線天文衛星すざく、および 銀河から   による離れた高温プラズマのＸ線放射の研究

小澤 碧
京都大学大学院 理学研究科 物理学第二教室 宇宙線研究室

 年  月  日

概要
爆発的な星生成活動を行うスターバースト銀河 の銀河面から   離れたところに位置する     の広がったＸ線放射があることが過去のＸ線観測により知られている。
 領域を  線衛星「すざく」、「  」を用いて観測した。すざくに搭載されたＸ線
今回、この 検出器  と  に搭載されたＸ線  検出器  は良いエネルギー分解能、大きな有効面積を併せ持っており、われわれは             の  殻輝線 と  の殻輝線の検出に成功した。観測された  線スペクトルは熱的平衡状態にある高温プラズマが２つの温度状態で存在するとして説明できた。この結果から      の重元素アバンダンスの決定に成功した。これらの重元素のアバンダンス比は、 型超新星爆発で作られる元素のモデルや、宇宙初期における  型超新星が卓越していた頃の元素比を留めていると考えられる絶対的な重元素量が小さい !" #$%%& な星の観測結果
 の中の高温プラズマの起源が  内部のスターバースト活動の結果と非常によく一致する。この結果は起こった  型超新星爆発であることを支持する。

と呼ばれる領域には

 内部のＸ線を放射するプラズマの質量は太陽の約  万倍あり、内部に含まれる熱エネルギーの総和は超新星爆発数千発分に及ぶことが分かった。  内部のプラズマが強い衝撃波によって現在の位置まで伝播したとするとおよそ  万年前に  銀河から噴出したと概算できた。これは典型的なスターバーストのタイムスケールと一致しており、  銀河が数千年万年から  億年前に近傍の渦巻銀河  と重力的な相互作用を起こしてスターバースト活動を起こすことになったタイムスケールとも矛盾

また、観測で得られた結果からしない。

'(" '""&)* がわれわれの測定した  内部の重元素アバ
ンダンスに与える影響を考察した。また、スペクトルからは  の )+, から )+ に相当するエネルギーの,-  のラインが辛うじて検出されたが、これは  内での電荷交換の可能性を示唆している。この電荷
議論ではダストから重元素が溶け出す現象（

交換がわれわれの観測結果に及ぼす影響についても議論した。



目次
第

章




,

第章





第章




,
-

第

章

,
,
,
,,
,,
,

第章

-
-
-
-,

スターバースト銀河  概観 
スターバースト銀河                                      銀河中心領域の過去の観測                                 
 銀河から ./  * 離れた領域の過去の観測                      ,スターバースト銀河を観測する意義

 線天文衛星

 検出器概観                               
 線天文衛星すざく                                        
 線天文衛星                                    
Ｘ線科学衛星とＸ線

すざく衛星搭載  のエネルギーゲイン確認

 の $  付近のエネルギーゲイン確認の意義                   
 銀河を用いたエネルギーゲインの確認                           
0 ,  銀河を用いたエネルギーゲインの較正                        
0 -,, 銀河を用いたエネルギーゲインの較正                         の $  付近エネルギーゲインの現状のまとめ                     



すざく

 銀河,

領域の解析およびその結果

 観測データの処理                                       ,イメージ解析                                            , 搭載Ｘ線  検出器  による  のスペクトル解析           ,  データによる点源 のスペクトル解析                   -
すざく データの解析手順                                   すざく と   を合わせたスペクトル解析結果               -,得られた結果の不定性                                       -議論                                      
 内部の物理的パラメータの概算                                ,
 内に含まれるダストの影響の考察                              
電荷交換反応による輝線放射                                   
重元素アバンダンス比



図目次
 左：  銀河と  銀河の位置関係。上方が 、下方が  である。右：  銀河の合成画像。青は可視光、赤は 1 線。                                 様々な波長で観測した  銀河の多色合成画像。図  とは傾き角度が異なることに注意。   で観測されたＸ線。グレースケールは
 Ｘ線と 1 線でみた  銀河。コントアは1 線。                                               大気による電磁波の吸収。右縦軸は強度が 2 になる高度を示す。                 南大西洋上空の地磁気異常地帯 /33*。光度 -! での -  以上の陽子の分布を表す。   電荷転送非効率                                           , 表面照射型  線  による  線の検出原理                           - すざくの軌道                                             すざく 衛星外観 /左* および内部構造 /右*                              45 外観                                              
 6%#"&  型  線反射鏡                                         線望遠鏡有効面積                                         , 正規の斜入射光路 /左*。非正規の入射光路 /中、右*                        , プレコリメータによって非正規の入射を低減できる /左*。プレコリメータ外観 /右*。       & 7  %8$ 9( の迷光イメージ /左*。シミュレーションによる迷光イメージ /プレコリメー
タあり:中、プレコリメータなし:右*                                  点源 / 0    -* のイメージ /左* と /右*                       , & 7 の観測のビグネッティング曲線。エネルギーは $  と $  を表示してある。  -  検出器の外観（左）。 の  部分外観（右）。                        の読みだしシステム。                                       の有効面積                                             の較正線源の )  輝線エネルギー中心の時間変化（左）とエネルギー分解能の時間変化（右）。                                                  のエディットモード                                        の検出器バックグラウンド。夜地球の〜 ( の観測データ。 で高エネルギー側
 は空乏層が薄く不感層が無いために  内での電荷の広がりで増えるのは裏面照射型
が小さくなり、荷電粒子バックグラウンドを信号とみなしてしまうことによる。           のパルスハイトとエネルギー関係。裏面照射型 /* を  次曲線で合わせたもの（上）とこの残差が示されている。                                  視野中心の吸収体の時間変化（左）と吸収体の場所依存性（右）。                 
 1 外観                                              , 1 概略図                                             



図目次

-  の概略図。左下の望遠鏡のうち２つは 40 のためにある。右に見えるのは焦点面に置かれたＸ線検出器。緑はラジエータを備えた  $ 。紫は ) のラジエータ。水
色は 40 のラジエータ。                                      ,  の軌道                                        ,  $) 検出器に入射するＸ線の光路。スケールはこの通りではない。               $  検出器に入射するＸ線の光路。スケールはこの通りではない。             方位角方向に平均したＸ線望遠鏡の  の形状                             望遠鏡の有効面積（検出器を含む）                          横軸を %8$ 9( 角（視野中心からの角度）にとったビグネッティング関数。.$-. のシミュレーション。エネルギーはいくつかを選んである。                             ２種類の  の  カメラの配置図。 /左*、)/右*。斜線は . 直径の円である。    と  の量子効率。実線は  点線は 。                   , ) の量子効率                                             -  のバックグラウンドスペクトル。-    の構造は 3#$ $ の蛍光輝線。
-  以下での増加は検出器ノイズによる。                             ) のバックグラウンドスペクトル。（上：()# ;)" 下：<%'7# ;)"）-  は 3#$
α、--  は &$ α、  付近は $ α、 '$ α、=)$ α、- は %$ αによる輝線である。                                           回折格子の概略図                                             個の  構造の  を並べた 40 のＸ線検出器部分 4 チップの概略図。  の半面は露光領域、もう半面は蓄積領域である。回折角は左右の > 軸に対応しており、高エネル

ギーＸ線（波長が短いＸ線）ほど > の大きい方向に散乱される。                  中心領域 40 のスペクトル                                    中心領域  のスペクトル                                    中心領域  のスペクトルフィット                             ,  エネルギー中心 と 40 の比較                              
-  エネルギー分解能のフィット結果。横軸は  のセンサー。縦軸はエネルギー分解能。
黒は  のデータをフィットして得られた観測結果。赤は現行の応答関数で取り込まれている - 年  月時点でのエネルギー分解能。                           40 と 40 を足し合わせた 0 ,  のスペクトル（黒）。赤はベストフィットモデル。

下段はこの残差。                                          0 ,  中心領域  のスペクトル                               , 0 ,  中心領域のスペクトルフィット                             , 0 ,  輝線中心エネルギーの比較                               , 0 -,,40 のスペクトル                                    , 0 -,,40 の ス ペ ク ト ル フ ィ ッ ト 。図  の 拡 大 図 で あ る 。縦 軸 の 単 位 は   Å  、横軸はÅ。                              , 0 -,, 中心領域  のスペクトル                               , 0 -,, 中心領域のスペクトルフィット                             ,,, 0 -,, 輝線中心エネルギーの比較                               ,









図目次

, すざく /?* による  のＸ線イメージ / $ * 。最もＸ線が強い（黒い）ところがほぼ  銀河中心に相当する。銀河面から ./  * 離れた位置 /  領域* から広がったＸ線放射が見られる。                                       ,,   による  のＸ線イメージ / $ * 。  と  のたしあげ。 -, 点源 のスペクトル。黒は  $)、赤は  と  をたしあげたものを  台分になおした。                                               -,, 単純に  からバックグラウンド領域を引いた  のスペクトル。ベストフィットの; 3 モデルも示してある。黒い四角は  $)、白い丸は  と  をたしあげたものを１台分に直した。                                    -,- 単純に  からバックグラウンドを引いた  のスペクトル。熱的プラズマ一温度の結果。
-  付近に残差が見られる。黒い四角は ? /*、白い丸は  / * をたしあげたものを１台分に直した。                                     -, 単純に  からバックグラウンドを引いた  のスペクトル。ベストフィットのプラズマ二
温度 /; 3 * モデルも示してある。黒い四角は ? /*、白い丸は  / * をた
しあげたものを１台分に直した。                                  -, .?0$5. の  スペクトル。ベストフィットの ; 3 モデルも示してある。黒い四角は ? /*、白い丸は  / * をたしあげたものを１台分に直した。         -, . 3$5. の  スペクトル。ベストフィットの ; 3 モデルも示してある。黒い四角は ? /*、白い丸は  / * をたしあげたものを１台分に直した。         -, スペクトルフィットの結果得られた、原子番号に対する金属アバンダンス量。          -, 電離非平衡でのフィット結果。                                   -- 重元素組成比。横軸は原子番号、縦軸は太陽組成を１としたときの  に対する各元素の重元素組成比。観測結果 /; 3 * とともに、 " #$%%& な星の観測結果、 型、 型超新星モデルから合成されると予想される重元素比を示す。                       -  に対する     の重元素アバンダンスの %)@<)  %)"%'&（; 3 のフィット結果）
。コントアには A A )< A の信頼曲線を描いている。             -  の輝線の %)@<)  %)"%'&。横軸は図 , に一つのガウシアンを加えた際のライン中心。縦軸はガウシアンの吸収を受けていないフラックス /B ! (  *。コントアは信頼度がA AA のものを示してある。                               




表目次
 この論文で適用した太陽重元素アバンダンス                             すざくとあすかの 45 性能の比較                                   衛星搭載検出器の特性                               , すざくと  の  の観測詳細                            ,, 単純にバックグラウンドを引いた方法１のフィット結果。; 3 モデルのノーマリゼー *    !  を単位とする。ここで  は体積、ションは /  ,は距離。重元 ! 。ガウシアンのノーマリ
素アバンダンスは太陽組成単位。吸収柱密度  の単位は 
ゼーションの単位は吸収を受けていないフラックスで  B !  (  である。       -,, 3$5 と ?0$5 の同時フィッティングの結果（方法その２）。バックグラウンド領域の、  領域に対する面積比は , , である。; 3 モデルのノーマリゼーションは/  , *   !  である。ここで  は体積、 は距離。重元素アバンダンスは
太陽組成単位。吸収柱密度  の単位は  !  。ガウシアンのノーマリゼーションの単位B !  (  である                  -は吸収を受けていないフラックスで 


























第

章

スターバースト銀河 概観

スターバースト銀河を観測する意義

宇宙創成後しばらくの間、宇宙を構成する元素はほとんどが水素とヘリウムであった。しかし現在では多くの重元素が銀河団Ｘ線プラズマに代表される銀河間物質中に存在する。この銀河団プラズマ中に含まれる重元素の質量は、驚くことに現在銀河の内部に含まれる質量とほぼ同程度である。この事実は銀河の内部の星がつくりだした重元素の約半分がなんらかの過程を通じて銀河間空間へと放出されたことを物語っている。そして
この放出過程の最有力候補であるのが「スターバースト銀河」である。スターバースト  銀河は爆発的な星生成活動を行っている銀河の総称であり、現在比較的穏やかな星生成活動を行っているわれわれの天の川銀河
よりも単位体積あたり

 倍以上の星生成率を有する。スターバースト銀河はその活発な星生成活動の帰結として、多くの超新星爆発  が集中して起こり、その結果超新星の残骸を含む銀河の内部の物質を銀河の外に噴出すると考えられる。これが銀河風（スーパーウィンド）として観測される。スターバースト活動は重い星が最後に迎える超新星爆発の結果生じる大量の熱的、運動エネルギーや重元素を、銀河風を通じて注入する。
重元素量を多く含んだ放出物は銀河と銀河の間に存在する銀河間物質と混じり、現在

C &!$B%" )"& # "!<'! /61 * や )"& $ #'("& !<'! / * となった。このように、スターバースト活動は宇宙における重元素合成と拡散、そして銀河の進化を紐解く鍵を握っていると言える。我々は宇宙初期に起こっている
スターバースト活動を直接観測することは出来ないが、そのかわりに近傍のスターバースト活動中の銀河の高温プラズマを観測することによって、遠方の銀河で起こっている基本的な過程を明らかにすることが出来る。

 スターバースト銀河 
スターバースト銀河の観測をするにはなるべく近い銀河のほうが良い。そこで我々は近傍で最もＸ線で明るいスターバースト銀河の中の１つである

 に注目した。  はわれわれの銀河からおよそ  の距

 倍の速度で星生成を起こしている。スターバースト活動は数千万年前から
 億年前に  と、近傍にある渦巻銀河  が近くをかすめて重力的な相互作用を起こした結果として誘起されたと考えられている。図  は可視光で見た現在の  と  の様子である。下方に見えるのが渦巻銀離にあり、われわれの銀河の約数

