X 線天文衛星「すざく」による
天の川銀河中心拡散 X 線放射の研究

信川 正順
京都大学院 理学研究科 物理学第二教室 宇宙線研究室

2008 年 1 月 31 日

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概要
2005 年 7 月に打ち上げた「すざく」は「あすか」に次ぐ日本で 5 番目の X 線天文衛星である。「すざく」に搭載された X 線 CCD カメラ XIS は高いエネルギー分解能、硬 X 線に対する大有効面積、安定かつ低バックグランドという特徴を持つ。銀河中心領域にはコン
パクトな X 線星のみならず、超新星残骸や X 線反射星雲、超高温プラズマなど輝線を放射し、かつ広がっている淡い天体が数多く存在する。「すざく」の諸特性はこのような天体の観測に最適である。本修士論文では銀河中心 4◦ × 2◦ 領域観測結果について報告する。
銀河中心の 1–10 keV の X 線スペクトルには多数の輝線が存在する。その中でも特徴的なものは 6.4, 6.7, 6.9 keV の 3 つの鉄輝線である。それぞれ中性状態、He 状、H 状に電離した鉄原子/イオンの K-輝線である。これらの輝線強度の空間分布を調査したところ、中性と高階電離鉄輝線の分布は全く異なるものであった。6.4 keV 輝線はこれまでに観測されていた Radio Arc, Sgr B2, Sgr C 領域以外にも Sgr D, Sgr E 領域に放射の超過が見られた。また、それらの領域以外からも有意な放射が検出された。一方で 6.7 と 6.9 keV 輝線の強度比は 0.35±0.01 であり、それから求められるプラズマのイオン温度は kT ∼6.6 keVである。全観測領域において強い鉄輝線を検出しており、超高温のプラズマが銀河中心から 2◦ に広がっていることが示唆される。また 6.7 keV 輝線の起源として X 線点源の重ね合わせが唱えられていたが、点源の放射強度分布と比較したところ、差異が見られた。この結果から銀河中心には真に広がったプラズマが存在していると考えられる。
さらに、いくつかの diﬀuse 天体の発見、追観測を行った。2.45 keV (SXV Kα) 輝線を持つ G0.42–0.04 のスペクトルは kT ∼0.7 keV の光学的に薄いプラズマモデルでうまく再現することができた。近赤外では同じ位置に星団が観測されておらず、新しい超新星残骸候補である。G1.20–0.21 は電波で観測されている超新星残骸 Sgr D SNR のシェルの内側に位置する。X 線スペクトルからは kT ∼2.4 keV の熱的放射であることが分かったので、
新しい Mixed-Morphology 型超新星残骸であると考えてよいだろう。M0.51–0.10 のスペ
クトルの特徴は大きな等価幅を持つ 6.4 keV 輝線と強い吸収を受けた連続成分であり、外部から照射された X 線を反射して輝く X 線反射星雲であろう。しかし現在周囲に明るい
X 線天体は存在せず、その照射源として銀河中心ブラックホール Sgr A*が考えられる。その場合 Sgr A*は 300 年前に現在の 100 万倍明るかったことが示唆される。
マイクロクエーサー 1E 1740.7–2942 の周囲から奇妙な構造、等価幅 ∼1 keV の 6.4 keV
輝線を放射するジェット状構造と 2.45 keV 輝線を持つ広がった熱的放射、を発見した。1E
1740.7–2942 からは電波ジェットが観測されており、この 6.4 keV ジェットが 1E 1740.7–
2942 と関連していることが十分考えられる。また、熱的放射は温度 kT ∼ 0.8 keV の超新星残骸であると考えて矛盾はなく、同じ位置に存在する電波超新星残骸 G359.07–0.02 と関係が示唆される。

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目次
第1章
1.1
1.2
1.3

序論
天の川銀河中心 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
銀河中心 Sgr A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
銀河中心拡散 X 線と鉄輝線 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3.1 6.7 keV 輝線—高温プラズマ— . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3.2 6.4 keV 輝線—X 線反射星雲— . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
「すざく」が見た銀河中心 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.4.1 GCDX—diﬀuse 高温プラズマ— . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.4.2 熱的放射と超新星残骸 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.4.3 X 線反射星雲と Sgr A*の過去の活動性 . . . . . . . . . . . . . . . .

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3
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第2章
2.1
2.2
2.3

X 線天文衛星「すざく」
概観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
X 線望遠鏡 XRT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
X 線 CCD カメラ XIS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3.1 CCD 検出器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3.2 SCI 機能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 硬 X 線検出器 HXD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4.1 Well 検出器ユニット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4.2 Anti 検出器ユニット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第 3 章 観測データと解析ツール

25

第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射4.1 銀河中心の狭輝線バンドイメージ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 銀河中心に広がる鉄輝線の分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.1 スペクトルフィッティング . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.2 輝線強度分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 議論 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.1 6.4 keV 輝線の分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.2 6.4 keV 放射起源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.3 6.7, 6.9 keV 輝線の分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.4 プラズマの物理パラメータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第 5 章 diﬀuse 天体の観測
5.1 Sgr B1 領域の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.1.1 G0.42–0.04 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.1.2 M0.51–0.10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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39
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42

1.4

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5.2

Sgr D SNR 領域の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

第 6 章 マイクロクエーサー 1E 1740.7–2942 とその周辺の X 線放射49
6.1 6.4 keV ジェット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
6.2 熱的成分–2.45 keV 輝線– . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
第 7 章 まとめ57

付 録 A 鉄輝線強度と等価幅

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図目次
1.1 Molecular map in the Galactic center region . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Radio 90 cm map in the GC region . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 Sketch and X-ray image of the Sgr A region . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.4 Spectrum of the GC and distribution of 6.7 keV line intensity with Ginga . 4
1.5 Spectrum and 6.4 keV image of the GC with ASCA . . . . . . . . . . . . . 5
1.6 Spectrum and image of the Sgr B2 X-ray reﬂection nebula . . . . . . . . . 6
1.7 Spectrum of the GC with Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.8 Scheme of the ﬁrst energy level of He-like ions . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.9 Time variablity of the 6.4 keV line intensity of Sgr B2 . . . . . . . . . . . . 9
1.10 SXV Kαimage of the GC region by Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.11 FeI Kαimage of the GC region by Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.12 FeXXV Kαimage of the GC region by Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.1 Overview of the Suzaku satellite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Orbit of Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 General view of the XRT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 Wolter-I type grazing incident optics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5 Major reﬂection paths occuring in the XRT . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.6 Pre-collimator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.7 Focal plane images formed by stray light . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.8 Image of SS Cyg, PSF, EEF . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.9 Vignetting of the XRT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.10 X-ray Imaging Spectrometer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.11 Princeple of detection of X-rays with a Front-illuminated CCD . . . . . . .
2.12 Schematic view of the XIS CCD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.13 Time history of the energy resolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.14 Spaced-row charge injection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.15 Hard X-ray Detector . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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3.1

GC observed regions by Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

4.1
4.2
4.3
4.4
4.5
4.6
4.7
4.8

Regions in which spectra are extracted . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Line intensity distribution (b = +0◦ .05, −0◦ .05) . . . . . . . . . . . . . . .
Line intensity distribution (b = −0◦ .15, −0◦ .25) . . . . . . . . . . . . . . .
Comparison between line intensities of 6.4–6.7 keV, 6.7–6.9 keV . . . . . .
Relation between Fe line ratio and plasma temperature . . . . . . . . . . .
Relation between distance from the GC and mass . . . . . . . . . . . . . .
Comparison between 6.4 keV and TeV Gamma-ray . . . . . . . . . . . . .
Comparison between 6.7 keV line and point sources . . . . . . . . . . . . .

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4.9

Electron density along distance from the GC . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

5.1
5.2
5.3
5.4
5.5
5.6

Line band maps of the Sgr B1 region . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Spectra of G0.42–0.04 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Spectra of M0.51–0.10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
0.5–2.5 keV and 2.5–5.5 keV images of the Sgr D SNR region. . . . . . . .
Spectra of G1.20–0.21 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5–5.5 keV image of the Sgr D SNR region with the radio 90 cm contour.

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6.1
6.2
6.3
6.4
6.5
6.6
6.7

Line band images around 1E 1740.7–2942 . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Spectrum of the 6.4 keV jet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Line center of iron Kα-line . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Molecular cloud and 6.4 keV contour . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.4 keV image and the radio jet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Spectra of 1E 1740.7–2942 and thermal emission . . . . . . . . . . . . . . .
Surrounding of 1E 1740.7–2942 and SNR G359.07–0.02 . . . . . . . . . . .

49
50
51
53
53
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55

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表目次
2.1
2.2
2.3

Design parameters of the XRT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
Design parameters of the XIS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
Design parameters of the HXD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

3.1

Suzaku observation of the GC region . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

4.1

Line center of Fe, Ni obtained with Suzaku . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

5.1
5.2
5.3
5.4
5.5

Fitting result of G0.42–0.04 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Physical parameters of G0.42−0.04 and G1.20–0.21. . . . . . . . . . . . . .
Fitting result of M0.51–0.10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Comparison between required luminosities and observed luminosities. . . .
Fitting result of G1.20–0.21 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6.1
6.2

Fitting result of the 6.4 keV jet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
Fitting result of 1E 1740.7–2942 and its surrounding . . . . . . . . . . . . . 54

A.1
A.2
A.3
A.4

Results of spectral ﬁtting (1/4)
Results of spectral ﬁtting (2/4)
Results of spectral ﬁtting (3/4)
Results of spectral ﬁtting (4/4). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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1

第1章
1.1

序論

天の川銀河中心

天の川銀河中心は無数に存在する銀河の中でも最も我々に近い銀河中心部である。しかしながら太陽系の周囲と違って、銀河ディスクの星間ダストやガスによる減光を大きく受けるため、赤外から軟 X 線波長帯における銀河中心の観測研究は困難である。そのため波長の長い (λ ≥ 2µm) 電波や近赤外線、エネルギーの高い (E ≥ 2 keV)X 線やガンマ線で研究されている。
銀河中心ではガスや星が密集し、それらが相互作用しあうことで星形成や超新星爆発を頻発させる。電波や近赤外観測からその周囲は非常に複雑な様子が明らかになってきた(図 1.1, 1.2)。分子ガス雲は重力収縮して大質量星を含む星団を作り上げる。その大質量星からの紫外線放射を受けて周囲の中性ガスは電離し、HII 領域が形成される。進化が早い大質量星は数千万年で超新星爆発を起こして、星間空間に重元素をばら撒き、同時に衝撃波によって宇宙線を加速する。銀河中心領域では無数の星に加えて、分子ガス雲や HII
領域、超新星残骸が数多く発見されており、このようなサイクルが幾度となく繰り返されていることを示唆する。

図 1.1: 銀河中心 3◦ × 1◦ 領域の CS J = 1 − 0 分布 (Tsuboi et al. 1999)。分子ガスの分布
を分布を表す。l ∼ 0◦ .7 の濃い領域は M ∼ 106 M⊙ の Sgr B2 巨大分子雲。

1.2

銀河中心 Sgr A

我々の銀河のごく中心部 (∼ pc) には強い電波源 Sgr A が存在する。Sgr A は Sgr A Eastと Sgr A West、Sgr A*の 3 つから構成されている (図 1.3 左)。

2

第 1 章 序論

図 1.2: 銀河中心 3◦ × 1◦ 領域の電波 90cm 連続波イメージ (LaRosa et al. 2000)。非熱的放射が卓越している中心 Sgr A 領域の他に多数の超新星残骸、HII 領域、フィラメント構
造が存在する。

超巨大ブラックホール Sgr A*
コンパクトな非熱的電波放射源として発見された Sgr A*は銀河系の重力中心であり(Balick & Brown 1974)、質量 ∼ 3.7 × 106 M⊙ もの超巨大ブラックホールである (e. g.,
Chez et al. 2003, 2005)。多波長観測結果から Sgr A*は低光度 (1036 erg s−1 = 10−9 LEdd ,LEdd はエディントン光度) であることが分かっている。図 1.3(右) は Chandra によって撮影された銀河中心 2.5 pc 領域の X 線イメージである。Sgr A*の X 線光度は LX ∼ 1033 erg s−1
であり、活動性は低いが 100 倍程度の増光も観測されている (Baganoﬀ et al. 2001, 2003)。
それでも銀河中心領域で X 線で最も明るい天体、1E 1740.7–2942 や 1E 1743.1–2843、A
1742–294 など (LX ∼ 1036 erg s−1 ) よりも暗い。また、銀河中心領域から検出されているガンマ線の起源も Sgr A*ではないかと考えられている (Mayer-Hasselwander et al. 1998;
Tsutiya et al. 2004; Aharonian et al. 2004)。

HII 領域 Sgr A West
渦巻き形状に Sgr A*を取り囲んでいる Sgr A West からは熱的電波が放射され、その0.1 pc 内に数百個の巨星と数 10 個の大質量星が存在していることが観測されている (Eckart
et al. 1993)。Sgr A West はこれらの星に電離された HII 領域であろう。

超新星残骸 Sgr A East
Sgr A East は Sgr A*, Sgr A West を取り囲むシェル型非熱的電波源であり、若い超新星残骸であると考えられている。Chandra, XM M -N ewton による観測から電波シェルの内側に熱的な X 線放射が発見され (Maeda et al. 2002; Sakano et al. 2004)、その構造か
ら Sgr A East は Mixed-Morphology 型超新星残骸に分類されている。また、爆発による

