざく観測実績&予定
•HESS J1702-420 (予定)
•HESS J1718-385 (観測済)
•HESS J1731-347 (観測済)
•HESS J1745-303 (一部観測済)
•HESS J1813-178 (観測済)
•HESS J1825-137 (観測済)
•HESS J1837-069 (観測済)
近い将来、これらをまとめて議論できると思います。
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