 スターバースト活動では星が一挙に大量に作られ、その数は太陽よりも数  倍重い星だけでもおよそ万〜  万個に及ぶ。ス
ターバースト活動は殆どの場合銀河中心核の近くで起こる。銀河円盤における活発な星生成領域に比べて更に  倍以上の規模で重い星を生成する。
 主に  型超新星爆発と  型超新星爆発に大別される。 型は白色矮星の連星系で、パートナーの星から白色矮星表面にガスが流れ込んできた結果、白色矮星の中心部で炭素が爆発的に燃焼したものである。 型では約８ ¬ 以上の主系列星が核融合を起こして結合エネルギーが最大の  元素を合成したあと、 の核が収縮して吸熱反応の光分解を起こす。この結果中心部の圧力が急激に下がって重力崩壊を始める。中心部の重力崩壊が中性子の縮退圧で止まると外側から落下した物質が中性子の芯に跳ね返されこの衝撃波によって星全体が吹き飛んだものが  型超新星爆発である。
 

 
 光年







第

 章 スターバースト銀河  概観㪩㪼㪻㪑㩷㪟㱍 㪠㫄㪸㪾㪼㩷㩿㪪㪬㪙㪘㪩㪬㪀

5’ = 5kpc

図 

左： 銀河と  銀河の位置関係。上方が 、下方が  である。右： 銀河の合成画像。青は可視光、赤は  線。

㤛✛㸢นⷞశ䋨䊊䉾䊑䊦䋩䉥䊧䊮䉳㸢H㱍䋨䊊䉾䊑䊦䋩⿒㸢⿒ᄖ✢䋨䉴䊏䉾䉿䉝䊷䋩㕍㸢 X✢䋨䉼䊞䊮䊄䊤䋩

5’ = 5kpc

図 

様々な波長で観測した  銀河の多色合成画像。図  とは傾き角度が異なることに注意。



 銀河中心領域の過去の観測

図 

河

Ｘ線と  線でみた  銀河。コントアは で観測されたＸ線。グレースケールは  線。

 であり、上方に  が見える。  は銀河面をほぼ横から見ている。  は    年にわたって

連続的に超新星爆発を起こしたと考えられており、この結果、中心から高温プラズマを含むガスやダストを銀河
風（スーパーウィンド）として放出している（
これが図 の右に見られるように 1D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*ED1%%( " # /-*E）。

線  で捉えられている。

  銀河中心領域の過去の観測

 は典型的なスターバースト銀河であり、近傍で最も明るい銀河の中の一つであるため、ほぼ全ての電磁波の波長での観測が行われている。これは電波のような低周波数から 5 γ線のような高周波数に及ぶ。 線観測についても、実質全ての  線天文衛星が  を観測している。  銀河中心付近には超高光度  線源である点源  $ があり、  以上の  線放射の大半はこの点源の寄与である/D "('!%"% 5('&' /*ED"  0&Æ"B( /*ED "('!%"% " # /*E D &" " # /*E*。
 銀河中心部の熱的に平衡なプラズマの性質は、あすか、?%3   そして 
 電離した水素が再結合した際に発せられる。エネルギー準位 から   への遷移であり、

 Åの赤色可視光である。

第 章 スターバースト銀河  概観/D "('!%"% 5('&' /*E D"  0&Æ"B( /*E
D "('!%"% " # /*E D &" " # /*E*  に搭載された 40 Ｘ線分光検出器を用いた研究は 4 < らや &# らによって行われた /D4 < ";)( /*E 、D&# " # /,*E*。
 線スペクトルは複数（ 5 +  $ -  ）の熱的な成分の和としてよく表され、吸収は  に存在する冷たい物質によるものと考えられる。アバンダンスの絶対量は あすか  の 40
 検出器を用いた結果によって数倍から数  倍程度異なった値が報告されている /D5('&' " # /*E
D4 < ";)( /*E D";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E D&# " # /,*E*。
酸素、鉄のアバンダンスは珪素や硫黄よりも数倍少ないという結果は、 あすか  で共通している。 型、 型超新星爆発の重ねあわせではこのアバンダンスを説明することは出来ない。このように、
 自体のアバンダンスはまだ決着がついていない。
に搭載された検出器を用いて調べられてきた。

  銀河から

 離れた領域の過去の観測

 の   Ｘ 線 衛 星（青 色 ）の結 果 か らも 分 か るよ う に 、  銀 河 の 外 にも  線 の広 が った 放 射 が 見 ら れ る 。放 射 は 中 心 核 か ら ハ ロ ー の 方 向 へ 、主 に  を 楕 円 と 見 た と き の 短 軸 の 方 向 に図広がっている。このＸ線放射はさまざまな温度の熱的平衡状態にあるプラズマの和として説明できる。

/D6 "(%) " )& 0&Æ"B( /,*E D 77 )% /*ED"& # )< %)! ) ";)( /*E*
 線衛星
 を用いた観測からは  銀河本体から .（これは   離れた位置では   の距離に相当する）離れた位置から /  * /  * の大きさを持つ広がった  線放射が発見され、同じ場
所から 1 線の放射も検出された（図  ）/D;) ? ##F /*ED B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E*。
 と名づけられた。この  線放射は ";)(
この領域はその形状がまるで帽子のようであったことから
らにより  年、  を用いて確認された /D";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E*。 B)&"らは  線放射の原因は、  から吹き出した銀河風と光電離した  のハローとの相互作用による衝撃波加熱によるものだろうと説明した /D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E*。一方 1%%( らは - 年、  領域
から 03  衛星により紫外線放射を検出し、  中のダストが  内部のスターバースト領域で  型星や ? 型星から放射された紫外線を反射しているのだと提案した /D1%%( " # /-*E*。
 や  で得られた  領域の  線スペクトルは      - 
/D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*ED";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E* で表される。重元素アバン
 領域に含まれる高温プラズマの起源を探る上で鍵となる要素であるが、スペクトルの分解
ダンスはこの


能及び統計的な制限により、現在まで重元素アバンダンスを求めることに成功した例はない。

 領域を すざく の  線  検出器  を用いて長時間（ (）観測した。
は良いエネルギー分解能を持っており、特に   から   の低エネルギー帯では世界最高性能を誇 領域のスペクトる。そして検出器バックグラウンドも低い。これらの特性により我々は過去最高精度の従って、今回我々はルを得ることが出来、高温プラズマの現象を解明し、重元素量を調べることが出来た。更にも過去に同じ場所の観測があったので、加えて で のアーカイブデータの解析も行った。

&<! ) " # に 従 っ て  ま で の 距 離 と し て  +   を 適 用 す る/D&<! ) " # /*E）。この論文で太陽の重元素アバンダンス として適用したのは表  である。
（D3)<&( 0&;(( /*E）
この論文では以下、

 太陽において、水素原子が１つ存在する時に他の重元素がいくつ存在するか。

, 銀河から ./  * 離れた領域の過去の観測表 

この論文で適用した太陽重元素アバンダンス"%! )'!7& "%! )'!7& "%! )'!7&1      -           --       3&   
 ,     
























第章

 線天文衛星


Ｘ線科学衛星とＸ線  検出器概観 宇宙Ｘ線観測
図 に様々な波長の電磁波の大気吸収の影響を示した。大気に吸収され地上には到達しない波長の電磁波

は大気の外から観測するしかなく、Ｘ線も例外ではない。



軌道の選択

天文衛星は地球周回軌道をとる。軌道の選択は、バックグラウンド強度、軌道寿命、観測の時間効率、連続して観測できる時間、地上受信局の通信時間、などを考慮しておこなわれる。宇宙線が大気と相互作用をして図 

大気による電磁波の吸収。右縦軸は強度が  になる高度を示す。

第

図 

南大西洋上空の地磁気異常地帯

 章  線天文衛星。光度   での   以上の陽子の分布を表す。

つくるＸ線は高度が高いほど小さくなるが、一方放射線帯粒子は高度とともに増加する。これは低軌道では地球磁場により高エネルギー粒子が入ってくる数が小さくなるからである。高緯度地域では宇宙線強度は強くなり、放射線帯粒子も増加する。したがってバックグラウンドの観点からはもよい。すざくが高度-! 程度の高度の軌道がもっと--! の軌道をとったのもこのためである。但しこのような低高度では残留大気との衝突で高度が徐々に下がるので軌道寿命は短く、５年程度である。低高度の円軌道の欠点は連続して観測でき 分程度で、長時間連続観測が出来ないことである。また図  に示された南大西洋状の地磁気の異常地帯（%'"B 3"# )" 3)%! #F : 33）では放射線帯が ! の低高度まで下がっており、ここを通る時間が過する時も観測を中断しなければならない。

 分角以下になると、点源に対しては殆ど問題にならなくなる。大型のＸ線天文衛星   及び   はそれぞれ近地点高度 ! と 
万 ! 遠地点高度  万 ,! と , 万 ! の長楕円軌道に打ち上げられた。いずれも長時間連続観測が目的であるが、  の場合には
/電荷結合素子* を放射冷却のみで$ 度〜$ 度に冷やすこともこの軌道が選ばれた理由である。軌道周期はいずれも , 時間である。
バックグラウンドは立体角に比例するので、検出器の角分解能が  線  検出器

/ B & %'#< <; ：電荷結合素子* は ! 平方程度のピクセルと呼ばれるフォトダイオードを  個ほど平面に並べたもので入射光による各ピクセルの光電子を電荷転送によって直列に読み出す
 は高感度、高エネルギー分解能（-  で   程度）、高位置分解能、小型、低電撮像素子である
力の光学撮像素子として、天文学をはじめとしてさまざまな観測分野で画期的な進展をもたらした。光学素子であるフォトダイオードが! 程度と小さいこと（低容量）と、電荷転送という高効率の読み出し技術、低雑音が高感度の理由である。

 はＸ線のエネルギーと空間分布が同時に観測できる理想的な分光撮像素子である。欠点としては高 に要求されることは、欠陥ピクセルがないこと、低雑音、厚い
速計数が困難なことが挙げられる。Ｘ線

Ｘ線

空乏層  、高い電荷転送効率  である。エネルギー分解能を決める要素は電離電子数のゆらぎ、熱雑音、前置  内部の有感領域

 電荷転送効率（  Æ  。 のあるピクセルで生じた電荷は読みだし口まで順次となりのピクセ

ルに電荷を転送する。しかし、一般にこの転送は完全ではなく 回転送するたびに少しずつ電荷を失う。 回転送するたびに失う
 で定められる。転電荷の割合を電荷転送非効率   Æ と呼ぶ。電荷転送効率は 
送回数が多いほどこぼれる電荷が多いので読みだし口から遠ざかるほど輝線の中心エネルギーはみかけ上低くなる 図  。これは  が分かれば補正することができる。しかし、電荷がこぼれ落ちるのは確率過程なので、転送回数に従ってラインが太くな Ｘ線科学衛星とＸ線  検出器概観

図 

電荷転送非効率

増幅器の雑音である。エネルギー分解能を良くするために

 は熱電素子と放熱板で冷却し、$, 度以下で使用される。

 表面には可視光を遮断するフィルターが必要である。紫外線や軟Ｘ線は  表面の電極構造で吸収さ を裏面照射型（?  ##'!) "< : ?） 
れるので背面から入射させて使用する。このような構造のと呼ぶ。これに対して従来どおり電極側から入射させるものは表面照射型（&%)" ##'!) "< : ）と の検出原理を図 , に示す。 線  に  線光子が入射すると、空乏層で光電吸収呼ぶ。表面照射型
され、 線のエネルギーに比例した数の電子が生成する。この電子を電極部に集め、電子数に相当する電気信号として計測し、入射  線のエネルギーを決めることができる。
 が分光撮像素子として宇宙Ｘ線観測に初めて使用されたのはあすかである。以来     すざくのＸ線衛星に搭載された。
  線  検出器の放射線障害

 検出器の放射線障害は電荷転送効率の減少と暗電流 の増加であり、いずれも放射線によって発生するシリコンの格子欠陥が原因である。これは殆どが宇宙線陽子による被爆による。あすかやすざくの軌道では

33 で受ける。放射線障害により時間とともにホットピクセル  の数が増加す の劣化が観測された。  は放射線帯のる。  衛星では打ち上げ後  ヶ月で予想外に早い
中心部を通過するが、このとき低エネルギー /$ * の陽子がＸ線反射望遠鏡により反射され、殆どの被爆を南太西洋上の上に集まったものと推測されている。

 の放射線対策としては吸収体による遮蔽以外に動作温度による方法がある。低温で  を動作させほ のように動作する。
ど、欠陥準位は電子で満たされ熱励起によって準位が空くことはないので欠陥の無い は   の  の低エネルギー陽子による劣化を知り、放射線帯を通過中はシャッターを閉じることにより損傷を回避している。

る エネルギー分解能が悪化する ことは補正できない。
 光を遮断した状態でも発生する電荷による電流。
 暗電流の大きいピクセル



第

図 

表面照射型  線  による  線の検出原理 章  線天文衛星

  線天文衛星すざく



図 

すざくの軌道  線天文衛星すざく  概観/3("&%$* 衛星は日本が打ち上げた - 番目の  線天文衛星であり、 年  月に軌道投入に失敗した 3("&%$ 衛星の  号機である。- 年  月  日に内之浦宇宙空間観測所 /G * から $ 型ロケット 
号機によって高度約 --!/軌道周期は約  分* の略円軌道に打ち上げられた。
直径 ! の八角柱の形状で全長 -!/軌道上で鏡筒伸展後* の大きさをもつ。太陽パネルを広げた幅は-,! 衛星の重量は  に及び、日本の科学衛星としてはこれまでに無い大型衛星である。 軸制御で太陽電池パネルが太陽から  度以内の方向に向くように制御されている。
すざく衛星は低軌道のため、ほとんどのターゲットは軌道周期の 2 ほどの時間は地没してしまう。また、
すざく