1.3. 銀河中心拡散 X 線と鉄輝線

3

図 1.3: (左)Sgr A 領域のスケッチと、(右)0.5–7 keV X 線イメージ (Baganoﬀ et al. 2003)。
X 線イメージは 1′ = 2.5 pc 正方形領域。
衝撃波が数百年前にそれまでは活動的であった Sgr A*に到達して周囲の降着物質を取り除いた結果、Sgr A*は現在の休眠状態になったのではないか、という説もある (Maeda etal. 2002)。

1.3

銀河中心拡散 X 線と鉄輝線

明るい点源では説明できない、銀河面に広がった X 線放射 GRXE (Galactic Ridge Xray Emission) の存在は X 線天文の初期の頃から知られていた (Cooke et al. 1969)。銀河面に分布していることから、その起源は銀河系内に存在するものであろうと考えられた。
GRXE の全光度は LX ∼ 1.4 × 1038 erg s−1 であり、銀河系の点源を集めたものに対して
2 − 3% に相当するものであった (Worral et al. 1982)。暗い点源 (白色矮星連星系など) や
diﬀuse(kT ∼ 10 keV の高温ガス、GeV 程度のエネルギーを持つ宇宙線電子・陽電子によるマイクロ波背景放射の逆コンプトン、宇宙線電子と星間磁場の相互作用によるシンクロ
トロンなど) がその放射起源候補として考えられたが、観測的にいずれであるか決定することはできなかった。

1.3.1

6.7 keV 輝線—高温プラズマ—

しかし、「てんま」、「ぎんが」によって GRXE に 6.7 keV 鉄輝線放射が付随することが発見されることで事態は一変した (Koyama et al. 1986, 1989; Yamauchi et al. 1990)。さらに鉄輝線強度分布は銀河中心に強いピークを持つ成分、GCDX(Galactic Center Diﬀuse
X-rays) が存在していることを示した (図 1.4)。この 6.7 keV 鉄輝線は He 状にまで電離した鉄イオンの特性 X 線であり、銀河面・銀河中心におよそ 1 億度 (kT ∼ 10 keV) のプラズマが存在することを示唆した。
「ぎんが」は銀河中心付近のスキャン観測を行い、6.7 keV 輝線◦
放射分布が銀河面から 20 傾いた 1◦ .8 × 1◦ .0 の楕円形状であることを発見した (Yamauchi
et al. 1990)。さらに鉄輝線の等価幅は 0.5–1.3 keV と求められた。鉄輝線を持つ点源、

第 1 章 序論

4

CV(白色矮星連星系の激変星) や RS CVn(対流外層を持つ星同士の連星系) の等価幅はそれより小さいことが分かっていたので、起源である可能性は低いと考えられた。
「あすか」は優れたエネルギー分解能と撮像能力を持つ CCD 検出器 SIS によって銀河中心領域の鉄輝線が実は、6.4(中性鉄)、6.7(He 状鉄)、6.9(H 状鉄) keV の 3 つの輝線のブレンドであることを明らかにした (図 1.5; Koyama et al. 1996)。He や H 状にまで電離した鉄輝線は ∼1 億度のプラズマガスからの放射である。しかしこの高温プラズマガスは銀
河中心の重力によって束縛されずに 10 万年程度で散逸してしまう。したがって 1054 erg もの巨大なエネルギーを持つプラズマが 10 万年の間に蓄えられたことになる。
「あすか」で観測された 6.7 keV 輝線には ∼ 70 eV の広がりが検出されたことから、その起源は宇宙線中に含まれる鉄原子核と中性ガスの荷電交換ではないか、という説が唱えられた (Tanaka
et al. 2000)。しかし、荷電交換説では 6.7 keV も 6.9 keV も同じ輝線強度になることが予想されるが、観測された強度比は場所によらず ∼2:1 であった。また、中性ガスの濃い領域、すなわち分子雲領域に強度の超過が見られないことからも可能性は低いだろうと考えられた。
それまでの衛星よりも 2 桁も高い空間分解能 (Harf Power Diameter: HPD∼ 0′′ .5) を備えた Chandra は銀河中心領域から多数の点源を検出した (Muno et al. 2003, 2006)。Muno
et al. (2004) は銀河中心 Sgr A 領域の長時間観測データをもとに 10−15 erg cm−2 s−1 までの点源の重ね合わせでは GCDX の 10%しか説明できないと主張した。しかしながら、さらに暗い点源 (10−17 erg cm−2 s−1 ) まで積分すれば、全てが説明が可能であるという説もあり (Revnivtsev et al. 2006)、依然として起源は謎のままである。

図 1.4: ぎんがによって得られた銀河中心スペクトルと 6.7 keV 輝線強度分布 (Koyama etal. 1989)。スペクトルは連続成分と 6.7 keV 輝線で表現できる。右図中の実線はビームサイズを表している。

1.3.2

6.4 keV 輝線—X 線反射星雲—「あすか」が発見した 6.4 keV 中性鉄輝線の分布は分子雲をトレースしていた。特にSgr B2 巨大分子雲 (図 1.5) からは強く放射されていた (Koyama et al. 1996; Murakami etal. 2000)。
6.4 keV X 線を放射する起源としては 2 つ考えられる。1 つは鉄原子の K 殻吸収端 7.1 keV
以上の X 線を分子雲中の中性鉄原子が吸収、再放射する場合、もう 1 つは宇宙線中の低エネルギー (10–100 keV) の電子が中性鉄原子を励起する場合である。2 つの過程は鉄原子にエネルギーを与えるものが X 線か電子の違いしかなく、放射される 6.4 keV 輝線自体は同じである。しかし、X 線ではトムソン散乱による、電子であれば制動放射による連続成1.3. 銀河中心拡散 X 線と鉄輝線

5

図 1.5: (左)「あすか」によって得られた銀河中心領域のスペクトル (Koyama et al. 1996)。
Si, S, Ar, Ca の He 状、H 状の K 輝線が見られる。鉄輝線は 6.4(中性), 6.7(He 状), 6.9(H状) keV の 3 つの輝線に分離されている。(右)6.4 keV バンドマップ (Koyama et al. 1996)。
巨大分子雲をトレースするように Radio Arc と Sgr B2 領域から特に強く放射されている。
分が生じるため、連続成分と輝線強度の比を表す等価幅には違いが現れる。さらに、反応断面積の違いにより電子は分子雲の内部まで侵入することができず表面で止められてし
まうが、一方で X 線はそれよりも深く入ることができる。その結果両者で観測されるス
ペクトルは異なり、X 線起源であれば、等価幅 EW > 1 keV, 吸収量 NH = 1023−24 cm−2 、電子起源であれば、等価幅 EW ∼ 0.3 keV, 吸収量 NH = 1021−22 cm−2 になる (Tatischeﬀ
2003)。
「あすか」によって得られた Sgr B2 のスペクトルの特徴は、等価幅 EW ∼ 2 keV、吸収量 NH ∼ 1024 cm−2 であり、電子衝突説では説明することが難しく、X 線起源を支持するものであった (Murakami et al. 2000)。このように X 線を「反射」して輝く分子雲は X
線反射星雲 (X-ray Reﬂection Nebula; XRN) と呼ばれる。さらに、電波観測による分子雲と 6.4 keV 輝線強度のピークは ∼ 1′ = 3 pc だけ銀河中心方向にずれていた (図 1.6)。X 線
反射星雲には LX = 1038−39 erg s−1 以上の強い照射源が必要である。銀河中心に位置する
明るい点源としては 1E 1743.1–2843, 1E 1740.7–2942, A 1742–294 などがあるが、いずれも光度は LX ∼ 1036 erg s−1 であり、条件を満たさなかった。10–100 倍のフレアを考えたとしても、∼ 10 pc に広がっている分子雲全体を照らすには数十年間輝く必要があるので可能性は低いと思われた。Sgr B2 から見て銀河中心方向にあり、かつ長時間明るく輝ける
天体候補として残ったのは銀河中心ブラックホール Sgr A*しかなかった。現在の Sgr A*の光度は LX ∼ 1033 erg s−1 であるが、Sgr A*と Sgr B2 の距離 100 pc から考えて、300年前に ∼106 倍明るく輝いていたとすれば説明ができる (Koyama et al. 1996; Murakami
et al. 2000)。例えば、Sgr A*と取り囲んでいる超新星残骸 Sgr A East の年齢は数千年と言われており、300 年前に Sgr A*と相互作用してフレアを誘発した可能性は十分考えられる。逆に数百年前までは非常に明るかった Sgr A*に Sgr A East が相互作用することで現在活動性が抑えられている、とも考えられるだろう。
さらに、Murakami et al. (2001) は、銀河中心に対して Sgr B2 と対称な位置にある Sgr C
分子雲 (l = −0◦ .6) からも 6.4 keV が強く放射されていることを発見した。この起源も X
線起源であると考えて矛盾せず、Sgr A*を照射源と考えた場合、Sgr A*は 250 年前に現在の ∼ 106 倍明るかったことになる。これは Sgr B2 から独立に得られた値と同じであり、

第 1 章 序論

6
やはりかつて銀河中心は非常に明るかったのだろう。

図 1.6: 「あすか」による Sgr B2 6.4 keV イメージ (SIS) とスペクトル (Murakami et al.
2000)。左図のコントアは分子雲分布を表す。スペクトルの特徴は強い 6.4 keV 輝線と深い 7.1 keV 吸収端。

1.4

「すざく」が見た銀河中心

銀河中心の拡散 X 線の謎を解く鍵はやはり鉄輝線にあるだろう。打ち上げから 2 年の間に「すざく」は銀河中心から様々な発見をし、GCDX の謎を解明してきた。

1.4.1

GCDX—diﬀuse 高温プラズマ—

高温プラズマ説に対する He, H 状の鉄輝線、すなわち GCDX の起源として、宇宙線鉄
原子核と中性水素原子の荷電交換説が唱えられていた (Tanaka et al. 2000)。図 1.4.1 のよ
うに He 状鉄輝線は共鳴線, 異重項間遷移線, 禁制線のブレンドであるが、これらのエネ
ルギー中心値の差は最大でも ∼60 eV 程度であり、CCD のエネルギー分解能 (130 eV) では分解できない。しかし両者では放射過程が異なるためにそれぞれの混合度合も異なり、それが見ための輝線中心エネルギーに反映される。衝突電離プラズマでは K 殻から L 殻に励起された電子が再度 K 殻に遷移するので、共鳴線が出やすい。一方で宇宙線中の電子が K 殻に 1 つしか電子がない鉄イオンにトラップされる場合、2 つの電子のスピンは互
いに同方向である確率と逆である確率は半々であろう。その結果、プラズマに比べて相対的に禁制線は強くなる。ブレンドされた輝線の中心値は荷電交換では 6666 eV、衝突電離プラズマでは 6680–6685 eV である。「すざく」の高いエネルギー決定精度により、鉄輝線の輝線中心値が 6680±1 eV と求められ、荷電交換よりもプラズマが起源であることを強く示唆した。さらに「あすか」で示唆された輝線の広がり ∼ 70 eV は「すざく」では≤ 30 eV とより精密に求められ、荷電交換説を棄却することになった。輝線強度比からプ
ラズマは温度 kT =6.5 keV(=7000 万度) の電離平衡状態であることも分かった。また、X線点源は銀河中心に対して東西対称に分布しているのに対して、6.7 keV 輝線強度は非対称であり、プラズマの起源が点源だけでは説明できず、真に広がったプラズマが存在する
ことを示した。

1.4. 「すざく」が見た銀河中心7

図 1.7: 「すざく」による銀河中心のスペクトル (Koyama et al. 2007c)。3 つの鉄輝線の他にニッケルの輝線を初検出した。モデルは 6.5 keV の光学的に薄いプラズマと中性輝線、ハードテイル (パワーロー) の混合。

図 1.8: He 状イオンのエネルギー準位。w, x + y, z はそれぞれ共鳴線、異重項間遷移線,
禁制線を表す。He 状イオンからの輝線 (鉄の場合は 6.7 keV) はこれらのブレンドである。

第 1 章 序論

8

1.4.2

熱的放射と超新星残骸

図 1.10, 1.12 は「すざく」による 2.45(2.35–2.55), 6.7(6.55–6.80) keV バンドイメージである。2.45 keV(SXV Kα) 輝線は He 状にまで高階電離した硫黄イオンの特性 X 線で、典型的に約 1000 万度の光学的に薄いプラズマガスから放射される。6.7 keV(FeXXV Kα) 輝
線は He 状鉄イオンの特性 X 線であり、SXV Kα よりも高温の数千万度から 1 億度のプ
ラズマガスから放射される。2.45 keV イメージでは中心 Sgr A 領域が強い他に、複数のclump 状構造が見える。これらの多くは超新星残骸と考えられ、G0.42–0.04 や G1.20–0.21,
G359.4–0.1 などはすざくにより初めて発見されたものである。G0.42–0.04 と G1.20–0.21
に関しては後ほど詳細解析について述べる。
一方で 6.7 keV イメージを見ると、2.45 keV とは異なり Sgr A East や G0.61+0.01 の他、Arches 星団と明るい点源の他には特徴的な構造はなく、大きく広がった放射構造をしている。Koyama et al. (2007c) によって、7000 万度の超高温プラズマが −0◦ .4 − +0◦ .2に存在していることが確かめられたが、どこまで広がっているのかはまだ確かめられていない。
またこの超高温プラズマの起源の 1 つの可能性として、多重超新星爆発説が考えられる(Koyama et al. 1989; Yamauchi et al. 1990)。プラズマの熱的エネルギーは ∼ 1054 erg であり、プラズマの散逸時間がおよそ 10 万年であるので、10–100 年に 1 発の超新星 (E ∼1051 erg) が必要である。X 線で輝くのは爆発してから ∼1 万年の間なので高温プラズマは数十個の超新星残骸に相当する。しかし、これまでは広がっていて希薄な X 線放射を検出する感度が不足していたために銀河中心に超新星残骸 4 個しか見つかっていなかった。
「すざく」による新たな発見は銀河中心にまだ隠れた超新星残骸の存在を示唆すると共に、高温プラズマの起源として多重超新星爆発説で説明ができつつあることを意味するだろう。

1.4.3

X 線反射星雲と Sgr A*の過去の活動性

図 1.11 は中性鉄輝線 (FeI Kα; 6.30–6.50 keV) バンドの強度マップである。実線楕円で囲んだ clump(Sgr B2, M0.74–0.09, M0.51–0.10, Sgr C, M359.5–0.2) は外部からの硬 X 線に照らされて輝く X 線反射星雲候補天体である。5.1.2 節で M0.51–0.10 の詳細解析について述べる。
「すざく」と過去の Chandra の観測結果から Sgr B2 の 6.4 keV 輝線の強度が変化していることを発見した (Koyama et al. 2008; Inui et al. 2008)。Sgr B2 の 6.4 keV 輝線は図1.4.3 に示した 6.4 keV 輝線強度は「あすか」(1995 年) から「すざく」(2005 年) の 10 年に渡って 2 倍弱の変動を示している。過去に Sgr A*が起こしたフレアから放射された X 線が起源であるので、Sgr B2 の時間変動は 300 年前の Sgr A*の光度変化を捕らえたものであろう。

1.4. 「すざく」が見た銀河中心9

図 1.9: Sgr B2(M0.66–0.02) の 6.4 keV 輝線強度の時間変動 (Inui et al. 2008)。あすか(1994/09), Chandra(2000/03), XM M -N ewton(2001/04, 2004/09), すざく (2005/10)。

0

-1.0

0.0

2.0

2.45 keV

1.0

G1.20-0.21

G1.16+0.00

0.0

G359.79-0.26

Sgr A East

A 1742-294

G359.4-0.1

2E-07

Galactic longitude (degree)

G0.42-0.04

6E-07

359.0

G359.2-0.5

1E-06

1E 1740.7-2942

1.4E-06

1.8E-06358.0

図 1.10: すざくによる銀河中心 2.45(2.35–2.55) keV 輝線バンドマップ。実線で囲んだ領域は超新星残骸だと思われる天体である (e.
g., Koyama et al. 2007d; Mori et al. 2008; Nobukawa et al. 2008)。破線領域に関しては本修士論文で詳細解析を行った (第 5 章)。1E
1740.7–2942 と A 1740-294 は輝線は放射していないが、非常に明るい天体である (LX ≥ 1036 erg s−1 )。

16

Galactic latitude (degree)

1.0

10
第 1 章 序論

0

-1.0

0.0

2.0

M0.13-0.13

A 1742-294

G359.5-0.2

Sgr C

5E-07

1E 1740.7-2942

0.0
1.0
359.0
Galactic longitude (degree)

M0.51-0.10
M0.74-0.09

Sgr B2

1E-06

1.5E-06358.0

図 1.11: すざくによる銀河中心 6.4(6.30–6.50) keV 輝線バンドマップ。複数の clump 状構造が存在する (実線で囲んだ楕円領域)。これ
らは外部からの硬 X 線で輝く X 線反射星雲候補である (Koyama et al. 1996, 2007b, 2008; Murakami et al. 2000, 2001a, b; Nobukawa
et al. 2008)。破線領域については図 1.10 と同様。

16

Galactic latitude (degree)

1.0

1.4. 「すざく」が見た銀河中心
11

0

-1.0

0.0

2.0

ArchesSgr A East

A 1742-294

5E-07

1E 1740.7-2942

1.0
359.0
0.0
Galactic longitude (degree)

G0.61+0.01

CXOGC J174645.3-281546

1E-06

358.0

1.5E-06

図 1.12: すざくによる銀河中心 6.7(6.55–6.80) keV 輝線バンドマップ。超新星残骸候補 Sgr A East(Koyama et al. 2007d)、
G0.61+0.01(Koyama et al. 2007b) の他に Arches 星団 (Tsujimoto et al. 2007)、CXOGC J174645.3–281546(Hyodo et al. 2008)などが見られる。破線領域については図 1.10 と同様。

16

Galactic latitude (degree)

1.0

12
第 1 章 序論

13

第 2 章 X 線天文衛星「すざく」
2.1

概観「すざく」(ASTRO-E2) は「はくちょう」
「てんま」
「ぎんが」
「あすか」に続く、日本の5 番目の X 線天文衛星である (Mitsuda et al. 2007)。2005 年７月 10 日に JAXA の M-V-6
号によって打ち上げられた。全長 6.5m (軌道上で鏡筒展開後)、重量 1680kg で日本の科学衛星としてはこれまでにない大型衛星である。モーメンタムホイールアセンブリと磁気ト
ルカによって、太陽電池パネルが太陽から 30 度以内の方向を常に向くように姿勢を制御されている。観測機器は太陽電池パネルの軸に垂直に向けられているので、観測可能な範
囲は太陽から 60 ∼ 120 度の角度範囲に限定される。

図 2.1: 「すざく」概観図。左：下から見上げた鏡筒展開後の「すざく」。右：側面から見た「すざく」の内部構造と各検出器の位置。
「すざく」の軌道は高度約 550km、軌道傾斜角 31 度、軌道周期 96 分の略円軌道である (図 2.2)。1 日に地球を 15 周するが、地上局 (鹿児島・内之浦) と通信できるのはそのうち５回の約 10 分間だけであり、その 10 分間のうちに観測データの地上転送、コマンドの送信等が行われる。欧米の X 線天文衛星 Chandra や XMM-Newton の高高度楕円軌道に比べると、「すざく」の低高度略円軌道は、バックグラウンドが低く時間的に安定しているという利点がある。一方で、殆どの天体が軌道周期の約 1/3 の間地没してしまい、観測効率はあまり良くない。
「すざく」は X 線反射望遠鏡 XRT を 5 台備え、その焦点面検出器として 4 台の X 線
CCD カメラ XIS と 1 台の高精度 X 線分光装置 XRS(Kelley et al. 2007) が置かれている。
また、これらに加え、硬 X 線検出器 HXD が 1 台搭載されている。
「すざく」は一つの天体をこれら 6 台の検出器で同時に観測し、0.2–600keV に渡る広帯域 X 線スペクトルを取得

第2章

14

X 線天文衛星「すざく」

図 2.2: 「すざく」の軌道。高度約 550km、軌道傾斜角 31 度、軌道周期 96 分の略円軌道である。
することができる。XRS は 2005 年 8 月 8 日、冷媒である液体ヘリウムが全て気化してしまい、以後の観測に使用することができなくなった。以下、XRS を除く XRT、XIS、HXD
について述べる。

2.2

X 線望遠鏡 XRT「すざく」搭載の XRT(X-Ray Telescope; 図 2.3) は「あすか」搭載の X 線望遠鏡を改良した多重薄板 X 線望遠鏡 5 台からなり、焦点に XIS を置くもの (XRT-I) が 4 台、XRSを置くもの (XRT-S) が 1 台ある (Serlemitsos et al. 2007)。

図 2.3: XRT 外観
多重薄板型 X 線望遠鏡は、Chandra の X 線望遠鏡 HRMA 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 (1 台当たり 20 kg) でかつ開口率が高い (∼ 60%)、という特徴を持つ。XRT は鉄 K 輝線バンド 6–7 keV で現行の XM M -N ewton に匹敵す

2.2. X 線望遠鏡 XRT

15

図 2.4: Wolter-I type grazing incident optics
る有効面積を有する。しかし一方で 4 分円を組み合わせて作られているために、像が 4 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てしまう。また、視野中心から ∼ 20′ − 70′ 離れたところに明るい X 線源があると正規の 2 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 2.5) などの問題点がある。

図 2.5: 正規の斜入射光路 (左)。非正規の入射光路 (中、右)。

XRT では望遠鏡前にプレコリメータ (図 2.6) を搭載することで多重薄板型 X 線望遠鏡の問題であった迷光を約 1 桁減少させた (図 2.7)。また、レプリカ法の導入により鏡面形状精度が向上し 、
「あすか」に比べ約 2 倍優れた角分解能 (HPD∼2 分) を達成した。HPD(Half
Power Diameter) とは点状光源の光量の 50% が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。XRT 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 (Point Spread Function、PSF)、および、PSF を積分し点源を中心とする円の内部に含まれる光量の割合を半径の関数で表したもの (Encircled-Energy Function、EEF) を
図 2.8 に示す。
X 線源が視野中心からずれるに従って XRT 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 X 線は入射角が大きいためである。この効果のことをヴィネッティ
ング (vignetting) と呼ぶ。図 2.9 に XRT の vignetting 曲線を示す。

16

第2章

X 線天文衛星「すざく」

図 2.6: プレコリメータ外観 (左)。プレコリメータによって非正規の入射を低減できる (右)。

図 2.7: シミュレーションによる視野中心から 20 分離れた点源の迷光イメージ (左:プレコ
リメータ無し 中:プレコリメータ有)。および視野中心から 20 分離れたカニ星雲の「すざく」による実測イメージ (右)。

図 2.8: 「すざく」で観測した点源 (SS Cyg) のイメージ (左)。Point spread fuction(中)。
Encircled-energy function(右)。

2.3. X 線 CCD カメラ XIS17

図 2.9: カニ星雲を用いて実測した XRT の vignetting 曲線。検出器の２方向 (左、右)、および、3–6keV(黒) と 8–10keV(赤) について示してある。

XRT の性能を表 2.1 にまとめた。
表 2.1: 「すざく」XRT の性能
台数
反射材
直径
鏡面数 †
焦点面距離
重量 †
斜入射角
視野@1keV/7keV
有効面積 † @1.5keV/7keV
角度分解能 (HPD)
†

2.3

4
Au
399mm
1400
4.75m
19.5 kg0◦ .18 − 0◦ .60
19′ /19′450cm2 /250cm2
2′ .0: 1 台当たり

X 線 CCD カメラ XIS「すざく」は 4 台の X 線 CCD カメラ (X-ray Imaging Spectrometer: XIS) を塔載している (図 2.10; Koyama et al. 2007a)。

2.3.1

CCD 検出器

X 線 CCD に X 線光子が入射すると、空乏層で光電吸収され、X 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

第2章

18

X 線天文衛星「すざく」

図 2.10: XIS 外観

測し、入射 X 線のエネルギーを決めることができる (図 2.11)。また、可視光に比べ、X 線
光子数は少ないため、どの画素にいつ X 線が到達したかという入射位置と到達時間も決めることができる。各 CCD カメラはそれぞれ 1024×1024 画素からなり、同一の 18′ × 18′の視野を持っている。
4 台の CCD カメラのうち、XIS1 だけ裏面照射型であり、残りの 3 台は表面照射型である。裏面照射とは表面照射型 (図 2.11) とは逆側 (電極がない方) から X 線を入射させるタ
イプで、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 (>4 keV) 側では検出効率が表面照射型より劣る。XIS1 は表面照射型とエネルギー分解能がほぼ等しく、これまで Chandra や XMM-Newton に搭載された裏面照射型 CCD よりエネルギー分解能がよい。
同じ CCD カメラである ASCA/SIS に比べ以下のような改良点が加えられており、性能としては飛躍的に向上している。

• 空乏層厚が 30µm から 70µm に増加したため、高エネルギー側 (≥7keV) での検出効率が約 2 倍向上した。
• 動作温度を −60◦ C から −90◦ C に下げることにより暗電流を大幅に押えるとともに、
電荷転送非効率 (CTI) を減少させた。
• SIS で特に問題になっ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、軌道上較正線源 (55 Fe) を設ける (Segment A と D の上隅に照射されている)、また電荷注入端子を備えていて、人工的に電荷を注入することでコラム毎のCTI をモニタする、といった対策がなされた。
• SIS ではメモリー制限のため、ダークフレームメモリーを画素毎に持つことが出来なかった。そこで XIS では十分なメモリーを持ちダークアップデートロジックの改良を行い、光洩れなどによる予想外のダークレベルの変動に対処できるようにした。

2.3. X 線 CCD カメラ XIS

19

図 2.11: 表面照射型 X 線 CCD による X 線の検出原理• SIS では 4 枚の素子を合わせて 1 センサーにしたため、すき間ができてしまい観測上の不都合が生じていた。XIS は 1 センサー 1 素子で構成されるのでこのようなすき間は存在しない (図 2.12)。

2.3.2

SCI 機能XIS は宇宙線による放射線損傷で打ち上げ直後から徐々に性能が劣化する。劣化のタイ
ムスケールはおよそ数ヵ月である。中でも電荷転送効率 (Charge Transfer Eﬃciency:CTE)の悪化がもっとも影響が大きい。CCD 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 (クロック)。しかし、一般にこの転送は完全ではな
く 1 回転送するたびに少しずつ電荷を失う。1 回転送するたびに失う電荷の割合を電荷転送非効率 (Charge Transfer Ineﬃciency:CTI) と呼ぶ。ここで、CTI= 1−CTE である。転
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。これは CTE 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る (エネルギー
分解能が悪化する) ことは補正できない。事実、観測開始から 1 年間でエネルギー分解能が 140 eV から 200 eV に劣化していることが確認されている。
CTI は宇宙線によって CCD の結晶に格子欠陥が生じ、電荷トラップができることに起因する。XIS には撮像領域上部に人工的に電荷を注入できる機能 (Charge Injection: CI)がある。CI 機能を用いて「犠牲電荷」を注入してあらかじめトラップを埋めておけば、X