大西洋上空地磁気異常地帯では荷電粒子のバックグラウンドが高くなるため、観測をすることができない。これらの理由により、後述する

 などに比べ観測効率は約 , A とそれほど高くないが、低軌道で高エネルギー宇宙線粒子が少ないのでバックグラウンドが低くほぼ定常であるという利点がある。

 線反射望遠鏡 /45* が - 台と、焦点面には , 台の  線  カメラ /* と  台の高精度  線分光装置 /4* が置かれている。またこれに加え、硬  線帯域 /H* を観測する硬  線検出器 /1* が  台搭載されている。これら計  台の検出器で  つの天体を同時に観測することが出来る。
これらのうち、4 は - 年  月  日、冷媒である液体ヘリウムがすべて気化してしまい、これ以降観測に用いることはできなくなった。以下では 4 についてはふれない。
すざく衛星には



第

図 

 

 線望遠鏡  章  線天文衛星

すざく 衛星外観 左 および内部構造 右 

45/図 * は、あすか245 を改良した薄板多重  線望遠鏡 - 台からなり、焦点面に  を置くもの /45$* が , 台、 4 を置くもの /45$* が  台ある。原理としては、斜入射角が十分小さければ /-$ 度* 線が全反射することを利用している。基本構造は、極薄の鏡面基板をもつ反射鏡を同心円状に多数配置している。鏡面形状としては、回転双曲面と回転放物面からなる 6%#"& 型光学系を円錐  段で近似している /図 *。
薄板多重型  線望遠鏡は、  214 3 のような基板を直接研磨する方式に比べ結像性能では劣るが、小型軽量でかつ開口率が高い、という特徴を持つ。45 は特に   の硬  線領域で現行の  や   を凌ぐ有効面積を有する。図  に各衛星搭載望遠鏡の有効面積を示す。しかし一方で ,分円を組み合わせて作られているために、像が , 分円のつなぎ目で途切れてしまい、点源が蝶々型に広がって見えること、視野中心から     離れたところに明るい  線源があると正規の  回反射をせずに焦点面に達する迷光が視野に入ってきてしまう /図 *、などの問題点がある。すざくは望遠鏡前面にプレコリメー
すざく搭載  線天文衛星すざく



図 
回転放物面

 外観
回転双曲面

入射光線
焦点

ミラー

図 

  型  線反射鏡

 線望遠鏡の問題であった迷光を小さく抑えている /図 *。
45 の点源に対する輝度分布を中心からの半径の関数で表したもの /%)" & < ') "%) :* を図  に示す。1/1 #I %C&  !"&* とは光量の -A がこの中に含まれる円の直径であり、結像性能を表す標準的な指標である。 線源が視野中心からずれるに従って 45 の有効面積は低くなる。視野中
心からずれた位置から入射された  線は入射角が大きいためである。この効果のことをビグネッティング/;)"")* と呼ぶ。図  に 45 の ;)"") 曲線を示す。
タを搭載することで多重薄板型

   線  カメラ       

, 台の  線  カメラ /$& F ! )  "&%!"&: * を塔載している。
 カメラはそれぞれ , , 画素からなり、同一の   の視野を持っている。
各, 台の  カメラのうち、 のみ裏面照射型 /?* であり、残りの 台 /   * は表面照射型 /* である。裏面照射型は電極による吸収がないため低エネルギー側で検出効率が高いが、空乏層がうす
いため高エネルギー /, * 側では検出効率が表面照射型より劣る。 は表面照射型で空乏層厚が -!と大きく（裏面照射型では ,! である。あすか2 では ! であった。
）、高エネルギー側 /* でのすざくは検出効率が高い。また、打ち上げ後の放射線損傷による性能劣化に対応するための対策として、軌道上較正線



第

図 !

図  

 章  線天文衛星

 線望遠鏡有効面積

正規の斜入射光路 左 。非正規の入射光路 中、右/ * を設けている。

源 

 のエネルギー、エネルギー分解能の時間変化
図 左は較正線源輝線 / )  * のエネルギー中心の時間変化を表している。打ち上げ後、放射線損傷による電荷転送効率の低下により、エネルギーゲインが低下している。このゲインの低下は応答関数にとりこまれることにより補正されている。図 右は較正線源輝線 / )  * のエネルギー分解能の時間変化である。

打ち上げ後、やはり放射線損傷により分解能が低下している。このエネルギー分解能の低下は応答関数にとり  線天文衛星すざく図 

プレコリメータによって非正規の入射を低減できる 左 。プレコリメータ外観 右 。

"# ¼ $%"&'( の迷光イメージ 左 。シミュレーションによる迷光イメージ プレコリメータ
あり)中、プレコリメータなし)右図  

こまれている。

 の観測モード：クロックモードとエディットモード

 の観測モードはクロックモードとエディットモードという異なる２つのモードから定義される。クロッ の全てのクモードにはノーマルとパラレルサム（ & ###$('!）の２通りがある。ノーマルモードではピクセルを８秒周期で読み出す。
（露光時間が８秒である。）パラレルサムモードは撮像領域を縦方向に ,/または22-* 列を加算し、一列分ずつデータを読み出す操作を行う。これにより縦方向の位置情報は失う
が、時間分解能が  ミリ秒と非常に高くなる。エディットモードには - -   モードがある。例えば - - モードではＸ線イベントの中心座標とそれを取り巻く , ピクセルのあわせて - ピクセル分のパルス
ハイトがテレメトリ（人工衛星から地上に送られるデータ）に出力される。他のモードについても図  に示





第

表 

 章  線天文衛星

すざくとあすかの  性能の比較

45$ あすか 45
台数
,
,
反射材
3'
3'
直径
!!
,-!!
鏡面数
,

焦点面距離
,-!
-!
-  
重量
斜入射角
$
,$
視野J2 2
, 2
 !2- !
有効面積 J-2 ,- ! 2- !
角度分解能 /1*

すざく





Æ

Æ





:  台当たり図  

図  

点源 *   のイメージ 左 と + , 右

"# の観測のビグネッティング曲線。エネルギーは %   と %    を表示してある。

  線天文衛星すざく

図  



検出器の外観（左）。図  

の  部分外観（右）。

の読みだしシステム。



第図  

図  

 章  線天文衛星の有効面積, の較正線源の - . 輝線エネルギー中心の時間変化（左）とエネルギー分解能の時間変化（右）。

した。この図で

$7" 情報とは、そのピクセルのパルスハイト  がしきい値を超えているかいないか、の情報である。

 のバックグラウンド

 のバックグラウンドは宇宙Ｘ線背景放射（"B %(! $& F 7 &%')< : ?）と荷電粒子が検出器や検出器周辺の構造と相互作用したことによる検出器内部バックグラウンド（"B )%)$$& F 7 &%')<: ?）に大別される。後者は衛星が太陽の照射していない地球の方向を見ている時（夜地球：)B"  &"B:5 と呼ばれる）のデータで測定して表すことが出来る。（実際には夜地球は検出器内部バックグラウンドに 検出された電荷の数に比例する波高値をガウシアンでフィットした時のメインピークの中心値  線天文衛星すざく

図  !

のエディットモード

 は  の夜地球の約  ( のデータである。検出器バックグラウンドである多数の輝線がある。 ) の輝線は  の上端隅にある   の較正線源による。この論文では , 章で述べる  の解析の方法２では、この夜地球のデータを検出器バックグラウンドとして用加えて多少の大気Ｘ線の散乱成分も含まれる。）図

いている。

 のパルスハイト、エネルギー関係 は （裏面照射型）のパルスハイトとエネルギーの関係図である。図ではこれを１次曲線でフィッ
トしたときの残差が下段に示されている。 の  殻吸収端にあたるエネルギー /  * 付近に、明らか
 にも見られる。以上の理由により、 ではパルスハイな残差が見られる。同様の残差は表面照射型のトをエネルギーに変換する際に１次関数１つではなく、   で継ぎはぎしたベストフィットの一次関数
図２つを用いている。 章で述べるように、このような継ぎはぎの関数でパルスハイトとエネルギーを結び付けているため、エネルギーゲインは高エネルギー側と低エネルギー側双方で正しく較正されていたとしても、必$  付近でも正しいとは限らない。また、   付近には一次関数のギャップがあるために現在正しいエネルギー値が出ないので今回の論文では  のデータから  $,-  を除いてある。, 章のずしもすざくのスペクトルが途中で切れているのはこのためである。

 の低エネルギー帯検出効率の低下
低エネルギー帯の高い検出効率はすざく の特徴であるが打ち上げ後、 の   以下の検出効率が低下する現象が起こった。この低下は炭素を主成分とするＸ線を吸収する物質があるとすると説明できる。視 右に示す。この図では吸収体の組成として 1/ *を仮定しているが、これは衛星のジャイロに用いられている防振ゴムからのアウトガス成分として 1 が野中心での炭素の柱密度の時間変化を図あることが分かっているからである。但し、吸収体の正体については確定していない。

 ごとに異なった値であるが、視野中心で最も多く、視野から外れるにつれて小さく* の視野中心からの距離と吸収体の柱密度の関係が左  図である。吸なっていく。/裏面照射型
収体は衛星の中で温度が低い可視光遮断膜（"; # 7#% ) @#"& : ?）上に付着していると考えられている。吸収体の主成分は炭素であるが、炭素の - 分の１以下の数の酸素も含まれることが分かっている。
この吸収体の柱密度は

第図 



の検出器バックグラウンド。夜地球の〜 ( / の観測データ。

 章  線天文衛星

で高エネルギー側で増えるのは裏面照射型  は空乏層が薄く不感層が無いために  内での電荷の広がりが小さくなり、
荷電粒子バックグラウンドを信号とみなしてしまうことによる。

  硬  線検出器       

1 /1 &< $& F " "%&* /図  * は、井戸型複眼フォスイッチ結晶シンチレータを基本としてさらに   フォトダイオードを組み合わせることで、 線反射鏡を用いない非イメージング検出器として という広帯域硬  線観測を行う。最大の特徴は、超低バックグラウンドを実現することで過去のいかなる宇宙  線装置より高い検出感度を有している点である。
構造としては井戸型フォスイッチカウンターが  本あり（6## ユニット）、この周りを ?0 結晶のアン
チカウンター /3)" ユニット* 本がとりかこむ。6## ユニットの主検出部は  型半導体検出器 /厚さ !!* と 0 シンチレータ /厚さ -!!* を上下に重ねた形である。前者で H の  線を検出し、前者を透過するような高エネルギー  線は 0 により検出される。井戸部にはファインコリメータが挿入されており低エネルギーでの視野は -- /61 * に絞られている。以上の構造によりバックグラウンド/ガンマ線、荷電粒子* や視野外からの  線は ?0 によって効率良く除去され、、0 のバックグラウ
Æ

ンドは非常に低くなる。

Æ  線天文衛星すざく

図 





のパルスハイトとエネルギー関係。裏面照射型  を次曲線で合わせたもの（上）とこの残差が示されている。

図 

視野中心の吸収体の時間変化（左）と吸収体の場所依存性（右）。

第図 

 外観図 

 概略図

 章  線天文衛星  線天文衛星 


表 



 衛星搭載検出器の特性   )40
エネルギー帯域
-$  -$-  -$- $ )!
視野
.
.
〜-.
.
/61 21*
- 2,
 2$
, $
ピクセルサイズ, !/ * - !/, * !/ *
,
時間分解能
- !(
 !( !(- (エネルギー分解能 / "  *〜 〜 
2/40240*  K+ -
検出器  線天文衛星
 概観 は  年の  月  日に打ち上げられた 3/欧州宇宙機関* の  線天文衛星である。外観を図 - に示す。  は二つの異なる種類の望遠鏡を積んでいる。一つはＸ線を集光するため

 が置かれている。
用の口径  ! の望遠鏡であり、焦点面には可視光を捉えるのウォルター 型Ｘ線望遠鏡であり、この焦点面にはＸ線検出器が置かれている。もう一つは可視光・紫外線 には以下の３つの検出器が搭載されている。
        線  検出器。撮像、分光、測光に用いる。 検出器は２台の  検出器 / * と１台の ) という２つの異なるタイプの検出器からなる。

台の  !   ! 