第2章

20

X 線天文衛星「すざく」

図 2.12: XIS の読みだしシステム。

線イベントによって生じた電荷は失われることなく転送することができる。この機能をSpaced-row Charge Injection(SCI) と呼ぶ。
「すざく」は 2006 年 8 月に SCI の機上試験を行い、9 月から実際に観測を開始している。その結果、200 eV まで劣化したエネルギー分解能を打ち上げ当初の 150 eV にまで回復している。さらに打ち上げから 2 年以上経った現在でも分解能はほとんど劣化していない (図 2.13)。

表 2.2: XIS の性能
視野
有感エネルギー帯域
撮像ピクセル数
ピクセルサイズ
エネルギー分解能 (FWHM)
有効面積
時間分解能

17′ .8 × 17′ .8
0.2–12 keV
1024 ×1024
24µm × 24µm
∼ 150 eV @6 keV (SCI-on 時)
340 cm2 (FI), 390 cm2 (BI) @1.5 keV
150 cm2 (FI), 100 cm2 (BI) @8 keV
8s2.3. X 線 CCD カメラ XIS

21

図 2.13: 輝線分解能の変化 (55 Fe 較正線源 MnI Kα ; 5.895 keV)。上：SCI なし。下：SCI
あり。

第2章

22

X 線天文衛星「すざく」

図 2.14: SCI(Spaced-row Charge Injection) 機能の概念図。電荷は右から左に転送される。
先に転送されている電荷はトラップにより一部を失うが、後の電荷はトラップが埋まっているために損失がない。

2.4

硬 X 線検出器 HXD

HXD (Hard X-ray Detector; Takahashi et al. 2007) (図 2.15) 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 Si PIN フォトダイオードを組み合わせることで、
X 線反射鏡を用いない非イメージング検出器として 10−600 keV という広帯域硬 X 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 X
線装置より高い検出感度を有している点である。
HXD の光軸は XIS の光軸に対して 3.5 分ずれている。天体の中心を XIS の光軸に合わせる姿勢を XIS nominal position、HXD の光軸に合わせる姿勢を HXD nominal position
と呼ぶ。

2.4.1

Well 検出器ユニット

観測対象天体からの X 線は 4×4 のマトリックス状に配置された 16 ユニットの Well 検出器により検出される。1 本の Well 検出器は重量約 4.63kg で、4◦ .6×4◦ .6(FWHM) の視野を覆う。
Well 検出器は BGO 結晶によって放射線アクティブシールドされていて、この BGO 結
晶はボトム部と 4 分割の断面をもつ細長い井戸部からなる。井戸のそれぞれの底には 2mm
厚のシリコン PIN フォトダイオードと 5mm 厚の GSO 結晶シンチレータが上下に重なっており、前者で 10–60keV の X 線を検出し、前者を透過するような高エネルギー X 線は
GSO により検出される。また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 (<100 keV) での視野は 0◦ .56×0◦ .56(FWHM) 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 X 線は BGO
によって効率良く除去され、PIN、GSO のバックグラウンドは非常に低くなる。

2.4. 硬 X 線検出器 HXD

23

図 2.15: HXD 外観 (左)。HXD の構造 (右)。

2.4.2

Anti 検出器ユニット

Anti 検出器は平均 2.6cm 厚の BGO 結晶シンチレータとフォトチューブを組み合わせた検出器で、Well 検出器のアクティブシールドとして 20 ユニットが周りを囲んでいる。1
ユニットの有効面積は 1200 cm2 にもなり、1 MeV でも 600 cm2 である。このため Anti 検
出器は非常に優れたガンマ線バースト検出器 (Wide-band All-sky Monitor、WAM) とな
り、∼5◦ の精度でバースト源の 1 次元の位置を決定できる。またトランジェント天体のモニターとしても利用できるが、全方向からの放射線に感度を持つため非常にバックグラウ
ンドが高い。
HXD の性能を表 2.3 にまとめた。
表 2.3: HXD の性能

HXD視野4◦ .5 × 4◦ .5 (>100 keV)
34′ × 34′ (<100 keV)
有感エネルギー帯域 10 – 600 keV
PIN 10 – 70 keV
GSO 40 – 600 keV
エネルギー分解能
PIN 4.0 keV√ (FWHM)
GSO 7.6/ E MeV % (FWHM)
有効面積∼160 cm2 @20 keV, ∼260 cm2 @100 keV
時間分解能
61 µs
HXD-WAM
視野
2π (non-pointing)
有感エネルギー帯域 50 keV – 5 MeV
有効面積800 cm2 @100 keV / 400 cm2 @1MeV
時間分解能
31.25 ms for GRB, 1 s for All-Sky-Monitor

25

第3章

観測データと解析ツール

すざくによる銀河中心領域の観測は打ち上げから 2ヶ月後の 2005 年 9 月 23 日から開始した。PV(performance veriﬁcation) と AO(公募観測) で採択されたものを合わせて、2008
年 1 月 31 日までに 50 キロ秒以上の長時間ポインティング 14 とマッピング 22 観測に対して行っており、合計観測時間はおよそ 1800 キロ秒である (表 3.1)。観測にはすざく搭載のXIS(full window + normal mode) と HXD の両方で行われたが、本論文では 1–10 keV バ
ンドに注目するので XIS のみを使用した。
衛星が地球を向いている時間と地球の昼の部分の大気からの X 線の洩れ込みを避けるために、衛星の視線方向と最も近い地球のへりの角度 (elevation angle) が 5 度以下、あるいは地球の昼の部分との角度 (day earth elevation angle) が 20 度以下の時間帯のデータは除いた。また、南大西洋磁気異常帯 (South Atlantic anomaly) 通過時と通過後 436 秒間のデータも取り除いた。解析においては一部を除いて、XIS の較正データベース (CALDB)として version 2007–10–31 のものを、解析用 software には HEADAS 6.3.1 とスペクトル解析に XSPEC 11.3.2 を用いた。
XIS には 2 種類の CCD 素子、FI(XIS0, 2, 3) と BI(XIS1) が使用されている。FI3 台の応答関数はほとんど同じであるので、一部のデータに関しては足し合わせて解析を行っている(第 5, 6 章)。応答関数及び有効面積の計算はそれぞれ HEADAS に含まれている xisrmfgen,xissimarfgen を用いて作成した。また、解析により求めた数値のエラーは、特に断りのない限り 90%の範囲を示している。
1.0
Sgr B North

Galactic latitude (degree)

Sgr D North

GC23

GC22

GC19

GC20

GC1

GC18

Black: MAPPING
Blue: DEEP

GC SOUTH BGD

GC2

GC3

GC4

GC5

GC6

GC11

GC12

GC #2

0.0

GC21

Sgr D East

Sgr B East(l, b)=(0.25, -0.27)

-1.0
1.0

GC9

Sgr B2

GC7

GC8

Sgr C

Sgr D
Sgr D SNR

2.0

SRC2

SRC1

GC14

GC15

GC16

GC17

GC10

GC SOUTH

0.0

359.0

358.0

Galactic longitude (degree)

図 3.1: 「すざく」の銀河中心観測領域。黒はマッピング (20–26 ks)、青はディープポイ
ンティング観測 (50 ks 以上) に対応した XIS の FOV(Field of View)。観測領域の名前は表3.1 に準ずる。ただし、SRC1 と SRC2 は Sgr A East と Sgr A West を表す。

第 3 章 観測データと解析ツール

26

表 3.1: すざくによる銀河中心の観測
Target name
Sgr A East*
Sgr A West*
GC SGR B2
Sgr C
GC Number2
GC SOUTHGC SOUTH BGDGC SGR B NORTH*
GC SGR B EAST
SGR D
SGR D NORTH
SGR D EAST
(L,B)=(0.25,-0.27)
SGR D SNR
GC1
GC2
GC3
GC4
GC5
GC6
GC7
GC8
GC9
GC10
GC11
GC12
GC14
GC15
GC16
GC17
GC18
GC19
GC20
GC21
GC22
GC23
Total

Sequence
Number
100027010/ 100037040
100027020/ 100037010
100037060
500018010
500005010
501008010
501009010
501040010/ 501040020
501039010
501059010
501058010
501039010
502022010
502020010
501046010
501047010
501048010
501049010
501050010
501051010
501052010
501053010
501054010
501055010
501056010
501057010
502002010
502003010
502004010
502005010
502006010
502007010
502008010
502009010
502010010
502011010

Pointing direction
R.A.
Decl.
′
h m
s
17 46 03 −28◦ 55 33”′

17h 45m 13s −29◦ 10 16”′

17h 47m 30s −28◦ 26 27”′
17h 44m 37s −29◦ 28 10”′17h 47m 05s −28◦ 37 53”′
17h 46m 00s −29◦ 10 03”′
17h 44m 45s −28◦ 54 23”′
17h 46m 38s −28◦ 22 49”′

17h 48m 05s −28◦ 21 09”′
17h 47m 55s −27◦ 43 16”′17h 48m 22s −27◦ 56 19”
h m
s
◦ ′
17 49 09 −27 39 11”′
17h 47m 16s −28◦ 51 46”′
17h 48m 46s −28◦ 07 31”′
17h 43m 55s −28◦ 54 15”′17h 43m 07s −29◦ 11 16”′
17h 42m 19s −29◦ 28 16”′17h 41m 31s −29◦ 45 16”
h m
s
◦ ′
17 43 37 −29 38 47”′
17h 42m 49s −29◦ 55 49”′
17h 42m 00s −30◦ 12 49”′
17h 41m 11s −30◦ 29 47”′
17h 46m 32s −29◦ 15 06”′
17h 45m 44s −29◦ 32 12”
h m
s
◦ ′
17 44 56 −29 49 16”′17h 44m 08s −30◦ 06 18”′
17h 48m 37s −29◦ 08 21”′
17h 47m 50s −29◦ 25 28”′
17h 49m 56s −29◦ 18 39”′
17h 49m 09s −29◦ 35 47”′
17h 44m 43s −28◦ 37 13”′
17h 43m 26s −28◦ 26 44”′
17h 42m 38s −28◦ 43 44”′
17h 49m 55s −27◦ 22 02”′
17h 45m 31s −28◦ 20 09”′
17h 46m 18s −28◦ 03 04”

Observation start time
2005–09–23 07:07
2005–09–30 07:41
2005–09–24 14:16
2005–09–29 04:25
2005–10–10 12:07
2006–02–20 12:30
2006–03–27 22:40
2006–09–26 14:14
2006–09–29 21:25
2006–09–21 17:21
2006–09–24 05:03
2007–03–03 12:05
2007–03–15 18:55
2007–03–14 05:00
2007–03–17 05:06
2007–08–31 12:19
2007–09–09 16:10
2007–03–10 14:43
2007–03–11 03:55
2007–03–11 19:04
2006–10–08 10:19
2006–10–09 02:19
2006–10–09 13:39
2006–10–10 06:44
2006–10–10 21:18
2007–03–12 08:09
2007–03–12 23:58
2007–03–13 15:40
2006–10–11 10:06
2007–10–09 16:40
2007–10–10 03:41
2007–10–10 15:21
2007–10–11 01:01
2007–10–11 11:34
2007–10–11 23:09
2007–10–12 09:52
2007–10–12 21:52
2007–10–13 07:32
2007–10–13 18:51

Eﬀective
Exposure (ks)87.7

*観測が 2 回に分かれている。Exposure 時間は 2 つの合計である。

86.5
76.6
106.9
88.4
129.6
51.2
106.2
96.4
62.2
63.2
64.8
134.8
139.1
25.2
25.6
27.5
19.6
22.0
21.9
19.3
21.9
26.1
27.2
26.5
20.5
23.2
21.5
19.9
20.6
22.6
22.0
23.8
20.9
21.6
23.0
1874

27

第4章
4.1

銀河中心の鉄輝線放射

銀河中心の狭輝線バンドイメージ

すざく/XIS の特徴は優れたエネルギー分解能、大有効面積、安定/低バックグラウンドであり、広がっていて輝線を放射する天体の研究には最適な検出器である。この性能を最大限に生かす解析手法の 1 つは狭輝線マッピングであろう。銀河中心は様々な天体が密集しており、対象天体を広いバンドで観測しても他天体からの連続成分の混入を受けるために見つかりにくい。しかしながら輝線バンドでは他天体の混入を抑えることができ、これまで見つからなかった輝線天体を発見できるのである。そこで、私はこれまでの観測デー
タから輝線バンドイメージを作成することにした。
生データは X 線望遠鏡 (X-Ray Telescope) による vignetting (視野の中央の方が端よりも有効面積が大きくなる。図 2.9 を参照。) の効果と天体起源の X 線以外のバックグラウ
ンド (Non-X-ray Background: NXB) を含む。まず生データから任意のバンドでイメージを作り、すざく XIS チームから配布されている NXB データベース (version 0.7)1 から抽出した同バンドの NXB を差し引いた。次に xissim (Ishisaki et al. 2007) を用いて、天空の広い領域から一様な ﬂux(ﬂat ﬁeld) で X 線が降ってくる場合に XIS がどのように受けるか、をシミュレートして ﬂat ﬁeld イメージを作成した。NXB を差し引いたイメージを作成した ﬂat ﬁeld イメージで割り算することで vignetting の効果を補正した。銀河中
心のスペクトルには複数の輝線が存在するが、その中でも特に目立つ SXV Kα、FeI Kα、
FeXXV Kα の狭輝線バンドイメージを図 1.10、1.11、1.12 に載せる。この 3 つのバンドイ
メージから新たな構造を発見した。その結果を第 5, 6 章で述べる。その他、各バンドイ
メージの解説については第 1 章を参照のこと。

4.2

銀河中心に広がる鉄輝線の分布

銀河中心の X 線スペクトルの特徴の 1 つは 3 本の鉄輝線である。6.4, 6.7, 6.9 keV 輝線
はそれぞれ中性, He-like, H-like の鉄原子及びイオンの L→K 遷移の際に放射される特性
X 線である。図 1.11, 1.12 を比べると 6.4 keV と 6.7 keV の強度分布は明らかに違っていることがわかる。以下では詳細な輝線強度分布を調べるためにそれぞれの観測毎にスペクトルを取得して、輝線強度を求める。

4.2.1

スペクトルフィッティング

解析には表 3.1 のデータを用いた。50 ks 以上の長時間観測については 6′ × 6′ に区切ってスペクトルを取得した。マッピング観測は、観測時間が 20–26 ks と短いことと、銀河中心から離れているために拡散 X 線の放射強度自体が弱くなっていることから、6′ × 6′ に1

http://www.astro.isas.jaxa.jp/suzaku/analysis/xis/nte/

28

第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射

図 4.1: 鉄輝線フィッティングに用いたスペクトルを取得した領域。50 ks 以上の長時間観測については 6′ × 6′ 刻みの領域としたが、マッピング観測は統計が得られないために視野中心から 7’ 円領域とした。イメージは 6.7 keV バンドのもの。
区切ってしまうと輝線強度決定の統計が十分に得られない。そのため、観測領域の中心から半径 7′ 円領域のスペクトルを使うことにした (図 4.2)。バックグラウンドは xisnxbgenを用いて作成した NXB スペクトルを使用した。
本解析の目的は 3 つの鉄輝線の強度分布を求めることである。そこで、スペクトルフィッ
トモデルとしてwabs (PL + 10 lines) + wabs (PL)を使用することにした。ここで、wabs は星間空間の元素組成比を太陽組成と仮定した光電吸収モデルであり、水素柱密度 NH (cm−2 ) のみをパラメータとする。PL はパワーロー型の連続成分を表し、パラメータはベキ (photon index)Γ と 1 keV での ﬂux(photons s−1
cm−2 keV−1 ) である。輝線は 3 つの鉄輝線 (FeI Kα, FeXXV Kα, FeXXVI Kα) に、FeI Kβ,
NiI Kβ, NiXXVII Kα, FeXXV Kβ, FeXXVI Kβ, FeXXV Kγ, FeXXVI Kγ を加えた。各輝線中心エネルギーは GC SRC1, 2 の Sgr A East を除いた領域から求められた値 (表 4.1,
Koyama et al. 2007c) で固定したが、FeI Kα, FeXXV Kα, FeXXVI Kα についてはモデ
ルとデータに residual があった場合は中心エネルギーを変動させた。バックグラウンドとして NXB は差し引いているが、CXB(Cosmic X-ray Background) が残っている。CXBは銀河系外の天体 (活動銀河核) の重ね合わせであるので、そのスペクトルは銀河中心までのものより 2 倍の星間吸収を受けているだろう。そこで、CXB を表現するモデルとして第 1 項の 2 倍の星間吸収を受けたベキ Γ = 1.48 のパワーローを追加した。強度は「すざく」が北黄極を観測したデータより求めた 8.5 × 10−7 photons s−1 cm−2 keV−1 arcmin−2(@1 keV) を用いた。フィッティング結果を巻末の表 A に示す。

4.3. 議論29

表 4.1: 銀河中心のスペクトルから得られた輝線エネルギー中心値 (Koyama et al. 2007c)。

line
FeI KαFeXXV KαFeXXVI Kα
FeI KβNiI KβNiXXVII Kα
FeXXV KβFeXXVI KβFeXXV KγFeXXVI Kγ

4.2.2

observed energy (eV)6409+1−16680+1−1
6969+6−37069 = 1.103 × E(FeI Kα)
7490+12−147781+24−31
7891 = 110 + E(NiXXVII Kα)
8220+31−228264 = 44 + E(FeXXVI Kβ)
8681+33−32

輝線強度分布4.2.1 節で求めた結果を使って、銀径方向の強度分布を調べた。図 4.2, 4.3 はそれぞれ、
銀緯 +0◦ .05 ± 0◦ .05, −0◦ .05 ± 0◦ .05, −0◦ .15 ± 0◦ .05, −0◦ .25 ± 0◦ .05 での 6.4, 6.7, 6.9 keV
輝線強度の分布を表している。赤いデータ点は X 線反射星雲や超新星残骸などローカル
な構造、あるいは周囲に比べて放射に超過がある部分を示す。
6.4 keV 輝線強度分布は全体として中心から離れるにつれて減少しているが、局所的に強度が強くなっているところもいくつか見られる。強い放射領域の多くは Sgr B2 や Sgr Cなどの X 線反射星雲に対応しており、過去の観測からも強い 6.4 keV 放射が観測されている (e. g., Koyama et al. 1996; Murakami et al. 2001b)。加えて、本観測においては Sgr D
領域 (l ∼ 1◦ ) や Sgr E 領域 (l ∼ −1◦ .5) からも相対的に強い 6.4 keV 放射が初めて確認された。一方で、6.7, 6.9 keV 輝線の強度分布中心 (l = −0◦ .05) をピークにスムーズに減少しており、両者は非常に良く似ている。b = −0◦ .05 の図で、l ∼ 0◦ .6 で強度が強くなっているのは超新星残骸候補 G0.61+0.01(Koyama et al. 2007b) に対応したものである。
次に 6.4 keV と 6.7 keV、6.7 keV と 6.9 keV の輝線強度を比較した (図 4.4)。6.4 keV と
6.7 keV の分布はバラバラであるのに対して、6.7 keV と 6.9 keV は比例関係にある。
[6.9 keV]/[6.7 keV] は場所によらず、0.2–0.6 (kT = 5 − 8 keV) に分布している。また、[6.9 keV]/[6.7 keV] の平均値は 0.35 ± 0.01 であり、電離平衡の熱的プラズマの温度に換算すると kT = 6.6 ± 0.1 keV となる (図 4.5)。この結果は Koyama et al. (2007c) により得られた l = −0◦ .4 − +0◦ .2 の値ととコンシステントであり、輝線の強度が小さくなっても、すなわち銀河中心からさらに離れた位置でも同じ温度のプラズマが広がっていることを意
味する。

4.3

議論

銀河中心の鉄輝線の起源についての考察をする。6.4 keV イメージ (図 1.11) と 6.7 keV
イメージ (図 1.12) や、図 4.2, 4.3 などから 6.4 keV 輝線と 6.7 keV 輝線の強度分布は異なり、起源もまた違うものであることがわかる。一方で、He と H 状に電離した鉄イオンが起源である 6.7, 6.9 keV 輝線は同じ起源であるだろう。

第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射

2

−2

10−6
10−7
10

−2

2

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.7 keV (b=−0.05)

−2

2

−2

10

−6

10

−7

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.9 keV (b=−0.05)

−6

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.9 keV (b=+0.05)

10

−8

10−7

Surface brightness

10−6

10

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.7 keV (b=+0.05)

−5

2

1
0
−1
Galactic longtude (degree)

−2

10

−7

10
2

10

−8

Surface brightness

10−7
10−8

Surface brightness

6.4 keV (b=−0.05)

−8

10−7

Surface brightness

10−6

10−5

6.4 keV (b=+0.05)

10−6

10−8

Surface brightness

10−5

10−8

Surface brightness

10−5

30

2

1
0
−1
Galactic longtude (degree)−2

図 4.2: 銀径方向の 6.4, 6.7, 6.9 keV 輝線強度分布 (b = +0◦ .05, −0◦ .05)。赤データ点は X
線反射星雲や超新星残骸などローカルな構造を示す。

31

2

−2

10−6
10−7
10

−2

2

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.7 keV (b=−0.25)

−2

2

−2

10

−6

10

−7

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.9 keV (b=−0.05)

2

1
0
−1
Galactic longtude (degree)

−2

10

−7

10

−8

10−7

Surface brightness

10

−6

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.9 keV (b=−0.15)

10

−8

10−7

Surface brightness

10−6

10

1
0
−1
Galactic longtude (degree)
6.7 keV (b=−0.15)

−5

2

10−8

Surface brightness

6.4 keV (b=−0.25)

−8

10−7

Surface brightness

10−6

10−5

6.4 keV (b=−0.15)

10−6

10−8

Surface brightness

10−5

10−8

Surface brightness

10−5

4.3. 議論2

1
0−1
Galactic longtude (degree)

図 4.3: 図 4.2 と同じ。ただし b = −0◦ .15, −0◦ .25。

−2

第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射10−76.9 keV

r=0.6
r=0.2

10−8

10−7
10−8

6.4 keV

10−6

10−6

32

10−8

10−7
10−6
6.7 keV

10−5

10−8

10−7
10−6
6.7 keV10−5

図 4.4: [6.4–6.7 keV、6.7–6.9 keV 輝線強度の比較] 6.4–6.7 keV、6.7–6.9 keV 輝線強度の比較。赤いデータは銀河中心から約 10 度以上離れたリッジのものを示す。右図の破線は[6.9 keV]/[6.7 keV] 輝線強度比が 0.2, 0.6 を表す。これらの比はプラズマ温度で kT ∼5,
8 keV に対応する。

4.3.1

6.4 keV 輝線の分布

6.4 keV 輝線は中性状態の鉄を含む低温ガス雲からの放射であろう。実際、Sgr B2 や
Sgr C、Radio Arc 領域には巨大分子雲が存在しており (図 1.1, Tsuboi et al. 1999)、過去の X 線観測からも 6.4 keV 放射の超過が見られた領域である。一方で、Sgr D(l ∼ 1◦ ) や
Sgr E(l ∼ −1◦ ) 領域においても超過が検出されたのは初めてのことである。Sgr D 領域には Sgr B2 や Sgr C に匹敵する質量 M ∼ 106 M⊙ の分子雲が広がっているため、この領域
からの 6.4 keV 放射は十分に考えられることである。一方で Sgr E 領域はコンパクト HII
領域が点在しているだけであり (LaRosa et al. 2000)、中心領域 (|l| < 1◦ ) に比べて観測も少ないために特に目立った分子雲は確認されていない。しかし、6.4 keV 放射があるということは確かに中性状態の鉄原子が多数存在する証拠であり、深い観測を行えば分子雲が見つかることが期待できるだろう。
さて、図 4.2, 4.3 において局所的な構造を赤で示した。赤データを除くと、ピークは SgrA*(銀径 ∼ −0◦ .05) ではなく、わずかに銀径正方向にシフトしているように見える。そこ
で、6.4 keV 輝線強度を(S

6.4keV= S06.4keV)(|l′ − l0 ||b′ − b0 |
exp −
exp −
∆l
∆b

)

(4.1)

で表してみると、S06.4keV = 1.6(±0.1) × 10−6 photons s−1 cm−2 arcmin−2 , l0 ∼ 0◦ .2,∆l ∼ 0◦ .5, b0 ∼ 0◦ .0, ∆b ∼ 0◦ .2 であった。但し、銀河中心 Sgr A*は銀河座標の中心(l, b) = (0, 0) にはなく、(−0◦ .05, −0◦ .05) に位置しているので、ここで用いている (l′ , b′ )はそれぞれ Sgr A*を原点にした銀河座標である。すなわち、(l′ , b′ ) = (l + 0◦ .05, b + 0◦ .05)の関係にある。
6.4keV= 2 × 10−3 photons s−1 cm−2 の強度
l = −2◦ − +2◦ , b = −1◦ − +1◦ を積分すると Itotalになる。これは Sgr B2 分子雲からの 6.4 keV 放射強度 2 × 10−4 photons s−1 cm−2 の 10 倍

4.3. 議論33

図 4.5: [6.9 keV]/[6.7 keV] 輝線強度比とプラズマ温度の関係。
に相当する。また、局所的に放射が強い領域の 6.4 keV 輝線強度の合計は ∼ 10−3 photons
s−1 cm−2 であった。X 線反射星雲など局所的な構造と同じかそれ以上に、一見何もない領域からも強い 6.4 keV 放射が存在していることがわかる。

4.3.2

6.4 keV 放射起源

X 線起源—中性鉄の総質量—
Sgr B2, Sgr C, Radio Arc などの局所的な構造は「あすか」や Chandra、XM M -N ewton
で観測、起源について議論されている。Koyama et al. (1996), Murakami et al. (2001b)はそのスペクトルが大きい等価幅の鉄輝線を持ち、強い吸収を受けていることからこれらの分子雲が過去に明るかった Sgr A*が放射した X 線を、分子雲中の中性ガスが吸収、再放射、散乱した X 線反射星雲であろうと考えた。分子雲以外にも分子ガスは広がっており、それらが Sgr A*からの X 線を反射して 6.4 keV を放射しているのだろう。
Sgr A*の 250–300 年前の光度は LX ∼ 1039 erg s−1 であったと考えられている (Koyama
et al. 1996; Murakami et al. 2001b; Nobukawa et al. 2008)。この値は他銀河の中心核 (活動銀河核) の明るさ LX = 1042−44 erg s−1 よりも暗く、かつての Sgr A*は低光度活動銀河核に分類される。しかし、現在の光度はさらに低く、LX = 1033−34 erg s−1 であるから、この数百年の間に活動性が非常に低下したのであろう。その 1 つのアイデアが Sgr A*を取り囲む超新星残骸 Sgr A East との相互作用である。数百年前に Sgr A*に到達した Sgr
A East の爆発衝撃波がブラックホール周囲の降着物質を排除し、活動性を低下したのではないだろうか (Maeda et al. 2002)。その場合、300 年前以前も Sgr A*は明るかったと考えてもよいだろう。
ここで、その光度が平均的に LSgrA∗ = 1039 erg s−1 であったとすると、Sgr A*からの距離が l′ degree, 中性鉄原子数密度 nFe cm−3 , 6.4 keV 輝線強度 S 6.4 keV photons s−1 cm−2