 台 /40 40* の高エネルギー分解能のＸ線分光器。

"  #  "

可視光・紫外線検出器。撮像、分光に用いる。

 搭載検出器の特性を表  にまとめた。
 の基本的な特性は以下である。
検出器の同時動作 ３台、40 ２台、 １台）の検出器が同時刻に独立に運用できる。

基本的に全ての６つ（
高感度 はＸ線を集光する望遠鏡としては最大級の有効面積を持つ望遠鏡を搭載している。望遠
鏡の有効面積は良い角度分解能-  において１台で --  、３台では ,-  になる。

- 枚の鏡を用いたＸ線望遠鏡は高い角度分解能を達成しており、%)" (& < I') "%)（） は第図 

 章  線天文衛星

 の概略図。左下の望遠鏡のうち２つは * のためにある。右に見えるのは焦点面に置かれたＸ線検出器。緑はラジエータを備えた 0+ %1 。紫は 2- のラジエータ。水色は * のラジエータ。

図 



 の軌道

  線天文衛星 

図 



0+ %2- 検出器に入射するＸ線の光路。スケールはこの通りではない。

61 /I'## C<"B " B #I ! 9!'!* で  秒角、1 は - 秒角である。
高いエネルギー分解能

 は 2K + $- 40 は更に高い 2K + $ の高エネルギー分解能である。

同時の可視光・紫外線観測
Ｘ線天体と可視光・紫外線天体を同定することが可能になる。
長時間連続観測
極楕円軌道を周回するために最高で約, 時間の長時間観測が可能である。これは特に時間変動する天体に非常に重要である。



Ｘ線望遠鏡

 は３台のＸ線望遠鏡を搭載している。３台の  とは各々一直線をなすように配置され、

 検出器との位置のずれは $ 秒角以内である。図  は３台のうち１台、図  は他の２台のＸ線の望遠鏡を通過後の光路を示してある。図  では望遠鏡に入射した光子のうち ,,A はまっすぐに本来の焦点面に達するが、,A の光子は回折格子により経路を曲げられ、もう一つの焦点面にある
 で検出される。
残りの光子は回折格子により吸収される。

 $  % &  '
Ｘ線望遠鏡の性能を測る一つの指標にはどれだけきちんとＸ線光子を集光できるかが挙げられる。

 の望遠鏡の強みは %)" (& < I') "%)/* が小さく、$,  の帯域では殆どエネルギー依存性が無いことが挙げられる。

    章参照,  以上ではエネルギー依存性が少し出てくる。図  は -$- 

第図 

0+ %1 検出器に入射するＸ線の光路。スケールはこの通りではない。

図 !

における 章  線天文衛星

方位角方向に平均したＸ線望遠鏡の + , の形状%)$ 9( の  の  である。

有効面積
Ｘ線望遠鏡のもうひとつの指標となるのが有効面積である。

 は -  付近で最大の有効面

  付近には 3' の 殻のエッジがあるために大きく落ちこむ。図   に %)$ 9( のＸ線望遠鏡の有効面積を示した。  が ) よりも有効面積が小さいのは、光子の一部を 40 に回すからである。
有効面積は %8$ 9( 角（光軸中心からの角度）の関数である。%8$ 9( 角が大きくなるにつれて、焦点面に到積をとるが、  線天文衛星 

図 

 望遠鏡の有効面積（検出器を含む）

達する光子数は少なくなる（ビグネッティング）。図  がエネルギーごとのビグネッティングの関数である。

  線  検出器 ! "  #   "/ " # 9< ! %)<' "%&*
構造の/ B & %'#< <; * が置かれている。もう一つの望遠鏡の焦点面には ) 接合の  が置
 配置図である。  は７台の表面照射型の  チップからなり、)かれている。図   は  のは  台の裏面照射型のチップから構成されている。
３つの のＸ線望遠鏡のうち２つの焦点面には  の の時間・エネルギー分解能

 のカメラは . の視野に渡り -  から -  のエネルギー領域で非常に高感度のイメージングが可能であり、エネルギー分解能は△Ｅ2Ｅ+$- である。角度分解能は 61 で  、1 で - である。) はタイミングモードでは  !( の高い時間分解能があり、バーストモードを用いると !( まで可能である。

 のバックグラウンド

 のバックグラウンドは、 %(! $& F 7 &%')</ ?、宇宙Ｘ線背景放射* と検出器バックグラウ
ンドに大別される。検出器バックグラウンドは、主に   以下で効いてくる検出器ノイズ成分と、検出器自体あるいは検出器の周囲と宇宙線粒子の相互作用による成分に分けられる。
更に粒子の相互作用による検出器バックグラウンドを見ると時間変化の激しい成分と比較的時間的に安定した成分がある。前者はＸ線望遠鏡で集光される  以下の陽子によるものと考えられており、後者は  以上の高エネルギー粒子によるものである。
 と ) の時間的に安定した検出器バックグラウンドを図  -   に示す。  では 3#$ α、$



第

図 

 章  線天文衛星

横軸を $%"&'( 角（視野中心からの角度）にとったビグネッティング関数。3% 3 のシミュレーション。エネルギーはいくつかを選んである。

図 

２種類の 0+  の  カメラの配置図。1αの蛍光輝線が見られ、

左 、2- 右 。斜線は 3 直径の円である。

) では 3#$ α、$ α、 '$ α、=)$ αなどの輝線が見られる。

 Ｘ線回折分光器 $ %   

40 は反射型の回折格子を利用した分光器で、  のＸ線検出器の中で最もエネルギー分解能。感度のある  $-  には多くのＫ殻遷移の軽元素（例えば    に優れる（2K+ $-） ）や、Ｌ殻遷移の重元素（例えば  ）の輝線があり、Ｘ線を放射している物体の多くの元素の物理的状態や化学組成を知ることが出来る。

40 に 備 わ っ て い る 。40 は 回 折 格 子 本 体 の403(/4L "%) 0& ") 3((!7#(* と 回 折 さ れ た Ｘ 線 を 捉 え る 4 チ ッ プ /40 % # !$& (* から成る（図 ）。403( は望遠鏡から  への光路の途中に置かれている。403( には !! あた

の３つの望遠鏡のうち２つが

  線天文衛星 

図 

1



と 1  の量子効率。実線は 1

図 

り

4 点線は 1 。

2- の量子効率

,- 本の溝がある。4 ( は９個の一直線に並べられた  構造の  からなり、403( からのＸ線

光子の反射方向に置かれている。
回折の原理
図  の幾何学図から隣り合う２つのＸ線が焦点面で強めあう条件式は、光路差が波長の整数倍であるという条件式を立てることにより

 β +  αで表される。

  / +     *40 ではβ＞αで用いる仕様になっている。（つまり ! は正の整数。）

' チップ図  が 4 ( の配置図である。散乱角βに沿って一列に  が並んでいる。一番右の  チップが最も低エネルギーのＸ線を、一番左が最も高エネルギーのＸ線を捕らえる。各々のチップが主に捉えるエネル

第図 

1 のバックグラウンドスペクトル。   4    の構造は   以下での増加は検出器ノイズによる。

ギー帯が異なる。

 章  線天文衛星

%.4 '%. の蛍光輝線。

4 ( の  チップは低エネルギーＸ線を効率よく捉えるために裏面照射型（?）であり、可視光や紫外線をさえぎるためのアルミコーティングが表面に施されている。

  線天文衛星 

図 

2- のバックグラウンドスペクトル。（上：('-5 6 - 下：78# 6 -）    は %. α、   は %. α、   付近は 9'%. α、8%. α、:-%. α、   は %. αによる輝線である。





第

図 

図 

 章  線天文衛星

回折格子の概略図! 個の 1 構造の  を並べた * のＸ線検出器部分 , チップの概略図。 の半面

は露光領域、もう半面は蓄積領域である。回折角は左右の ; 軸に対応しており、高エネルギーＸ線（波長が短いＸ線）ほど ; の大きい方向に散乱される。

第章

すざく衛星搭載確認 のエネルギーゲイン

すざく の   付近のエネルギーゲイン確認の意義

 検出器である  を用いている。 はバックグラウンドが時間）、エネルギー分解能にも優れて的に安定して低く、低エネルギー側の検出感度が高く（特に裏面照射型
 検出器の正確なエネルギー較正
いることが特徴である。このような高精度の観測を可能にするためにはが必須である。既に %F ! らにより報告されているように（D%F ! /*E）、 のエネルギーゲインは低エネルギー側 /  以下*、や高エネルギー側 /-  以上* ではよく調べられている。これは低エネル
ギー側については 4 $ などの輝線の多い天体を較正天体として定期的に観測することにより行っている。また、高エネルギー側については各々の  検出器の上端２箇所に照射されている   の較正線源から出る )  /- * 及び )  /- * の輝線を基準としてエネルギーを較正している。これに対して中程度のエネルギー帯 /$ * に対するゲインは今のところ殆ど調べられていない。
現在、 からじかに得られるデータであるパルスハイトと実際のエネルギーの関係は単純な１次関数１つ
ではなく、２つの１次関数を  エッジ / * で継ぎはぎしたものになっている（ 参照）。
この論文では主としてすざくのＸ線

このことは低エネルギー、高エネルギー付近でエネルギーゲインが正確に合っていたとしても、必ずしも

$  でも正確であるとは限らないことを示している。$  付近のエネルギー帯では   などの高階電離の輝線が数多く存在するので、この領域のエネルギーゲインの確認は非常に重要である。

以上述べた重要性にも関わらず、この中程度のエネルギー帯域で現在まできちんとしたエネルギー較正が行
われてこなかった理由としては以下が挙げられる。

 このエネルギー帯に強い輝線を出す天体の数自体が限られている。
 強い輝線を出す天体であっても輝線中心エネルギーが時間変動する天体は較正に用いることが困難である。

 天体内部の固有運動によるドップラーシフトが大きい天体も較正には不定性が大きい。
これらの理由から、このエネルギー領域での較正天体として以下の条件を課した。

 他のＸ線衛星の回折格子（  40 や   150）を用いたエネルギー分解能の良い観測が行われている。

 輝線エネルギー中心の時間変動が大きくない。
 Ｘ線を放出する物質の電離状態が時間的に変化する激変星（通常の星と白色矮星の連星）など。



第

章

すざく衛星搭載 のエネルギーゲイン確認

 天体内部の固有運動が大きくない。
このような天体をいくつか選んでエネルギーゲインの確認を行った。

  銀河を用いたエネルギーゲインの確認

 の銀河の中心部分は熱的な高温プラズマに満たされておりＸ線スペクトルは輝線の多い構造をしている。特に $  には    の高階電離した輝線が多い。  は固有運動も小さく、超高光度Ｘ線源
 $ 以外の有意な時間変動も観測されていない。  はすざくではわれわれの提案した観測が行われている。また  では  年と , 年に観測されており、回折格子 40 を用いた観測も論文になっている。以上より  は中エネルギー帯域のエネルギー構成に適した天体であるといえる。そこでわれ
われは 40 と  のエネルギーがどの程度ずれているかを調べることにした。
 $ のエネルギーゲイン

 の観測で  の 40 を用いた結果は既に &# ら /D&# " # /,*E* や 4 < ら/D4 < ";)( /*E* により報告されている。これらの論文に載っている 40 のスペクトルは図  である。スペクトルからは  /1$# *  /1$# *  /1$# * などの高階電離した輝線が見られる。論文にはこの輝線のエネルギー中心は載っていなかったが、&# らの論文の著者の一人である &% 4 ) ## 氏に頼んでこの輝線のエネルギーを求めていただいた。具体的にはこの 40 スペクトルについて連続成分に       に相当するガウシアンを足した形でフィッティングを行い、ガウシアンの中心のエネルギーとその誤差を求めて頂いた。  のデータは  年観測のバッ
クグラウンドの高い時間帯を除いた約  ( のデータを用いた。バックグラウンドのスペクトルとしては  )  & "%)( )"& から公開している標準的なバックグラウンドファイルを用いた。
この結果は図 , としてまとめてある。青のラインがエネルギー中心値、水色はエネルギーの A 誤差の範囲である。約   から -  の精度で 40 のエネルギーが求まった。
 

すざくのエネルギーゲイン

すざくの のデータとしては - 年  月に３回観測されたものを足し上げて用いた。この観測の詳細, 章にある。すざくのイメージのＸ線光度の最も高いところから直径３分の領域を抜き出したスペクトルが図  である。一見して分かるように非常に強い             などの輝線が見られる。この中から先ほどの 40 との比較できる輝線として  /1$# *  /1$# * /1$# * のエネルギーライン中心を求めた。具体的には   から   の間で連続成分はを表すパワーローと輝線を表すガウシアンの和としてスペクトルを再現し、ガウシアンの中心エネルギーにA 誤差も求めた。このフィッティング結果が図  である。エネルギー中心についての結果を図, としてまとめた。横軸は  センサーの    /うち  のみ裏面照射型  他は表面照射型
* であり、赤がフィッティングにより求めたすざく  の輝線エネルギーの中心とその誤差である。青の 40 と同時に示してある。この結果からは、40 と  の間での $  のエネルギーゲイ
ンはほとんどが統計誤差の範囲内で重なり合っており、約 ,  の精度で一致していると結論してよい。 また、フィッティング結果図  からは特に  のエネルギー分解能が応答関数として取り込まれているもの
よりも良い傾向があることがわかった。用いた応答関数はエネルギー分解能の劣化（ 章参照）をとりこんついてはだものであるが、これを全くエネルギー分解能が全く劣化していない応答関数を用いてフィッティングを行っても同じ傾向が見られた。

 のエネルギー分解能について - にまとめた。1$#  や 1$#  では

 銀河を用いたエネルギーゲインの確認

図 *NKMG0G

図 



 中心領域 * のスペクトル*GNKMG/I*NKMG/I*GNKMG5K*NKMG5K*GNKMG5

 中心領域   のスペクトル

第

図 

応答関数と一致しているが 中心領域 章

すざく衛星搭載 のエネルギーゲイン確認のスペクトルフィット

1$#  1$#  では  センサーによって大きな差がみられる。この点については他の明るい天体を用いてエネルギー分解能の妥当性を今後調査する必要がある。

   銀河を用いたエネルギーゲインの較正0 ,  は乙女座銀河団に属する巨大楕円銀河である。Ｘ線でも多数の輝線があることが知られており、
 40 すざく 双方の観測がある。


$ のエネルギーゲイン 40 の観測については既に ' らが論文としてまとめている（D' /*E）。観測は  月と  年の  月に行われ、総計で ,( のデータの結果である。図  がこの論文に載っている
40 のスペクトルで   などの高階電離の輝線が受かっている。論文には輝線中心エネルギーの値が載っているのでこれを  と比較することにした。この 40 の値は図  の青線（誤差は水色）として示年のした。