第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射34

図 4.6: 銀河中心からの距離とその内に含まれる質量の関係。実線は参照論文内で用いられたモデル (Klypin et al. 2002)

arcmin−2 の関係は、(−2

nFe = 2 × 10

l′
1◦

)2 (

S 6.4keV
1 × 10−6) (LSgrA∗
39
10 erg s−1)−1(cm−3 )

(4.2)

である。この式と (4.1) 式から、|l′ | < 1◦ , |b′ | < 0◦ .5 の中性鉄原子の総質量を求めると、
39
MFe ∼ 6 × 103 L−1
39 M⊙ となる。ここで L39 = LSgrA∗ /10 である。水素に対する鉄の元−5素組成比 [Fe]/[H] を太陽組成の値 (3 × 10 ) と同じであるとすると、分子ガスの総質量は′◦M ∼ 2 × 108 L−1
39 M⊙ である。観測から求められている |l | < 1 = 150 pc に含まれる質量M ∼ 2 × 108 M⊙ (図 4.6; Klypin et al. 2002) と比較するとコンシステントな結果である。
宇宙線電子起源—エネルギー密度—

Yusef-Zadeh et al. (2002, 2007) は 6.4 keV 分子雲の近傍に非熱的電波放射が付随することから宇宙線電子によるものではないか、と考えた。電子のエネルギー密度と観測される
6.4 keV 輝線強度の関係は銀河中心の典型的な吸収柱密度 NH = 6 × 1022 cm−2 を用いて、Ue ∼ 102(

NH
6 × 1022)−1 (S 6.4keV
10−6)(eV cm−3 )(4.3)と表される (Yusef-Zadeh et al. 2007)。NH は中性ガスの水素柱密度 (cm−2 ) である。したがって、局所的な構造を除いたエネルギー密度分布は(|l′ − 0◦ .2|
Ue ∼ 10 exp −
0◦ .5
2

)

(

|b′ |
exp − ◦
0 .2)

(eV cm−3 )4.3. 議論

35

Galactic latitude (degree)

0.5

6.4 keV vs TeV gamma-ray
G0.9+0.1

0.0-0.5
HESS J1745-303

0.0Galactic longitude (degree)

1.0

359.0

0
16
5E-08

1E-07

1.5E-07

2E-07

2.5E-07

3E-07

3.5E-07

図 4.7: 6.4 keV と TeV ガンマ線強度マップ (コントア, H.E.S.S.) の比較。TeV 放射は Sgr
A*と SNR G0.9+0.1 の寄与を取り除いたもの (Aharonian et al. 2006)。コントアは 3.6,
4.6, 5.4, 6.3σ レベルを表す。南西の放射は他波長で対応する天体がない HESS J1745–303。
と求められる。星間空間における宇宙線のエネルギー密度は ∼ 1 eV cm−3 であり、その約 1%を電子が担っている (Kihune 2004)。銀河中心にはその数百から数千倍のエネルギー密度が存在することになる。

6.4 keV 輝線と H.E.S.S によって観測された TeV ガンマ線強度分布は良く一致をしている (図 4.7)。銀河中心に広がる TeV ガンマ線の起源は、高エネルギー宇宙線と分子雲中の中性ガスとの相互作用により生じたパイオンが 2 つのガンマ線に崩壊することによると考えられている (Aharonian et al. 2006)。物質密度が高い領域ではガンマ線も多く生成されることになり、定性的にはこれらは相関し合うのは当然である。今後の課題は、中性ガスと宇宙線密度から非熱的電波—6.4 keV X 線—TeV ガンマ線を定量的に説明できるかどうかであろう。

4.3.3

6.7, 6.9 keV 輝線の分布

4.4 より、輝線強度によらずに、輝線強度比 [6.9 keV]/[6.7 keV]∼ 0.35 と考えてよく、銀河中心から (∆l, ∆b) = (±2◦ , ±1◦ ) の範囲で FeXXV, FeXXV Kα 輝線は温度 kT ∼ 6.6 keVのプラズマから放射されたものであることが分かった。
GCDX(6.7, 6.9 keV 輝線) の起源として点源の重ね合わせが考えられている。Muno etal. (2003) では 10−15 erg s−1 cm−2 以下の点源だけでは GCDX の全 ﬂux の 10%しか説明できないとしている。しかし一方で、10−17 erg s−1 cm−2 まで観測することができれば、全て点源で説明できる、という説もある (Revnivtsev et al. 2006)。空間分解能に優れる
Chandra 衛星でも非現実的な観測時間 (∼Ms, 通常の観測時間の 10–100 倍以上) が必要であり、星が密集する銀河中心では重なり合って分離できないことも考えられる。そこで、現実的な手段として「すざく」によって得られた 6.7 keV 輝線強度と Chandra で観測された点源の分布を比較することにした。

第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射366.7 keV and point sources

10−7
10−8

Surface brightness

10−6

6.7 keVpoint sources

0
0.5
1
1.5
2
Distance from Sgr A* (degree)

図 4.8: 6.7 keV 輝線と点源 (Chandra) の放射強度分布の比較。十字、丸のデータ点はそれ
ぞれ 6.7 keV 輝線と点源 (2–8 keV) の放射強度を表す。単位は photons s−1 cm−2 arcmin−2 。
ただし、点源の強度は 0.1 倍している。

Muno et al. (2004, 2006) は Chandra による銀河中心観測データから点源カタログを作成した。そのカタログを用いて点源の分布を求める。観測時間が異なるために、場所によって点源の検出感度が異なる。そのため一番感度がないところでも 50%以上検出できる
ﬂux 3 × 10−6 photons s−1 cm−2 を超える点源のみを用いることにした。b = −0◦ .1 − +0◦ .0を積算して、Sgr A*からの銀径方向の距離に沿った分布を求めた (図 4.8)。
点源と 6.7 keV 輝線の強度分布を比較するために、4.2 節で求めた b = −0◦ .1 − +0◦ .0 での 6.7 keV の分布を図 4.8 に併記した。さらにそれぞれ分布について(|l′ |S = S0 exp −∆l)photons s−1 cm−2 arcmin−2(4.4)の関数を用いたフィッティングを行った。強度が 1/e に減少するスケールは、点源では0.11 ± 0.07(degree)、6.7 keV は 0.62 ± 0.03(degree) と求められた。明らかに両者で分布形状は異なり、GCDX の主成分が点源では説明できず、真に広がったプラズマであることを示唆している。

4.3.4

プラズマの物理パラメータ

これまでの議論から銀河中心 2◦ × 1◦ 領域には真に広がった kT = 6.6 ± 0.1 keV のプラズマが存在していることが分かった。このプラズマの物理パラメータを求める。
6.7 keV 輝線強度の銀径、銀緯方向の分布形状を
(

)

(

|l′ |
|b′ |
exp −
S 6.7 keV = S06.7 keV exp −
∆l
∆b

)

(4.5)

4.3. 議論37と仮定し、各パラメータを、S06.7 keV = 2.6(±0.1) × 10−6 photons s−1 cm−2 arcmin−2 , ∆l =0.70 ± 0.03(degree), ∆b = 0.25 ± 0.01(degree) と求めた。∆l = 0.70 ± 0.03(degree) は前節
で b = −0.05 について求めた値 0.62 ± 0.03(degree) とほぼ同じ値であり、コンシステントな結果である。
次に電子密度 ne (cm−3 ) を求める。観測された X 線放射は 3 次元的な奥行きの情報がないので、プラズマは銀緯方向に軸を持つ円盤状であると仮定する。一方で、太陽組成の 6.6 keV プラズマの emission measure (EM = ne nH V = 1.2n2e V 2 ) と 6.7 keV 輝線強度
I 6.7 keV の関係はスペクトル解析ツール XSPEC のモデルコード、APEC によると

EM (cm−3 ) = 1.2 × 1062 × I 6.7 keV (photons s−1 cm−2 )(4.6)

である。したがって、|b′ | < 0◦ .05, |l′ | < l1 における Emission measure は、
(
′

(

l1
1 − exp − ◦0 .7

EM (|l | < l1 ) = 1.4 × 10

59))

(cm−3 )

(4.7)

であるから、l1 < |l′ | < l1 + δl (δl << l1 ) における EM は以下で表すことができる。
(

(

)

(

l1
l1 + δl
EM (l1 < |l | < l1 + δl) = 1.4 × 10
exp − ◦
− exp − ◦
0 .7
0 .7
(
)
δl
l1
= 1.4 × 1059 × ◦ exp − ◦(cm−3 )
0 .7
0 .7
′

))

59

(4.8)
(4.9)

また、l1 < |l′ | < l1 + δl, |b| < 0◦ .05 の楕円球の体積 V (l1 < |l′ | < l1 + δl) はV (l1 < |l′ | < l1 + δl) = π × (l1 + δl)2 × 0◦ .1 − π × (l1 )2 × 0◦ .1 (deg−3 )= 6.0 × 1061 l1 δl (cm−3 )(4.10)(4.11)

であるから、電子密度 ne (|l′ |) は、√′

ne (l ) =EM
1.2V

(4.12)(′ − 21= 0.054 × |l |

|l′ |
exp −
2 × 0◦ .7)(cm−3 )

(4.13)と求められる。図 4.9 は電子密度を銀河中心からの距離 (pc) で表したものである。
また、中心から 300 pc×150 pc の楕円領域に含まれるプラズマの熱的エネルギーはkT ∼ 3 × 1053 erg であり、総質量は M ∼ 8000M⊙ にもなる。この巨大エネルギーを持つ
プラズマの起源は何であろうか。
Koyama et al. (2007c) によると、Kα, Kβ 輝線強度比や He 状, H 状輝線強度比からプラズマの電子温度と電離温度は等しく、l = −0◦ .4 − +0◦ .2 では電離平衡状態にあることがわかっている。超新星残骸など希薄なプラズマはイオン (陽子) の方が電子よりも質量が大きいためイオンと電子の温度は不均一であり、電離温度と電子温度が等しくなるまで
2
宇宙空間において元素の大半を占めるヘリウムと水素の組成比は [He]/H=0.1 である。それぞれ 1, 2 個ずつ電子を持っているので水素と電子の密度は nH =(1+2×0.1)ne = 1.2ne になる第 4 章 銀河中心の鉄輝線放射

Electron density (cm-3)

38

0.1

0.01

0.001

0

50 100 150 200 250 300 350 400
Distance from the GC (pc)

図 4.9: 銀河中心からの距離に沿った電子密度 ne (cm−3 ) の分布。銀緯 |b′ | < 0◦ .05 の積算値。
に時間がかかる。その電離進行度を密度 n (cm−3 ) と加熱され始めてから時間 t (s) を用いて、nt (cm−3 s) で表す。プラズマは nt > 1012 (cm−3 s) で電離平衡に達する。
式 (4.13) から、中心から 0◦ .2 = 50 pc 離れたところでは ne ∼ 0.1 cm−3 である。電離平衡に達するには t = 1012 /ne ∼30 万年かかることになる。中心から 2◦ = 300 pc 離れると ne ∼ 0.005 cm−3 であり、電離平衡に達するまでに 500 万年かかる。一方で、kT = 6.6
keV∼ 7000 万度もの高温ガスは銀河中心の重力ポテンシャル ∼eV では束縛されずに散逸してしまう。その散逸時間はおよそ 1–10 万年であり、その間に電離平衡になることはできない。
しかし、銀河中心の星間磁場によるプラズマの磁気閉じ込めを考えるとそれは可能である。プラズマの圧力

Pgas /k ∼ 5 × 10

(

5

ne
0.005 cm−3)

K cm−3につりあう圧力を持つ磁場の強度はB ∼ 50(ne
0.005 cm−3

)1
2

µG

である。通常の星間空間の磁場強度は 0.1 − 1 µG であるが、銀河中心ではそれよりも強く
平均的に 20–40 µG と言われており、プラズマは磁場により束縛することが可能である。
したがって、このプラズマの年齢は、電離平衡に達することのできる ∼100 万年以上である、と考えることができる。
また、プラズマの熱的エネルギー E ∼ 3 × 1053 erg は超新星爆発の 300 発分に相当する。500–1000 万年の間に起こった 300 発分の超新星爆発により加熱されたものかもしれない。あるいは、銀河中心、おそらく Sgr A*で起こった単一の爆発現象が磁場に束縛されながら散逸した結果なのかもしれない。

39

第 5 章 diﬀuse 天体の観測
5.1

Sgr B1 領域の観測

Sgr B1 領域は銀河中心から東に約 0◦ .5 離れた位置にある電波複合体である。Sgr B1 HII
領域の周囲を分子雲ループが取巻くような構造をしており (Sofue 1990)、X 線観測から
6.4 keV clump も発見されている (Yusef-Zadeh et al. 2007)。OH, H2 O メーザーが観測されており、低/中質量の星生成が行われている領域である (Mehringer et al. 1993)。
X 線衛星において、この領域の長時間観測はこれまで行われておらず、先述の 6.4 keVclump の詳細スペクトルの取得と diﬀuse 放射の研究を目的として「すざく」による観測を 2006 年 3 月 27–29 日に行った (Target Name: GC Number2)。次節では新たに発見した熱的 clump G0.42–0.04 と 6.4 keV clump M0.51–0.10 の観測結果について報告する。なお、この天体の解析に関しては、較正データベース version 2006–05–22 によるキャリブ
レーションを行ったデータに対して、解析ツール (HEADAS 6.1.2) を用いている。

2.45 keV

6.4 keV
0.0

0.0

M0.51-0.10bbG0.42-0.04-0.2

DB00-5DB00-6

0.5

l

0.3

-0.2

0.5

l

0.3

図 5.1: Sgr B1 領域の 2.45 keV(2.35–2.55 keV: 左) と 6.4 keV(6.30–6.50 keV: 右) イメー
ジ。(左)G0.42–0.04 のソース、バックグラウンドスペクトルはそれぞれ実線 (1′ .8 × 2′ .4)、
破線領域 (2′ .2 × 3′ .1) から抽出した。DB00–5, DB00–6 は Dutra & Bica (2000) で報告されている星団の位置を表す。(右)M0.51–0.10 のソース領域 (実線: 2′ .3 × 3′ .1) とバックグ
ラウンド領域 (破線: 2′ .8 × 3′ .8)。

第5章

40

5.1.1

diﬀuse 天体の観測

G0.42–0.04

図 5.1(左) は 2.45 keV バンドのイメージである。2.45 keV は He 状 S Kα 輝線であり、典型的に 1000 万度程度の光学的に薄いプラズマガスから放射される。このイメージには実線で囲んだ G0.42–0.04 と南西 (右下) の隅に放射の超過が見られる。この放射に対応する
位置に 2 つの星団、DB00–5, DB00–6 が報告されている (Dutra & Bica 2000)。南西の放射はこれらの星団のものであると考えて矛盾はない。
G0.42–0.04 に対するバックグラウンドは NXB、CXB に加えて GCDX が強く寄与する。
4.2 節によると、Fe XXV Kα(6.7 keV) と Fe XXVI Kα(6.9 keV) 輝線強度はスムーズに分布している。したがって、6.7 keV の強度が同じ領域から差し引けば GCDX の寄与を取り除くことができる。そこで、図 5.1(左) の破線領域をバックグラウンドに選定した。両領域での 6.7 keV の強度はコンシステントである。NXB と CXB の寄与もまた GCDX と共に差し引けている。バックグラウンドを差し引いたスペクトルを図 5.2 に示す。
次に Chandra による X 線点源カタログ (Muno et al. 2006) を用いて、点源の寄与の引き残りをチェックした。ソースとバックグラウンド領域の点源の数はそれぞれ 8 と 10個であり、1 arcmin2 当たりの ﬂux は 9.9 × 10−15 erg cm−2 s−1 arcmin−2 、7.8 × 10−15 erg
cm−2 s−1 arcmin−2 である。引き残り 2.1 erg cm−2 s−1 arcmin−2 は G0.42–0.04 自身の ﬂux(1.2 × 10−14 erg cm−2 s−1 arcmin−2 ) のおよそ 20% である。
G0.42–0.04 のスペクトルの特徴は 2.45 keV(SXV Kα) 輝線と 2 keV 以下でのカットオフ、
4 keV 以上の steep な連続成分である。光学的に薄いプラズマモデル (VAPEC model) にパ
ワーローを加えたモデルでスペクトルフィットを行ったところ、スペクトルをうまく再現することができた。パワーローは引き残った点源の寄与を表すものであり、Muno et al.(2006)
に従ってベキ Γ = 1.5 を仮定した。フィット結果を表 5.1 に示す。吸収量 NH ∼ 8 × 1022
cm−2 は銀河中心までの典型的な値 6 × 1022 cm−2 とほぼ同じであり、G0.42–0.04 は銀河中心に位置すると考えて矛盾はない。

χ
2

5Energy (keV)

10

0.01
10−3
10−4
−2 0 2

10−4

10−3

Counts s−1 keV−1

0.01

G0.42−0.04 BI (XIS1)−2 0 2χCounts s−1 keV−1

G0.42−0.04 FIs (XIS0+2+3)

2

5
Energy (keV)10

図 5.2: バックグラウンドを差し引いた G0.42–0.04 のスペクトル。左が FI(XIS0+2+3)、
右は BI(XIS1) である。

5.1. Sgr B1 領域の観測41

表 5.1: G0.42–0.04 のフィッティング結果。

Model component
Value
22
−2
Absorption1 (NH ) (10 cm )7.9+1.1−1.5
CIE Plasma (VAPEC):
Temperature kT (keV)
0.70+0.23−0.21
Abundance Sulfur (solar)
0.9+0.4−0.3
Normalization∗
8.8+0.8−0.9(Residual point source component)§
Absorption2 (NH ) (1022 cm−2 )6.0
Power-law:
Photon index Γ
1.5∥
Normalization
1.0−13−2 −1 †
Observed Flux (10erg cm s )1.4+0.2
−0.1
33
−1 ‡
Luminosity (10 erg s )6.5+0.5−0.6
χ2 /dof33/48∫∗ 10−11 /(4πD2 ) ne nH dV , D は G0.42–0.04 までの距離(cm)、ne and nH はそれぞれ電子と水素密度 (cm−3 )。
§ 点源のスペクトルは Muno et al.(2006) を参照した。
パラメータは固定している。
∥ 10−5 photons cm−2 s−1 keV−1 at 1 keV† 2–8 keV バンドでの値。
‡ 2–8 keV バンドでの吸収を補正した値。
天体までの距離は 8.5 kpc を仮定。

議論

G0.42–0.04 を均一な密度のラグビーボール状プラズマガス (3 軸の直径が 12 pc×9 pc×9
pc3 の楕円球) であるとすると、表 5.2 のように物理パラメータが求まる。
G0.42–0.04 の温度 kT ∼ 0.7 keV と大きさ ∼ 10 pc は超新星残骸の典型的な値とコンシステントである。しかし一方で熱的エネルギー 4 × 1049 erg はセドフ期1 の通常の超新星残骸のもの (∼ 7 × 1050 erg) に比べると小さい。G0.42–0.04 の大きさを kT ∼ 0.7 keV のプラズマの音速 6 × 107 cm s−1 で割って、力学的時間スケールが 8000 年と求められる。
この時間スケールを超新星残骸の年齢だと思うと、大きさ 10 pc と総質量 12M⊙ は典型
的な値 20 pc、100 M⊙ よりも小さい。しかし、超新星残骸の一般的な構造は中心ほど温度が高く、輝度が低い。G0.42-0.04 の外側の比較的ソフト (低エネルギー X 線が多い) なX 線は銀河中心の濃い星間ガスに吸収されてしまっていて見えていないと考えることができる。したがって G0.42–0.04 を超新星残骸と考えて矛盾はしない。
次に星団の可能性を議論する。kT ∼ 0.7 keV は典型的な星団の温度 kT = 0.5−3 keV とコンシステントである。その X 線光度 6×1033 erg s−1 は銀河中心の有名な星団 Arches(2×1034
erg s−1 ; Tsujimoto et al. 2007) や Quinterplet(1 × 1034 erg s−1 ; Law & Yusef-Zadeh 2004)
超新星残骸の進化は以下の 4 つの段階に分類できる。(1) 自由膨張期 (爆発から −102 年)、(2) 断熱膨張
(セドフ) 期 (102 − 104 年)、(3) 放射冷却期 (104 年 ∼)、(4) 消滅期。セドフ期では、超新星爆発の全エネル
ギー E = 1051 erg s−1 のおよそ 70% がプラズマの熱的エネルギーに変換されていると考えられている。
1

第5章

42

diﬀuse 天体の観測のものと同じ程度である。G0.42–0.04 の吸収量 NH ∼ 8 × 1022 cm−2 は Arches 星団の値
NH ∼ 14 × 1022 cm−2 (Tsujimoto et al. 2007) よりも小さい。Dutra & Bica (2000) は近赤
外 2MASS サーベイアーカイブを用いて銀河中心から 5◦ × 5◦ 領域の星団を探査した。しかし、G0.42–0.04 の位置に星団は見つからなかった。一方でより星間吸収による減光を受けるであろう Arches 星団は検出されている。よって G0.42–0.04 を星団と考えるのは難しい。
表 5.2: G0.42–0.04 と G1.20–0.21(5.2 節) の物理パラメータ。

Parameter
unit G0.42–0.04 G1.20–0.21
∗
EM
cm−3
8 × 1057
2 × 1057
ne †
cm−3
0.8
0.4
‡
M
M⊙
12
4
§
49
Ethermalerg
4 × 10
4 × 1049
tdyn ∥
year
8000
8000
∗ emission measure(EM) = ne nH V , ne と nH はそれぞれ
電子と水素密度。ne = nH を仮定する。V は体積。
† 電子の密度‡ 総質量 = ne mp V。mp は陽子の質量§ 熱的エネルギー = 3ne kT V 。
∥ 力学的時間スケール。温度 0.7, 1.6 keV のプラズマの音速はそれぞれ 6 × 107 cm s−1 , 1 × 108 cm s−1

5.1.2

M0.51–0.10

Yusef-Zadeh et al.(2007) は Chandra アーカイブデータを用いて 6.4 keV clump の探査を行い、(l, b) ∼ (0.5, 0.1) に新天体”Sgr B1”を発見した。Chandra は空間分解能が非常によい (HPD∼ 0′′ .5) が、バックグラウンドが大きく広がった天体にはあまり向いていない。そのため Yusef-Zadeh et al. (2007) では詳細なスペクトル解析はされていなかった。
図 5.1(右) は 6.4 keV バンドイメージである。中央よりやや左側に clump 状構造が見える。この clump は Yusef-Zadeh et al.(2007) が報告している”Sgr B1”と同じ位置 (l, b) =(0.5, 0.1) にあり、同一のものと考えられる。(l, b) = (0.5, −0.05) に”Sgr B1” HII 領域があるので、混同しないために以降は”M0.51–0.10”と呼ぶことにする。
M0.51–0.10 のスペクトルを図 5.1(右) の実線領域から取得した (図 5.3)。バックグラウ
ンドは G0.42–0.04 と同様に、6.7 keV 輝線の強度が同じになるように図 5.1(右) の破線領域を選んだ。
次に Chandra 点源カタログ (Muno et al. 2006) を用いて X 線点源の寄与の引き残りを調べた。ソースとバックグラウンド領域内には X 線点源がそれぞれ 14、11 個存在する。
1 arcmin2 当たりの 2–10 keV バンドでの ﬂux は 5.0 × 10−15 erg cm−2 s−1 arcmin−2 (ソース) と 6.4 × 10−15 erg cm−2 s−1 arcmin−2 (バックグラウンド) であった。1.4 × 10−15 erg
cm−2 s−1 arcmin−2 の引きすぎであるが、それは M0.51–0.10 の ﬂux( 5.4 × 10−14 erg cm−2
s−1 arcmin−2 ) の 3% に過ぎない。よって、点源の寄与はないものと考える。

5.1. Sgr B1 領域の観測

43

χ
2

5
Energy (keV)

10

0.01
10−3
−20 2

10−3

Counts s−1 keV−1

0.01

M0.51−0.10 BI (XIS1)

−20 2

χ

Counts s−1 keV−1

M0.51−0.10 FIs (XIS0+2+3)

2

5
Energy (keV)10

図 5.3: バックグラウンドを差し引いた M0.51–0.10 のスペクトル。左が FI(XIS0+2+3)、
右は BI(XIS1) である。

M0.51–0.10 のスペクトルの特徴は強い 6.4 keV 輝線と 3 keV 以下で強く吸収を受けた連続成分である。そこで、吸収を受けたパワーローに 2 つの輝線 (FeI Kα, FeI Kβ) を加えたモデルでフィッティングを行ったところ、スペクトルをよく再現することができた (表5.3)。
「すざく」で求めた 6.4 keV 輝線の等価幅は 1.4 keV であるが、Yusef-Zadeh et al. (2007)では ∼ 0.6 keV と報告している。私は NXB と CXB に加えて GCDX も考慮しているのに対して、Yusef-Zadeh et al. (2007) では NXB しか考慮されていない。実際、NXB のみを差し引いて 6.4 keV 輝線の等価幅を求めたところ、∼ 0.5 keV となった。等価幅の違いはバックグラウンドの引き方に因るものであると考えられる。
6.4 keV の起源
吸収量 15 × 1022 cm−2 は銀河中心までの典型的な吸収量 6 × 1022 cm−2 よりも 2 倍以上大きい。強い 6.4 keV 輝線は M0.51–0.10 に大量の中性状態の鉄原子が存在することを示唆する。以上のことから M0.51–0.10 は局所的な冷たい分子ガス雲であることが考えられる。実際、Sofue (1990) によると同じ位置に分子雲が存在していることが報告されている。
6.4 keV 輝線の起源については 2 つのシナリオが考えられる。1 つは X 線によるものであり、これを X 線反射星雲 (X-ray reﬂection nubula; XRN) シナリオと呼ぶ。もう 1 つは宇宙線に含まれる低エネルギー (E = 10 − 100 keV) の電子による鉄原子の内殻電離である。これを電子衝突シナリオと呼ぶ。強い輝線 (等価幅 ∼1.4 keV) と吸収量 NH ∼ 1023
cm−2 は X 線反射星雲シナリオとコンシステントである。一方で電子衝突シナリオでは、元素組成量を太陽組成と同じであると仮定した場合、期待される等価幅は比較的小さく(EW∼0.3 keV)、E =10–100 keV の電子は分子雲表面で止まってしまうために吸収量はNH = 1021−22 cm−2 となる (Tatischeﬀ 2003)。電子起源では、太陽組成に比べて 4–5 倍のオーバーアバンダンスを要求するために考えにくい。したがって M0.51–0.10 は X 線反射星雲であると考えられる。