, 0 -,, 銀河を用いたエネルギーゲインの較正

図 



 エネルギー中心4

と * の比較

すざく のエネルギーゲイン

0 ,  はすざくで - 年  月に観測がされており、データとして用いることの出来る観測時間は ( である。データはすざくチーム向けに公開されているので、このデータの解析を行った。図  は
0 ,  の  のスペクトルである。  の輝線が強く、     の輝線もみられる。この中で     についてフィッティングを行ったのが図  である。連続成分を表すパワーローに    を表すガウシアンを加えてスペクトルを再現した。そして   について輝線の中心エネルギーとこの A 誤差を求めた。この結果が図  である。40 は   についてのみ中心エネルギーが論文で報告されており、このラインを使った結果、40 と  のエネルギー中心は統計誤差の範囲内で一致している。
  銀河を用いたエネルギーゲインの較正0 -,, は巨大楕円銀河であり、Ｘ線スペクトルには   などの高階電離輝線が見られる。既に 40 の結果が 5 !'& らにより報告されており（D5 !'& / *E）、すざくの観測もある。
0 -,, についても  と 40 での比較を行う。

章

すざく衛星搭載 のエネルギーゲイン確認'PGTI[4GUQNWVKQP G8

第

:+5

図 

 エネルギー分解能のフィット結果。横軸は のセンサー。縦軸はエネルギー分解能。黒は のデータをフィットして得られた観測結果。赤は現行の応答関数で取り込まれている  年  月時
点でのエネルギー分解能。



$ のエネルギーゲイン

5 !'& らの論文（D5 !'& / *E）では、40 のスペクトル解析は行っていたが、検出された輝線のエ
ネルギー中心までは報告されていなかった。そこで 5 !'& 氏から論文に載っている 40 のスペクトルを頂き、これの解析を行った。  の観測は  年１月に行われ、40 の有効観測時間は  ( である。論文に載っている 40 スペクトルを図  に示す。  などの高階電離輝線が受かっている。これをガウシアンと連続成分でフィットした様子が図  である。この結果については図 , に青線（A エ
ラーは水色）で示した。



すざく のエネルギーゲイン 年７月に 0 -,, の観測が行われている。このデータは現在一般には公開されていないが観測提案者の松下恭子氏に  の中心半径４分角のスペクトルを頂き、この解析を行った。有効観測時間は ( である。 のスペクトルを図  に示す。  や  の高階電離の輝線が含まれる。これらから
40 との比較の出来る       の輝線中心とその A 誤差をもとめることにした。連続成分を表すパワーローと輝線を表すガウシアンでスペクトルを再現した結果が図  である。この結果をまとめたのが図 , である。     については統計誤差の範囲内でよく一致している。しかし  すざくでは-  の $  付近エネルギーゲインの現状のまとめ

図 

*

と *  を足し合わせた 9*  のスペクトル（黒）。赤はベストフィットモデル。下段はこの残差。

 と 40 の間におよそ ,  の有意な差が見られる。40 の統計は検出限界ぎりぎりにあることからあまりよいものではないが、 での輝線の中心エネルギーおよそ -  は  或いは理論的な   の値と比較しても   程度低い。
0 -,, は打ち上げ後一年ほど経過しているので  で合っていたエネルギーゲインがずれてしまっていについてはる可能性がある。今後、強い輝線を発する天体で定期的にエネルギーゲインを調べていき、必要があれば補正することが必要とされる。

  の   付近エネルギーゲインの現状のまとめ

 の中程度のエネルギーについては - 年  月、 月の段階では 40 との有意な差は見られなかった。エネルギー分解能については特に  １で現行の応答関数よりもガウシアンの幅以上の結果をまとめると、が細い傾向が見られたのでこれは今後輝線の強い天体で調査していく必要がある。

 年  月の段階では 1$# /〜 , *1$# /〜, * 付近では統計誤差の範囲内でエネル
ギーゲインは 40 と一致していたが、1$# /〜- * については ,  近くの不一致が見られた。
打ち上げ後一年近く経っているのでこの付近のエネルギーゲインが次第にずれてしまった可能性がある。エネ
ルギーゲインは放射線損傷により時間変化するものであるので今後も輝線の強い
定期的に観測して、ゲインを確認していくことが必須である。

 などを較正天体として



第

章

すざく衛星搭載 のエネルギーゲイン確認*GNKMG/I*NKMG/I*GNKMG5K*GNKMG5図 

9* 中心領域   のスペクトル-  の $  付近エネルギーゲインの現状のまとめ

ノ✢ਛᔃ䉣䊈䊦䉩䊷(keV)

図 

9* 中心領域のスペクトルフィット

He-like Mg
XIS
図 !

9* 輝線中心エネルギーの比較





第

図  

図 

Å 

章

すざく衛星搭載 のエネルギーゲイン確認

9** のスペクトル9** のスペクトルフィット。図   の拡大図である。縦軸の単位は     、横軸はÅ。

-  の $  付近エネルギーゲインの現状のまとめ

*GNKMG/I*NKMG/I*GNKMG5K*NKMG5K*GNKMG5

図  

9* 中心領域   のスペクトル

第図  

章

すざく衛星搭載

9* 中心領域のスペクトルフィット

 のエネルギーゲイン確認

ノ✢ਛᔃ䉣䊈䊦䉩䊷(keV)He-like Mg
XISノ✢ਛᔃ䉣䊈䊦䉩䊷(keV)ノ✢ਛᔃ䉣䊈䊦䉩䊷(keV)-  の $  付近エネルギーゲインの現状のまとめ

H --like
like MMg
g
XIS

He - like Si

XIS図  

9* 輝線中心エネルギーの比較



第章

 銀河  領域の解析およびその結果 観測データの処理 すざく データの一次データ処理

 領域を含む  銀河の観測は３回行われた。この全ての観測において  のクロッキ
ングモードはノーマル、エディットモードは 9 または -9- で行われた（ 参照）。観測の詳細は表 , である。以後の一次データ処理に用いたソフトウェアは   5 のバージョン  である。データ処理としてはまず #; "%) )#  - 度以上と、< F  &"B #; "%)   度以上、及びと南大西洋上空の地磁気異常地帯（%'"B 3"# )" 3)%! #F : 33）を衛星が通過中の時間帯のデータを省いてあるデータを用いた。こ
のデータをもとに、まずテレメトリが飽和している時間帯を 0%%< 5! )"&; #/05* のデータを用いて除いた。これらの 05 ファイルはすざくの公式の 67 ページ で  チームから公開されているものである。
次に、B%" 9#  と L &) 9#  を除いた。更に、我々は衛星の姿勢が安定していない時間帯のデー
すざくによるタも除いた。これらのデータを除いたあと、データには飽和している時間帯が無いことを確認し、明るいＸ線

9 モード、-9- モードのデータを  のセンサーごとにたしあげた。これらの操作のあと、正味の観測時間は ? 
について各々  ( であった。
放射源がない領域のライトカーブから有意な時間変動が無いことを確認した。我々は３回の観測、

表 

すざくと



 の  の観測詳細

)("&'!)"M % 7(&; "%) 8 ";
" &"  " 9%('&  -22,  (  -22 , (   -22 - (
 $)  ,2,2 -  ( $   ,2,2 - ( 衛星から見た、天体と地球のふちが成す角度

 衛星から見た、天体と地球の太陽が当たっている領域とのなす角度の最小値
 !!""### !$  %& %"'()'" 暗電流が常に大きい  のピクセル
 暗電流が時々大きくなる  のピクセル



第





,章

 銀河  領域の解析およびその結果! データの一次データ処理

 を含む  銀河の観測が２回行われた。このうち今回の論文では２回目の観測のみを用いた。この詳細は表 , である。２回目の観測のみを用いた理由は以下の２点である。まず、最初の観測は  年の - 月  日に行われ、有効観測時間は $  ( あるが、 回目の観測は , 年 , 月 日に行われ、有効観測時間は -$- ( であった。 回目の観測時間は初回の  倍から 倍ある。加えて、
 $  のエネルギー分解能が  年の  月に  の温度を$ 度から$ 度に下げることにより では大幅に改善されたことから、単純にデータを足しあげると正確にエネルギー分解能を評価できないためである。

 の  検出器と ) 検出器は  の標準的な解析ソフトウェアである  )  3) #F((F("!/3* のバージョン  を用いてデータ処理を行った。まず、バックグラウンドの高い時間を除外した。これは   章で述べた時間変動の大きい粒子によるバックグラウンドの高い時間帯を除くことに相当する。具体的には  検出器については $-  のエネルギーバンドで  %')"(2( 以上の時間、) 検
出器については同じエネルギーバンドで  %')"(2( 以上のカウントレートの時間帯をバックグラウンドが高いとして除外した。これらの  次データ処理の結果、  検出器については - ( 、) 検出器については - ( のデータが得られた。
 イメージ解析, と図 , は  $ のエネルギーバンドの  の  線画像であり、おのおのすざくの （?）と の （  ＋ ）から得られたものである。
図

すざく と  の位置あわせ の  線放射は $  では超高光度の  線源  $ が圧倒的に強い /D "('!%"% 5('&' /*"('!%"% " # /*E*。そ こ で す ざ くと  で $  で  線 光 度 の ピ ー クの 位 置（ こ れ が $ の 位 置 に 相 当 す る ）を 調 べ て み る と す ざ くで は /   δ* +/ -- ,   ,  * であり、  では /--- , -- * であり、一致していない。もう一つ、視野内には明るい点源（図 , で ? と示されている）があるが、この点源の座標はすざくでは / -- -  , -- * であったが、  では / -- ,   ,  * であり、やはり一致していない。  の絶対的な位置精度は  未満であることを考えると、すざくの座標は約 /   - * ずれていることになる。我々はすざくの座標自体を /    - * 平行移動さ¼

せることにより、点源の位置を合わせ、座標あわせを行った。
イメージ解析

 領 域 か ら は 明 ら か な 広 が っ た  線 放 射 が 、図 , 図 , と も に 見 ら れ る 。こ れ が こ の 論と書かれた点源が /   δ * +文のターゲットとなる領域である。  からは/ --    -  * が見られる。この点源 はすざくのイメージでは明らかに見えない /図 ,*。
 の放射に加え、図 ,、図 , 両方からは、  と  をつなぐ領域からも明らかな放射が見られる。これはすでに " ;)( らにより報告されている（D";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E*。
わ れ わ れ の 予 備 的 な  の 解 析 か ら は こ の 領 域 の フ ラ ッ ク ス は  $  で   &( !  (  であった。






,

 検出器  による  のスペクトル解析

 搭載Ｘ線&

GPV

&DS
%

%*'

$

PV'HF -PV%*'PVPV
KPV

PVPVPV

5$ -
図 

すざく

<

による  のＸ線イメージ %   。最もＸ線が強い（黒い）ところがほぼ  銀河中心に相当する。銀河面から3

 2/ 離れた位置 "2 領域 から広がったＸ線放射が見られる。

, 中の 3 は /   δ* + /- , - , - * に位置しており、広がった  線源である。0 # らの観測によると銀河団  N- O,- が赤方偏移 >+ に存在し、この位置は/   δ* + /-  -  , - * である /D0 # " # / *E* である。これより 3 は銀河団による  線放射であると考えられる。
図 搭載Ｘ線  検出器  による  のスペクトル解析

 の  と ) のデータは図 , の領域からバックグラウンドとなるデータをとった。バックグラウン
ドを引く前、 線光子のカウントは  について , %')"(、) について  %')"( であった。ここで のカウント数は  と  の２台の合計である。バックグラウンドを引いた後、 線光子のカウントは  について  %')"(、) について ,- %')"( であった。引いた後のフラックスは  $ で    &( !  (  であった。バックグラウンドを引いた後のスペクトルは図 ,, である。スペク

トルフィットの詳細についてはあとの章で述べる。



第

,章

 銀河  領域の解析およびその結果

%*'

&
&DS

GPV'HF -%$PV%*'PVPVPV

KPV

PVPVPVPV

5$ -
図 



 0+  による  のＸ線イメージ %   。1と 1  のたしあげ。

  データによる点源  のスペクトル解析
この論文の主な目的である
 領域のＸ線分光解析は高精度の  のスペクトルを得ることにより達成
 領域に含まれる点源 を切り分けるのは難しい。そこで我々は空される。しかしすざくの  を用いて間分解能のより優れた  を用いて点源 の解析を行った。図 , にある点源 の領域からは 線光子が  で  %')"( ) で , %')"( 検出された。但し  については   をたしあ
げた値である。この点源からは  観測時間内での有意な時間変動は見られなかった。  と同様の領域をバックグラウンドとして引いたあと、カウント数は  で  %')"( ) で  %')"( となりフラックスは    &( !  (  であった。このバックグラウンドを引いた後の点源 のスペクトルを図 , に示す。
 領域と点源 のフラックスを比較すると、点源 は  全体のフラックスの  A に相当する。これは
 領域では点源 の寄与はそう大きくはないことを示している。我々は  と ) のこの領域のデータを  $   の範囲でフィットした結果、熱的に平衡状態にある光学的にうすいプラズマ  温度の和として
 線スペクトルを説明できた。/熱的成分のモデルは D C 0&%))( B#< ; ) <) %&< /-*E*。ベスト
フィットパラメータについては表 , に与えてある。この熱的な特徴は白色矮星に特徴的なものである。こ のスペクトルにモデルとして固定して取りこで求めた点源 のスペクトルは今後述べる全てのすざくの




込む。





,,   データによる点源 のスペクトル解析

図 

点源  のスペクトル。黒は 0+ %2-、赤は 1

と 1  をたしあげたものを台分になおした。

*GNKMG/I*NKMG/I*GNKMG5K

図 

単 純 に "2 か ら バ ッ ク グ ラ ウ ン ド 領 域 を 引 い た 0+  の ス ペ ク ト ル 。ベ ス ト フ ィ ッ ト の60. = モデルも示してある。黒い四角は 0+ %2-、白い丸は 1 と 1  をたしあげたものを１台分に直した。



第

,章

 銀河  領域の解析およびその結果

18++

図 

単純に "2 からバックグラウンドを引いた    付近に残差が見られる。黒い四角は <

のスペクトル。熱的プラズマ一温度の結果。

、白い丸は ,

 44 をたしあげたものを１台分に直した。

*NKMG1*GNKMG0G*GNKMG1*NKMG0G*GNKMG/I*NKMG/I*GNKMG5K*GNKMG5(G.NKPG

図 

単純に "2 からバックグラウンドを引いた 

60. = モデルも示してある。黒い四角は <１台分に直した。

のスペクトル。ベストフィットのプラズマ二温度、白い丸は ,

 44 をたしあげたものを,- すざく データの解析手順

 すざく データの解析手順
エネルギー中心ライン精度の確認
既に章で述べたように、すざく

イン中心の精度は の  のデータは  40 のデータと、輝線のラ, 以下で一致していることを確認した。

領域の取り方 のバックグラウンド領域の取り方として以下の２点に注意した。一点目は  の上方に置かれている可視光遮断膜（?）上の吸収体柱密度が  の視野中心からの角度の関数になっていることである。２点目は 45 のビグネッティング（;)"")）であり、これも同様に視野中心からの角度の関 とバックグラウンドの領域を視野中心から同じ距離にな数になっている。以上の理由から我々はるようにとった。これにより、吸収物質やビグネッティングの較正の不定性による誤差を最小限にすることが出来る。
スペクトル解析：方法１

 でのバックグラウンドの引き算を以下に述べる  通りのやり方で行った。 つ目（方法１） の領域から面積を規格化したバックグラウンドの領域からは、最も単純な方法で、図 , における引き算する方法である。バックグラウンドを引いたあとの  及び ? のスペクトルは図 , である。以

我々は後の解析では点源Ｃの寄与についてはスペクトル解析：方法２

 で求めたものを取り込む。

 つ目（方法２）は、少しでもスペクトルの質を上げるために考えた方法である。方法２では、まずバッ のフィットの中にモデルとして取り込む。この方法
クグラウンド領域をフィットした後に、これをでは、夜地球のデータを検出器由来のバックグラウンドとして用いた。（ 参照）夜地球データとしては、すざく チームから公開された - 年  月から  年 - 月までの  ( のデータを用いた。
 上で  領域と全く同じ領域
この夜地球データを用いて、最初に、  領域スペクトルから、にあたる夜地球を引いた。以後このデータを 3$5 データと呼ぶ。次に、バックグラウンド領
 上でバックグラウンド領域と全く同じ領域にあたる夜地球を引いた。以後このデータ
域から、を ?0$5 データと呼ぶ。?0$5 データは宇宙背景  線放射（ %(! $& F 7 &%')< :?）と、軟Ｘ線バックグラウンド /(%I" $& F 7 &%')<：?* が起源であると考えられる。そこでこれらの成分を決めるために、?0$5 のフィッティングを行った。一方、 3$5 のデータ
 での放射  線、点源 の放射と ? ? の合計であると考えられる。このうち最後は実際のの  つは ?0$5 のデータにより特定することが出来る。点源 は  により特定されている。よってこの２つのデータを用いて、  のスペクトルを得ることが出来る。
ここでもし、?0$5 で得たデータを固定されたモデルとして取り込んでしまえば、バックグラ
ウンドの統計エラーを無視することになる。そこでわれわれは ?0$5 のデータを固定せずに、
3$5 中のバックグラウンド成分の共通するパラメータを固定せずに、 3$5 と ?0$5
で同時フィッティングを行った。更に、より統計を上げるために、  の  もとりこん
で同時にフィットを行った。



第

表 

,章

 銀河  領域の解析およびその結果

単純にバックグラウンドを引いた方法１のフィット結果。60. = モデルのノーマリゼーション   /  を単位とする。ここで  は体積、 は距離。重元素アバンダンスは
太陽組成単位。吸収柱密度  の単位は  /  。ガウシアンのノーマリゼーションの単位は吸収を受
は  



けていないフラックスで   2> /  (  である。

"%)" %'&  . .
5B )("&'!)"( P %<#
; 3
; 3 O03G; 3 /@9<*  /A*  /A*  , /A*   /A*  /*  
 
%&!
 
-      /* 
 
%&!
,, 
,-   /@9<* 
-  /@9<*    /@9<*  
 
 /@9<* 
 
 /@9<*, 
-, ) /*-- 



%&!

 
 2<%I-- ,, -, -














































すざく と  を合わせたスペクトル解析結果

& 方法  の結果
熱的プラズマ１温度の結果,, と図 , は、バックグラウンドを引いた  領域の  と  のスペクトルである。 のスペクトルにははっきりと、  /-  *   /-  *   /  *  / ,  *   /,  * 及び  の 殻からの輝線を検出できた。まず我々は  のスペ
クトルを吸収を受けた  温度熱的プラズマでフィットした。モデルとしては  の ; 3 という熱的プラズマを用いた /D C 0&%))( B#< ; ) <) %&< /-*E*。  以上は有意なフラッ
クスは無かったので、これ以上を無視した。 温度でフィットした結果、温度は   程度となったが、どうしても   /- * に残差が残ってしまい、アバンダンスを変化させてみても十分に の観測データを説明することは出来なかった。この１温度のフィット結果を図 ,- に示す。
のデータについても、-  付近に残差が残る。  のラインエミシビティーは、  の時
は、  のわずか２ A である（  は最も   のラインエミシビティーが大きいエネル
ギーである）。以上より、  の残差を説明するためには、他のモデルを加えてやる必要がある。
図

熱的プラズマ１温度＋ガウシアンの結果  に相当する -  付近を中心とするガウシアンを加えた。こ
の結果は表 , にあり、残差は解決された。カイ  乗2自由度の値も、一温度のみでは - 2  であっ初めに、 温度の熱的プラズマに、, すざく と   を合わせたスペクトル解析結果
表 



 +%90 と <*%90 の 同 時 フ ィ ッ テ ィ ン グ の 結 果（ 方 法 そ の ２ ）。バ ッ ク グ ラ ウ ン

ド 領 域 の 、"2 領 域 に 対 す る 面 積 比 は  で あ る 。60. = モ デ ル の ノ ー マ リ ゼ ー シ ョ ン は   /  である。ここで  は体積、 は距離。重元素アバンダンスは太陽組
成単位。吸収柱密度  の単位は  /  。ガウシアンのノーマリゼーションの単位は吸収を受けてい  ないフラックスで   2> /  (  である?0$55B %<#; 3
; 3
; 3 ;3
; 3
O6
O03G, /@9<*   /A*   /A* , /@9<* , /@9<* , /@9<*  /*,    ,   
%&!
-    -          /* 
     
%&!
-  ,-   ,   -    /*2Q  



,, 
%&!
,  



,   /@9<*  
       
 
 
      
 
, 
-     
 /@9<*    
- 
- 
, 
,  ,,  -, ) /*- 




%&!

- 




 2<%I,   -  - - - , -






























































































,,2 - と改善した。しかし、この方法では以下のように吸収の柱密度に矛盾する点が見つかった。1 の観測から  の視線方向の、我々の銀河系内の水素の吸収量は + ,  !  である /D F % ! ) /*E*。更に 2  グループ
は大域的に中性の水素の中に包まれている /D %""&# /*E D3#"%)  ;( "B)(%) /*E*。
 の 方 向は 明 ら か な 1 の穴 が あ り 、この 部 分 か ら は有 意 に 1 が 検 出さ れ て い な いしかし/D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E D";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E*。
 領域までの水素の密度が   !  より小さいという結
今回の観測のフィット結果からはたものが、一温度にガウシアンを加えることによって
果であった。これはわれわれの銀河のみの吸収よりも小さい値であり、矛盾である。
熱的プラズマ  温度の結果
そこで次に、一温度のプラズマに加え、低エネルギー側にもう一つ熱的プラズマを追加した。つまり二つの熱的プラズマの和として観測された結果を説明しようとした。二つのプラズマ間では重元素アバンダ
ンスは共通とした。この結果、満足する結果を得ることが出来た。今回は水素の柱密度の上限値は我々+ ,  ! ）に  領域に含まれる中性水素（   !  ）を加えた値と矛盾しない。簡単のため、これ以後水素の柱密度を我々の銀河のもの（  + ,  !  ）に固定することにする。この水素の柱密度を固定した結果について、表 , にまとめてある。

の銀河のもの（ 









第

図 
は<

&

3<*%903 の 、白い丸は ,,章

 銀河  領域の解析およびその結果

スペクトル。ベストフィットの 60. = モデルも示してある。黒い四角 44 をたしあげたものを１台分に直した。

  とバックグラウンド領域の同時フィッティング（方法２）

以下ではフィットを改善するために導入した方法２での結果を述べる。これは3$5 のスペクトルと?0$5 のスペクトルをパラメータを共通にして同時フィットさせるものである。
(!)*+, フィット

?0$5 のスペクトルをフィットした。ここでの目的は ?0$5 のスペクトルを再現するモデルを求めることである。?0$5 のスペクトルには輝線が見られることからまずわれわ

最初に、れは熱的プラズマ１温度でフィットを行ったが残差が残った。これを解決するために更にパワーロー
１つと熱的プラズマをもう１つ追加した。ここでは吸収を受ける水素の柱密度を天の川銀河の吸収の + ,

 !  に固定した。 $  の間でフィッティングを行った結果、アバンダンスを１に固定しては残差が残ったので、   のアバンダンスをフリーパラメータとした。但し  温

度のプラズマ間ではアバンダンスは固定してある。
これにより結果をよく再現する結果を得ることが出来た。このフィッティング結果が図, 及び表 ,

に与えてある。この結果は以下のように解釈できる。まず、フィッティングで得られたパワーローの表
面輝度が、他の観測から知られている全くＸ線源のないところのスペクトルに含まれる表面輝度と同程%(! $& F 7 &%')<： ?* を表していると考えられる。熱的プラズマ成分 /〜 * は我々の銀河起源の (%I" $& F 7 &%')< を表して
 のプラズマ温いると考えられる。更にもう１温度の熱的プラズマ成分 /〜, * は後に述べる
度ともよく一致することから、  から噴出した高温プラズマがバックグラウンド領域に多少混じりこんでいる可能性がある。混じりこみが本当にある時のため、この割合を概算する。表 , よりこのバッ 領域の面積あたりに直すと   !  であり、クグラウンド中の ,  のフラックスを 領域の ,  放射のフラックスの約 ,A である。よってもしバックグラウンド領域にこれは度であることから、宇宙背景Ｘ線バックグラウンド（, 得られた結果の不定性*NKMG1*GNKMG0G*GNKMG1*NKMG0G*GNKMG/I*NKMG/I*GNKMG5K*GNKMG5(G.NKPG

図 
は<

3 +%903 の 、白い丸は ,

スペクトル。ベストフィットの 60. = モデルも示してある。黒い四角 44 をたしあげたものを１台分に直した。

 から   程度のプラズマが混じりこんでいたとすると A 程度フラックスを過小評価することになるが、観測結果に重大な影響は与えない。

-*+, と (!)*+, 同時フィット3$5 と ?0$5 のデータの同時フィットを  $   の間で行った。ここで、統計をあげるために前章で得た  も取り込んで同時にフィッティングを行った。 ? のパワーローのべき、ノーマリゼーションは固定した。これは 3 のデータでは高エネルギー側（  以上）で優勢になる ? をきちんと決定することが困難だからである。?0 の他の要素については固定してい

次に

ない。点源
前章と同様にについてはモデルとして取り込んである。最初に一温度の熱的なプラズマで合わせたが、  の残差が残った。次に一温度のプラズマにガウシアンを加えたもので合わせたが、水素の吸収を自由にふると、やはり我々の銀河内部のみでの吸収の値よりも小さくなり、矛盾する（表, ）よって二温度のプラズマで合わせた。水素の吸収は銀河の吸収と矛盾のない値であった。表 , には吸収を  + ,  !  で固定した結果を載せた。この結果からわかるように、同時フィット法により、単純な方法１と結果は矛盾せず、より統計誤差の小さい結果を得ることに成功した。

 得られた結果の不定性
' プラズマコードによる結果の不定性

 や   から得られたスペクトルは熱的なプラズマから放射されたことが以上のように分かった。この結果の信頼性について議論したい。まず、フィッティングで用いた ; 3 モデルの変わりに ;3 プラズマコードを用いて、二温度 ;3 でのフィットを行った /D!"B " # /*E*。
すざく



第

結果は、表

,章

 銀河  領域の解析およびその結果, 及び図 , に与えてある。&<' < カイ  乗値はほとんど一緒である。温度、アバンダンスは

統計誤差の範囲内で一致する。このように、２つのプラズマコードの間には有意な違いはないので、以下の議論では; 3 の結果を用いる。

'

すざく 検出器の可視光遮断膜（()*）上の吸収物質の不定性

? 上の吸収物質の柱密度には未だ不定性が残る（D%F ! " # /*E） 。これは特に   以下の の温度、アバンダンスの決定に及
低エネルギー側の有効面積に影響する。吸収物質の柱密度の不定性がぼす影響を調べるために、我々は擬似的に A 吸収物質を増やしたり減らしたフィッティングを行った。この結果、高温側の温度はほぼ変化なく（A 以下の変化）、低温側の温度は -A 変化した。これは統計誤差の範囲内の値である。絶対的なアバンダンスは A /* A /* A / * A /* A /* であり、全て統計誤差の範囲内である。このように、吸収物質の不定性は得られた結果に殆ど影響しない。

' 熱的プラズマ成分の数による結果の不定性スペクトル解析の結果からは観測された

 のスペクトルを説明するには二温度の熱的成分が必要なこと

 のプラズマが多温度成分から成ることを示唆している。ここでは熱的成分の数を増が分かった。これはやした時に温度や、アバンダンスがどの程度変化するかを調べた。

; 3 ）、表 , のように三温度成分（ 5+  ,,
 ）を得た。この成分を追加することによって、'## BF%"B(( &%7 7#"F の値は   から,   となり、ほとんど変わりなかった。低温成分   〜  のエミッションメジャー は二温度の時の低温成分のものと統計誤差の範囲内で変わりない。加えて中温度〜,,  と高温度〜  を足
二温度成分に一つの熱的成分を加えた結果（

したエミッションメジャーとフラックスで重みをつけた中心温度は二温度の際の高温成分のものと変化ない。
絶対アバンダンスの変化は図, にまとめてあるが、全て統計誤差の範囲内である。

また、一温度にガウシアンを足した結果は、物理的な議論から否定されたが、このアバンダンスも二温度のときと矛盾しない（表, ）。以上より、  が一つの熱的成分から成っていても、多温度成分から構成されていても求まった温度やアバンダンスに重大な影響はないと結論できる。

' 電離非平衡（+ ,"-" . ）, 章 , 章では〜  の一つの熱的プラズマでは全体として大まかな形状は再現できるものの、  の輝線は説明できないと述べた。これは、比較的低い電離状態の   が電離平衡状態になっていないからかもしれない。これを調べるため、電離非平衡のモデルで 3$5 と ?0$5 の同時フィットを行った（方法 ）。モデルとしては  の ;5 ;&(%)  を用いた。吸収は我々の銀河の吸収 + ,  !  に固定した。今までと同様に      のアバンダンスをフリーパラメー
タとした。図 , が一温度 ; での電離のタイムスケール（)"）の、電子温度（ 5）に対する関数の%)@<)  %)"%'& である。電離のタイムスケールとしては A 誤差の下限として -  ( ! を得た。
これは得られたスペクトルは電離平衡と考えて矛盾ない値であることを示す。この場合もやはり -  に  の残差が見られた。以上より、電離非平衡を考えても   のラインと他の輝線を同時に説明すること

は出来ない。

 で表される。Ｘ線フラックスに比例する量。

, 得られた結果の不定性

図 !



スペクトルフィットの結果得られた、原子番号に対する金属アバンダンス量。

図  

電離非平衡でのフィット結果。



第章

議論


重元素アバンダンス比/ 熱的プラズマの温度

 と  に搭載された  のＸ線  カメラから得られたデータを用いて、  銀河から   離れた位置に存在する
 領域のＸ線プラズマは二つの高温熱的
前章ではすざくに搭載されたプラズマの和として表すことが出来ることを示した。前章で得られた結果である熱的プラズマの高温成分の  +     は、以前他の論文で報告されていた値   +     や   + -  /D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E D";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E*。エミッショ
ン メジ ャーも これ らの論 文と 矛盾 しない 値で ある。こ の論文 での 新た な発見 は、  輝 線 と   +    の熱的プラズマの低温成分の存在である。これは  領域でのプラズマが一温度ではなく多と矛盾しない温度（少なくとも２温度）の熱的平衡状態にある高温プラズマの混合体であることを示している。

/

重元素アバンダンス：得られた結果の検証

 の起源を重元素アバンダンスの元素の比から検証したい。、 の良いエネルギー分解能のお陰
で我々は
 領域から      の輝線を検出し、これらの重元素の絶対量を求めることに初めて成功した。結果として、    の重元素アバンダンスは太陽組成を１とすると１〜２ (%# & だったのに対し、 では〜- (%# & であった。これは  型超新星では  に比べ軽元素が多く生成されることを考える
 内部のプラズマの起源が  型の超新星爆発であると考えることが出来る。
と
但し、注意すべき点がある。輝線のエミシビティー（放射強度）はプラズマの温度と連動しており、そのプ

$  付近に密集している沢山の鉄のＬ殻輝線の重ね合わせの形状により決定されている。すなわち、 のアバンダンスの不定性によって、他の元素のアバンダンスが大きく影響を受ける可能性がある。以上の理由により、我々は結果の検証を行った。図 - は  に対する     のアバンダンス
をえがいた %)@<)  %)"%'& である。この図から、   は A の有意度で  よりも多いと結論できる。 については A の有意度では  よりも多いと言えないが、A の有意度では多いと結論することができる。このように、 の重元素アバンダンスは他の     といった元素のものよりも有意に少なラズマの温度はいと言う事ができた。



第- 章 議論

50++

50+C
X/'-#.
/GVCNRQQTUVCTU

図 

重元素組成比。横軸は原子番号、縦軸は太陽組成を１としたときの , に対する各元素の重元素組成比。観測結果 60. = とともに、 "%2 な星の観測結果、 " 型、型超新星モデルから合成されると予想される重元素比を示す。

/ 重元素アバンダンス：得られた結果と超新星モデルとの比較

 の重元素アバンダンスを  型、 型の超新星により合成される元素のモデルと比較した。 型の超新星については %!%"% らのＷ７モデルを適用した /D%!%"% 5B#! )) R%% /,*E
D5B#! )) %!%"% R%% /*E*。この  型超新星モデルにより合成される重元素の比を図 - に図示した。一見して分かるように  型超新星爆発の残骸の重ねあわせとして
 のスペクトルを説明することは出来ない。これは  型の超新星が    などの元素を合成しないことからも明らかである。
 型の超新星爆発モデルとしては 5'S!%"% らの元素合成モデルを用いた /D5('S!%"% " # /-*E*。超新星爆発を起こす星の上限質量としては  + -  を採用した。これにより合成される元素量は     3&  についてそれぞれ      ,    である。この  型超新星爆発モデルによって生じる元素比を図 - に示した。この  型超新星爆発による重ね合わせの重元素アバン
ダンス比は、我々の結果から得られた
 の重元素アバンダンスと驚くほど一致している。
更に我々は得られた

/ 重元素アバンダンス：他の観測結果との比較
先ほど

 の重元素アバンダンスが  型超新星による重元素合成の比率と非常によく一致すると述べたが、ここでは超新星の爆発のモデルに依存した不定性が払拭できない。そこで超新星爆発のモデルによる任意性を- 重元素アバンダンス比図 , に対する 14 9 4 54 ' の重元素アバンダンスの /-?7 -/ /-8（60. = のフィット結果）。コントアには @4 !@ "-7 !!@ の信頼曲線を描いている。

!" #$%%& な星 を取り上げる。!" #$%%& な星の化学組成は、 型超新星が  型よりも卓越していた初期宇宙の元素組成の情報を留めている。1 & %( や地上の観測に基づいた、 #!)")
らによる !" #$%%& な星の重元素構成比 /D #!)") " # /*E* を参照すると、!" #$%%& な星における  に対する元素の割合は太陽組成を１として、 で $,,、  で -、 で ,$  である。図 - に受けない観測例としてはこの比をプロットした。

// イメージング結果からの考察

 のイメージでは  銀河本体と  を結ぶ領域からも広がったＸ線放射を検出した。これは
" ;)( が以前に報告している /D";)( 4 < ?& ;%$0'&&&% / *E* が、バックグラウンドが定常的に を繋ぐ領域は銀河風が  か
低く、広がった天体の検出に優れるすざくにより確定された。この銀河とら吹き出している領域である。  は銀河風の先端に位置することから、この領域の放射は  の爆発的な星生成（スターバースト）活動の結果生じた多数の超新星爆発（初期のスターバースト活動では  型超新星を起こす星を大量に生成したことから主に  型超新星爆発）が起源であることを支持する。
このように、 型の超新星爆発のモデルや !" #$%%& な星と比較することにより、或いはイメージング解析の結果より、  内でのＸ線プラズマの起源は  型超新星であると考えて矛盾無い。一方、 型の超新星は
 内の物質に大きな寄与はしていない。以上をまとめると、  から放出される物質の多くはスターバー
すざく 含まれる重元素量が絶対的に小さい星

第スト活動の結果生じる多数の- 章 議論 型超新星によって放出されているであると考えることが出来る。

  内部の物理的パラメータの概算/    の体積の概算

 の総体積を大まかに出す。 B)&" らの結果より /D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E*  の形状を     の直方体であると見積もると、  +   ! であるので
 + /      * /   !  *     !
となる。

/ 

  内の高温プラズマの数密度の概算

 領域の高温プラズマの数密度を概算する。ここで前章で求めた *    !  単位であるので
表 , を参照すると、熱的プラズマのノーマリゼーションは /  ,
 
観測量であるＸ線フラックスを用いて

これから数密度を求める。ここで高温プラズマの主成分が殆ど陽子と電子であり、他の重元素イオンの数は陽子数に比べて無視出来るとすると     となる。

  のプラズマに注目する /インデックス  で表すことにする* と以下の関係式が成り立つ。
     !  + -   ! ,   内のプラズマは先に仮定した       直方体の中の体積のうち  の割合

まず最初に





ここで





を空間的に占めており、この中で一様に分布していると仮定すると、

 
, 


となる。この式に   + 
     !

を代入して  について解くと









!  + -   !  ! +   !
 -   !






が求まる。
同様に

  のプラズマについても求めると /インデックス  で表す*、  -   !
となる。ここで  はこのプラズマに対するフィリングファクターである。
この密度は銀河内部を一様に均した平均密度〜









 !



よりは十分小さいが銀河間空間の平均密度〜! よりは十分大きい。/銀河間空間密度は場所依存が大きいが、典型的な銀河団中心の密度〜! よりも更に大きな値である。）
 これをフィリングファクターと呼ぶ。典型的なオーダーはここでは１と考えてよい。

- 内部の物理的パラメータの概算/    内部の高温プラズマの総質量の概算

 内部に含まれる高温プラズマの総質量を求めることは簡単である。体積はここでも    の直方体を仮定し、この内部をフィリングファクターの割合で高温プラズマが占

密度が求まれば 

めているとする。

  の高温プラズマについて考える。質量を担うのは殆どが陽子であるので    
を用いると、 + より、  /-   ! * /     ! * /   *     Iとなる。ここで      を用いると、これは      に相当する。


まずは













  についても同様に計算すると、
  /-   ! * /     ! * /   *  -   Iとなり、これは     に相当する。










フィリングファクター   をほぼ１とみなすと、して太陽質量のおよそ

 に含まれる高温プラズマの質量は二温度成分の和と 万倍にも及ぶことがわかる。

/    内部の総エネルギーの概算 内部の高温プラズマが一つの電子、或いは陽子あたり 52 のエネルギーを持つとして内部に含まれる総エネルギーを概算する。ここではエネルギーを担っている粒子がほとんど電子又は陽子であるとする。総エネルギーは+  / O * 

 





 



となる。
まず、



  の高温プラズマの持つエネルギーを概算する。    &( であるので+    /   &( *  /-  I ! * /    I ! *  -  &( 










となる。
同様に



  については+    /   &( *  /-  I ! * /    I ! *    &( 








となる。

超新星爆発の理論によると１つの超新星爆発が起こった際の放出エネルギーはおよそる。このうち &( と言われていA のエネルギーはニュートリノによって運ばれる。残りの &( のエネルギーが衝撃波の粒子の運動・熱的エネルギーになったとすると上記で求めたエネルギーは超新星爆発数千個分のエネルギーに
相当する。

第

- 章 議論/ / 01 銀河から   の位置まで   内部の物質が伝播するのに要した時間の概算

 領域内の物質が断熱的に強い衝撃波とともに現在の位置まで運ばれたとすると、
 +  
ここで  は ! (( &  &" # でここでは を採用する。これを用いて が  銀河から噴出
ここでは仮定として、して現在見えている位置まで伝播するのに要した時間を概算する。  は衝撃波速度である。
最初に  の高温プラズマが伝播したと考えると
となり、秒速+   /   &( *   /  * 












 ! 程度の速度でついても同様に求めると 

 ! (    ! (  内の物質が  まで伝播したと概算できた。  のプラズマに ,  ! (   ,! ( 




を得る。

B%7## " # に報告されている銀河風の可視光観測から推定された銀河風の噴出速度約 !2( ともオーダーで一致する。ここで、, !2( の速度で   の距離を高温プラズマが伝播したとすると   !  ,  (    F &   ! ( となり、現在の位置までたどり着くのにおよそ  万年かかった計算になる。これは  銀河が数千万年
から一億年前に  銀河と重力的な潮汐力による相互作用をしてスターバースト活動を行うようになったこ
これらの速度は

とと矛盾なく、スターバーストの典型的なタイムスケール数千万年とも良く一致する。

  内に含まれるダストの影響の考察/ 過去の紫外線観測を用いたダスト質量の推定1%%( らは 03  を用いて、  に相当する領域から紫外線を検出した /D1%%( " # /-*E*。彼
らは紫外線の放出メカニズムのうち、最もありそうなのはスターバーストを起こした  中心付近の星の連 のダストが散乱しているのだ、と主張している。彼らはまた、ダストの起源はスターバースト活
続光を動により  中心から吹き出したものであるかもしれないし、  と  が潮汐力による相互作用を起こした際に剥ぎ取られたのかもしれないと述べている。前者の主張は  から噴出されるダストを観測した
 G?3 による観測が支持している /D3#"%)  ;( ? ) B /*E*。一方後者の主張は ">& が支持している /D)#7& B" " # /*E *。
 内にはダストに内包される相当量
ここでダストの構成要素が主に  や  であることを考え合わせるとの   が含まれている。ダストの質量は 1%%( らによって報告されていないので /D1%%( " # /-*E*
Ｘ線プラズマ中の重元素の質量とダストの質量を直接比較することは困難である。しかし、以下のようにしR') らの観測結果によると  領域の 1 の柱密度上限は/DR') 1% % / *E DR') 1% % /,*E*。ここでも  の形状を B)&" らてダストの質量上限を求めることは可能である。

  !




 である

-

 内に含まれるダストの影響の考察  の直方体であると見積もると /D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E*、  内
での 1 分子雲の質量上限は以下のように求められる。すなわち、  領域内に含まれる 1 分子の個数の上 * /   !  * /  ! *     個であるので、この重さ限が / 
は /   * /   *  ,        である。ここで  ($"%$<'(" & "% を と仮定するとダストの質量上限は     と見積もることが出来る。
の結果より















/

ダストの溶け出すタイムスケールの概算と溶け出すことによる影響

ダストは熱的なプラズマや宇宙線粒子との相互作用によりＸ線プラズマ中に溶け出すことが知られている。このタイムスケールは
らによって !   で/<'(" ('""&)*R!<  /   !*  !
F&
与えられている /DR ! <  " F ! /-*E*。ここで はダストの粒の大きさ、) はプラズマ密度である。
! I  と、典型的なダストの大きさ ! を仮定すると溶け出すまでのタイ上で概算した   - ムスケールは     F&・I となる。
 の物質が  銀河から先ほど概算した衝撃波速度  , ! (  で伝播したときに  まで
これはに到達するのにかかるタイムスケール     F& とほぼ同程度である。以上述べた根拠により、 から噴出したダストの一部は <'(" ('""&) によりダストからＸ線プラズマ中に溶け出し、混じった可能性








がある。

/ 実際の観測から得られた重元素量とダストの重元素量の比較

 内のプラズマ中の  と  の質量を概算する。得られた観測結果の表 , から   の重元素アバンダンスは太陽組成を１として   , であり、また太陽組成では表  より 1 が１つあったときに   は --  、,   個存在することが存在することを用いる。
高温プラズマの質量についてはほぼ陽子から構成される質量を概算しているので、 の質量数をほぼ - として、  の高温成分が担っているのは、 については/    *  / --  *         となり については/    * , /,  * -        である。
一方、  の低温成分が担っているのは、 については/    *  / --  *         となり については/    * , /,  * -        である。
我々の観測から得られた





























この両方をあわせた値はダストのアッパーリミットと同程度である。
この事実は、ダストがＸ線プラズマ中の重元素量に重大な影響を与えている可能性を示唆する。言い換えれば、ダストから重元素が溶け出すことにより、本来高温プラズマ中に含まれる元素組成比よりも相対的に などの重元素が多く含まれるようになった可能性があり、この意味で我々の観測結果は重大な変更を迫られる可能性もある。スターバースト活動の銀河からの放出物を正確に理解するには定量的なダストの観測が必須であり、将来的な紫外線、サブミリメートルバンドの観測が非常に重要である。

 ガスの重さを１とした時のダストの質量。典型的な値は  程度である

第- 章 議論

99%
90%
68%

図 

  の輝線の /-?7 -/ /-8。横軸は図  に一つのガウシアンを加えた際のライン中心。

縦軸はガウシアンの吸収を受けていないフラックス 2> / (  。コントアは信頼度が @4 !@4!!@ のものを示してある。

 電荷交換反応による輝線放射/ 電荷交換反応##!)" は 電 荷 交 換 反 応 が 、  領 域 で の 輝 線 放 出 に 重 要 に な っ て く る 可 能 性 を 主 張 し た/D ##!)" /,*E*。電荷交換反応とは、高階電離したイオン  が中性の冷たい物質  とぶつかった際に、イオンが中性物質の電子を剥ぎ取る現象である。これに伴って電子が基底準位に落ち込む際に、高階電離イオン
がＸ線の輝線を発する。現在、天体現象としてこの電荷交換が起こっていることが確定しているのは、彗星な
どの太陽系天体由来のもののみである。彗星という冷たい氷の塊からＸ線放射が受かったことは議論を巻き起こしたが実際は太陽風に含まれる高階電離したイオンが彗星の大気に衝突した際にＸ線を発しているものと理/解されている。後者は特に明るいＸ線天体がない領域においてＸ線 特に 輝線など* が時間的に変化する現象が最近すざくの低エネルギー側の良い分解能を用いて発見された。このスペクトルには電荷交換反応に特 輝線が見られたことから、これは太陽風と地球大気がぶつかった際に、太陽風中の高階電離イオンが大気中の中性  又は  の原子から電子を剥ぎ取って電荷交換をおこしてＸ線を発生しているものと理解さ有なれた。

 の  領 域 に つ い て 考 え て み る と 、こ こ は 電 離 し た プ ラ ズ マ を 含 む 銀 河 風（ ス ー の 周 囲 に 位 置 す る 冷 た い 中 性 の 水 素 ガ ス /1* と ぶ つ か る と こ ろ で あ る
パ ー ウ ィ ン ド ）が/D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E*。よってここでも、電荷交換反応を起こして  がＸ線を放射していここでる可能性がある。
但し、

 領域では電荷交換反応がＸ線放射の主たる放射機構ではないと考えられる。何故なら、電荷交換反応により生じるＸ線は輝線のみの構造となる。にも関わらず我々の得たスペクトルは連続成分を含むもので 例えば * 状或いは * 状まで電離した + ,+ -+  など
 例えば中性の水素分子雲 *-, 電荷交換反応による輝線放射あったからである。しかし電荷交換反応がＸ線輝線に幾分かの寄与はしていることは考えられるので、この電荷交換の寄与について議論したい。

/

電荷交換反応による  2 輝線の可能性の考察

 領域から有意な電荷交換反応があるかを判別したい。すざくの  で検出可能なエネルギー帯では  または  からの輝線があるかを調べればよいが、  は輝線のエネル
 のスペクトルか
ギーが )+ から  の遷移で   より大きいエネルギーでも   程度でら判別するのは難しい。そこで  に注目した。'S!%"% " # では太陽風と地球大気との電荷交換と考えられるＸ線放射から  の )+ から  への遷移（  ）と )+, から  への放射 /,- * が検出されている。このうち    は
 の統計ではやはり検出が難しい。  の電荷交換の際には、中性元素から剥ぎ取られた電子が最初に原子の高いエネルギー準位（ ならば )+, が典型的）にトラップされる。& ()%%#(F らによる彗星からの電荷交換放射のモデルによると、  の )+, から  への遷移による
,-  放射は電荷交換に特徴的であり、/D& ()%%#(F 0&)C%%< " ) # /,*E* このラインは熱の高階電離輝線を用いて的なプラズマ放射などではエミッシビティーが低い。加えてこのエネルギー周辺には他の元素の明るい輝線が殆どないことから電荷交換の判別の指標に最適である。

,, や図 , で与えられているすざく、 のスペクトルから ,-  付近のわずかな残差が見られることに注目し、; 3 の二温度プラズマにエネルギー中心が ,-  付近の一つのガウシアンを追加して、この有意性を判別した。図- がこの結果を表す %)@<)  %)"%'& である。,-  付近にカイ  乗値が極小となるエネルギーが存在し、辛うじて  のラインの検出に成功した。但し、A 誤差の範囲では検出は統計的に有意であるとはこれをわれわれの観測したデータからの電荷交換の検証に用いる。図言えない。

/ 電荷交換反応による ( 2 輝線の可能性の考察

 輝線の寄与について考察する。S!%"% " # では太陽風起源の電荷交換からは  /)+ から  : - *  /)+ から  : - * の輝線が検出されている。高階電離した  では典型的に )+ の準位に電子が捕獲される。)+ 以上から )+ のエネルギー準位に落ち込む電子による輝線フラックスは )+ から落ち込むフラックスに比べ、-A 以下の寄与しかない/D& ()%%#(F 0&)C%%< " ) # /,*E*。更に   程度以上のエネルギーになると、輝線状の構造
 のスペクがあったとしても  の 殻遷移の輝線に埋もれてしまい、判別は難しくなる。われわれの得た
トルでは  温度の熱的プラズマであわせた際、残差が -  付近に残ったが、これは電荷交換が   輝
更に電荷交換による線に幾分かの寄与をしていた可能性がある。ここではこの寄与について議論する。

 の体積として       を仮定する /D B)&" 1 ! ) 6 ;& /*E*。
 内 で の 1 の 密 度 上 限 は   ! で あ る こ と が わ か っ て い る の で /DR') 1% % / *R') 1% % /,*E* 銀河風の進行方向の柱密度の上限は   /   !  * /  ! *   !  となる。
酸 素 の イ オ ン と 水 素 原 子 の 電 荷 交 換 の 衝 突 散 乱 断 面 積 は       ! で あ る の で/D6! )) " # /*E*、銀 河 風 中 の 酸 素 イ オ ン は 電 荷 交 換 反 応 と し て 十 分 分 厚 い 水 素 原 子 の な か
ここでも















を伝播することになる。

 輝線放出のフラックスの上限を求める。ここでは  領域に含まれる全ての  イオンが水素原子との電荷交換により輝線を放出する という極端な例を考え、この輝線のフラックスを概算す! とし、スーパーウィンドの速度を   ! (  とる。  内のプラズマ密度をおよそ   
次に、電荷交換による









第

- 章 議論 内の酸素のアバンダンス量を太陽組成と同じと仮定するとフラックス上限は -  B !  ( となる。一方、実際観測された  輝線の吸収を受けていないフラックスは   
B !  (  で


し、



ある。
このように、電荷交換による









  殻放射の輝線フラックス上限は、実際観測されたのと同程度である。こ のＫ殻放射に重要な寄与をしている可能性があることを示唆している。
以上から、電荷交換反応は
 内での重元素量の測定や物理的なプロセスを理解する鍵を握る現象かもし

れは電荷交換反応がれないことがわかった。電荷交換が起こることによって今回の論文で求めた高温プラズマの温度や重元素アバ
ンダンスが変わる可能性があるからである。そしてこれは

 に限らず他のスターバースト銀河などの天体についても言えることである。この意味でより広範囲な電荷交換の可能性を探る研究が不可欠である。これ-  で   ）のあるＸ線  では限界があるので桁違いに高いエネル
ギー分解能を持つ非分散型分光器のマイクロカロリメータ（5 及び  に搭乗予定）が待望される /D')<  "('<  5  B (B /* B (B " # /*E*。
はエネルギー分解能に上限（



まとめ
 すざく衛星に搭載されたＸ線  検出器  の $  付近のエネルギーゲイン、エネルギー分解能の確認を行った。

  を用いることにより、  銀河から ./  * 離れた領域にあたる  と呼ばれる領域から
 領域だけではなく、  銀河
広がったＸ線放射を検出することに成功した。広がったＸ線放射は
 を結ぶ領域からも検出された。
と  領域のＸ線放射は、二温度の熱的に平衡状態にあるプラズマの重ねあわせとしてよく表現できる。
一温度プラズマに -  のガウシアンを加えたモデルは、水素の柱密度が我々の銀河のみのものよ
り少なくなってしまうという物理的理由により棄却された。電離非平衡は必要とされない。

,  領域の重元素アバンダンスは !" #$%%& な星や  型超新星の元素合成モデルによるアバンダンス
比と非常に良く一致するが、 型の超新星の元素合成モデルとは明らかに一致しない。このことから
 領域の高温プラズマに含まれる重元素は、  銀河内のスターバースト活動により生まれた星が
 型超新星爆発を起こして銀河風として噴出したものであると考えられる。
-  のＸ線プラズマ中の  や  の一部分はダストから溶け出したものである可能性がある。この量はダストの総量に依存するが、もし相当量のダストから  や  が溶け出ていたならば我々の観測結果に影響を及ぼす可能性がある。

  の遷移 )+, から )+ の ,-  の輝線が辛うじて検出された。これは  から放射されたＸ線が電荷交換を起こして放射された可能性を示唆している。我々の得たスペクトルは連続成分を含む形状であることから電荷交換はＸ線放射の主たる機構でないと思われるが幾分かは影響している可能性
がある。

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謝辞
本修士論文作成にあたり、沢山の方の御指導、御協力を賜わりました。深く感謝致します。

今回の研究が京都大学宇宙線研究室の皆様の御協力の上に成り立っていることは言うまでもありません。
指導教官の小山勝二教授にはデータ解析のみならず、物理、天文にいたるまで様々な助言を頂きました。ここに深く感謝します。鶴剛助教授には、発想力の乏しい私に考える機会を幾度となく与えて下さり、データ解
析の方向性や新たな物理の可能性など細かいところまで様々な助言を頂きました。松本浩典助手には本論文を丁寧に校正していただきました。
研究室の先輩方には解析の方法を初めとする本当に様々な局面で親身にサポートして頂きました。
同期の内山秀樹君には物理的議論は勿論のこと、細かい点に至るまでお世話になりました。

 の  40 データ
は理化学研究所の &% 4 ) ## 氏にエネルギーゲインを求めて頂きました。0 -,, では 32N33 の田村隆幸氏に  40 のデータを頂きました。0 ,  などの楕円銀河については東京理科大

エネルギー較正の章では沢山のすざくチームの方に協力して頂きました。

学の松下恭子さん、名古屋大学の松本千穂さんに沢山の助言を頂き、松下恭子さんからはご好意で一般に公開されていないデータを頂きました。

 の解析の際はすざく  チームの方から沢山の非常に有用な助言を頂くことが出来ました。
すざくの  を用いてこのような結果が出せたことはすざく  チームの皆さんの多大なご尽力の上に成りまた、立っています。
すざく チームの皆さま、そして全てのすざくチームの方々に感謝致します。
小澤 碧

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参考文献
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参考文献

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参考文献

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