第5章

44

diﬀuse 天体の観測

表 5.3: M0.51–0.10 のスペクトルフィッティングの結果。モデルは吸収を受けたパワーローに 2 つのガウシアンを加えたもの。

Model component
Value
Absorption (NH ) (1023 cm−2 )1.5+0.2−0.1
Continuum (power-law):
Photon index (Γ)
1.8+0.4−0.5
Gaussian1 (FeI Kα):Line center energy (eV)6402+6−7
Intensity (10−5 photons cm−2 s−1 )2.8+0.2−0.4
Equivalent Width (keV)
1.4+0.3−0.3
Gaussian2 (FeI Kβ):Line center energy (eV)*
7061
−5
−2 −1
Intensity (10 photons cm s )0.44+0.17−0.21
Equivalent Width (keV)
0.23+0.22−0.21
Observed Flux (10−12 erg cm−2 s−1 )†1.2+0.1−0.1
Luminosity (1034 erg s−1 )‡1.9+0.1−0.1
χ2 /dof
50/37∗E = 1.103 × E(FeI Kα) に固定。
†2–10 keV バンドでの値。
‡ 吸収を補正した 2–10 keV バンドでの値。

M0.51–0.10 の照射源
M0.51–0.10 の照射源を調べるために、必要な光度を見積もる。X 線反射星雲は中性鉄の K 殻吸収端 E = 7.1 keV よりも高いエネルギーの X 線を吸収し、6.4 keV X 線を放射する。6.4 keV 輝線強度 C6.4 keV は以下の式の通りに記述できる。
C6.4keV)Ω ∫∞ (= ϵ1 − e−NFe σFe(E) AE −Γ dE
4π 7.1keV(5.1)

ここで、照射源のスペクトルはパワーロー (AE −Γ ) とし、M0.51–0.10 分子雲の鉄原子組
成量を太陽組成と同じ ([Fe]/[H]=3 × 10−5 ) であると仮定した。銀河中心の典型的な吸収量は NH = 6 × 1022 cm−2 なので、M0.51–0.10 自身の吸収量は NH = 9 × 1022 cm−2と求めることができる。Ω = π(r/D)2 は照射源から見た M0.51–0.10 の立体角であり、
r は M0.51–0.10 の半径、D は照射源と M0.51–0.10 の距離である。ϵ = 0.34 は鉄の蛍光収率である。7.1 keV 以上の X 線に対する鉄原子 1 個当たりの K 殻光電吸収の断面積はσFe = 6.0 × 10−18 (E/1keV)−2.58 (cm2 ) (Henke et al. 1982) で表される。C6.4 keV は 6.4 keV
輝線の ﬂux であり、2.8 × 10−5 photons cm−2 s−1 。
式 (5.1) から必要高度を算出し、照射源について議論する。図 5.1 の北西の外側に位置する明るい X 線星 1E 1743.1–2843 が照射源の候補の 1 つに挙げられる。この天体は銀河中心に位置するか、銀河中心よりもさらに向こう側にある中性子星かブラックホールの連星系と報告されている (Porquet et al. 2003; Del Santo et al. 2006)。
1E 1743.1–2843 が銀河中心にあるとすると、M0.51–0.10 との距離は D ∼ 40 pc である。
1E 1743.1–2843 のスペクトルは Γ = 1.9 のパワーローである (Porquet et al. 2003) である

5.2. Sgr D SNR 領域の観測45

表 5.4: M0.51–0.10 の照射源候補天体と必要光度

Irradiating source Distance ∗ Photon index
Lobs †
Lreq §−1
candidates
D (pc)
Γ(erg s ) (erg s−1 )1E 1743.1−2843
40
1.9 †3 × 1036 2 × 1038
Sgr A*
100
2.0 ‡
2 × 1033 2 × 1039
∗M0.51–0.10 と照射源の距離† 観測されたベキと光度 (Porquet et al. 2003; Baganoﬀ et al. 2003)。
‡Koyama et al. (1996)、Murakami et al. (2000) で仮定した値§ 式 (5.1) から求められる必要光度ので、M0.51–0.10 の 6.4 keV 輝線を説明するのに必要な光度は 2 × 1038 erg s−1 と計算できる。しかしながら、1E 1743.1–2843 は過去 20 年以上に渡る観測の間特別強いフレアを起こさず、それよりも 2 桁低い光度 1−4×1036 erg s−1 を保っている。また、1E 1743.1–2843 が銀河中心よりも遠くにあった場合は、さらに必要光度が大きくなり M0.51–0.10 の 6.4 keV
輝線の説明は不可能である。したがって 1E 1743.1–2843 が M0.51–0.10 の照射源であるとは考えられない。
Chandra による X 線点源カタログ (Muno et al. 2006) から M0.51–0.10 の周囲 50 pc(20′ )の点源の ﬂux を積算光度は ∼ 3 × 1035 erg s−1 であり、必要な光度には足りない。
Koyama et al. (1996)、Murakami et al. (2000, 2001b) は「あすか」が発見した X 線反射星雲 Sgr B2 と Sgr C の照射源が銀河中心ブラックホール Sgr A*ではないかと提案している。現在 Sgr A*は休眠中であるが、X 線反射星雲との距離 (250–300 光年) から考えて、
250–300 年前は現在の 106 倍明るかったのだろう。
そこで、M0.51–0.10 に対して Sgr A*が照射源である場合を考えた。Sgr B 分子雲複合体は Sgr B1 と Sgr B2 から成り、銀河中心を取り囲む”Galactic center molecular arm”に属している (Sofue 1995)。視線距離は異なるが、Sgr B1 と Sgr B2 は Sgr A*から 3 次元的には等距離 (100 pc) に位置している。Sgr A*は Chandra によって観測されており、そのスペクトルのベキは Γ = 2.7 と報告されている (Baganoﬀ et al. 2003)。M0.51–0.10 のベ
キ Γ = 1.3 − 2.2 はそれとは異なる値である。しかし、Baganoﬀ et al. (2001) ではフレア
時にベキが変化する (Γ ∼ 1.0) という観測がされているので、M0.51–0.10 を照らしていた時のベキは 1.3 − 2.2 であったと考えられる。Koyama et al. (1996) と Murakami et al.
(2000) では Sgr A*のベキを 2.0 と仮定して Sgr B2 X 線反射星雲を説明するのに必要な光度を ∼ 3 × 1039 erg s−1 と求めている。同じ仮定 (Γ = 2.0) をおいて M0.51–0.10 に必要な光度を計算したところ、必要光度が ∼ 3 × 1039 erg s−1 と求められた。これは Sgr B2 の結果とコンシステントである。M0.51–0.10 は Sgr B2 と同様に 300 年前に現在の 106 倍明るかった Sgr A*からの硬 X 線に照らされていると考えて矛盾はない。

5.2

Sgr D SNR 領域の観測

Sgr D 領域は銀河中心から東に約 1 度離れた位置にあり、分子雲や HII 領域、超新星残骸などの複合体である。しかしながら X 線による観測はこれまでの X 線衛星ではあまり行われておらず、長時間かつ広がった放射を対象とした観測は「すざく」が初めてのことである。これまでに Sgr D、Sgr D North、Sgr D East、Sgr D SNR の 4 回の観測を行った。

第5章

46

1.200

1.100

1.000

0.900

1.200

1.100

Sgr D HII region

diﬀuse 天体の観測

1.000

SAX J1748.2-2808-0.100-0.100S1

Background-0.200S10-0.200G1.20-0.21-0.3000.5-2.5 keV

0.900-0.3002.5-5.5 keV

図 5.4: Sgr D SNR 領域のバンドイメージ。左は 0.5–2.5 keV バンド、右は 2.5–5.5 keV
バンドイメージ。NXB と vignetting の影響を補正している。0.5–2.5 keV イメージの S1、
S10 は Sidoli et al. (2006) で検出された点源の ID。2.5–5.5 keV イメージには Sgr D HII
領域、点源 SAX J1748.2–2808 がある。G1.20–0.21 のソース、バックグラウンドスペクト
ルはそれぞれ実線、破線領域から取得した。
本節では、その観測領域の 1 つである Sgr D SNR 領域で発見した熱的 clump G1.20–0.21の解析結果について報告する。解析に用いた観測データは SGR D SNR (sequence No.
502020010) である。
図 5.2 は Sgr D SNR 領域のバンドイメージである。NXB と XRT による vignetting の影響を取り除いている。銀河中心では強い星間吸収のために ∼ 2 keV 以下の X 線は我々に届かない。図 5.2 左の 0.5–2.5 keV バンドイメージは銀河中心よりも手前にある放射を見ていることになる。2.5–5.5 keV イメージだけで見える明るい点源 SAX J1748.2–2808
は銀河中心にあり、光度が L ∼ 1034 erg s−1 の低光度 HMXB(High mass X-ray binary) である (Sidoli et al. 2006)。本観測データを用いて簡単な解析を行ったところ、同等のスペクトル形状と ﬂux が得られている。
一方で実線で示した領域に広がった放射が見られる。これを G1.20–0.21 と呼ぶことにする。GCDX は銀河中心から離れるにしたがい強度が低下するので、バックグラウンド領域として破線領域を選定した。バックグラウンドを差し引いたスペクトルを図 5.5 に示す。
G1.20–0.21 の領域には比較的明るい点源が 2 つ存在する。これらの点源を報告している Sidoli et al. (2006) に従ってそれぞれを S1, S10 と呼ぶことにする。0.5–2.5 keV イ
メージでそれらに対応すると思われる天体が見られる (図 5.2 左)。XM M -N ewton の点
源カタログ2 によると、0.5–4.5 keV バンドでの ﬂux はそれぞれ、9 × 10−14 erg cm−2 s−1 ,3 × 10−14 erg cm−2 s−1 である。また、いずれもソフト成分が強いことから吸収は小さいと考えられる。
バックグラウンドには強い点源がないので、2 つの点源の寄与は残ったままである。そこで、吸収をかけた熱的プラズマモデル (APEC) に 2 つの点源を表現するために吸収をか2

http://xmmssc-www.star.le.ac.uk/Catalogue/2XMM/

5.2. Sgr D SNR 領域の観測

47

χ
1

2
Energy (keV)

5

10

0.01
10−3
−2 0 2 10−4

10−3Counts s−1 keV−1

0.01

BI (XIS1)−2 0 2 10−4χCounts s−1 keV−1

FIs (XIS0+3)

1

2
Energy (keV)510

図 5.5: バックグラウンドを差し引いた G1.20–0.21 のスペクトル。左は FI(XIS0+3)、右は BI(XIS1) のもの。
表 5.5: G1.20–0.21 のフィッティング結果。

Model component
Value
Component 1 (plasma):
Absorption 1 (NH ) (1022 cm−2 )7.4+1.5−1.3
Temperature kT (keV)
1.57+0.26−0.17
Component 2 (power-law):
Absorption 2 (NH ) (1022 cm−2 )0.4+0.3−0.3
photon index (Γ)
1.6+0.5−0.5+0.3
Observed Flux (10−13 erg cm−2 s−1 )* 1.6+0.2
/2.8
−0.2
−0.3
Luminosity (1034 erg s−1 )†— / 2.4+0.2−0.2
χ2 /dof
90/85∗ 0.5–8 keV バンドでの値。
† 0.5–8 keV バンドでの吸収を補正した値。
天体までの距離は 8.5 kpc。

けたパワーローを加えたモデルを用いてスペクトルフィッティングを行った。その結果を
表 5.5 に示す。
パワーロー成分の ﬂux(0.5–4.5 keV) は ∼ 1×10−13 erg cm−2 s−1 であり、XMM-Newton で報告されている値, 1.2×10−13 erg cm−2 s−1 , とコンシステントである。吸収量 (NH ∼ 4×1021
cm−2 ) が小さいことからパワーローで表される成分は前景にある点源によるものであると考えて矛盾しない。一方で、プラズマモデルの吸収量は 6 − 9 × 1022 cm−2 と求められ、銀河中心までの典型的な値 6 × 1022 cm−2 とコンシステントである。従って G1.20–0.21 は銀河中心に位置すると考えられる。
議論

G1.20–0.21 も G0.42–0.04 と同様に超新星残骸の可能性を考える。G1.20–0.21 を大きさ′′′
3 軸直径 5 .8 × 5 .8 × 6 .6 = 14 × 14 × 16 pc3 の楕円球だと仮定すると、表 5.2 のように物

48

第5章

diﬀuse 天体の観測

理パラメータが求められる。電子密度は 0.40 cm−3 であり総質量は ∼ 4 M⊙ 、総熱的エネ
ルギー Ethermal = 4 × 1049 ergs、力学的時間スケール ∼8000 年はいずれも G0.42–0.04 と同じ値である。G1.20–0.21 もまた、8000 年程度の超新星残骸にしては質量、エネルギーが小さいが、低エネルギー成分が銀河中心までの星間吸収によって見えていないと考えれば矛盾はしない。
さらに G1.20–0.21 は電波観測により発見されている Shell 型超新星残骸 Sgr D SNR(LaRosa et al. 2000) に重なった位置にある。電波でシェル状放射、X 線でその内部に熱的放射が観測される Mixed-Molphology 型超新星残骸であると考えられる。
また、Dutra & Bica (2000) によると近赤外線観測で星団は報告されていないので、
G1.20–0.21 が星団である可能性も考えられない。

図 5.6: Sgr D SNR 領域の 2.5–5.5 keV イメージと電波 90 cm 波 (コントア, LaRosa et al.
2000)。

49

第6章

マイクロクエーサー
1E 1740.7–2942 とその周辺の X線放射1E 1740.7–2942 は 511 keV 電子–陽電子対消滅線や数秒角に伸びる電波ジェットなど非
常に興味深い物理現象が観測されているマイクロクエーサー (ブラックホール) である。しかしながら、銀河中心方向の強い減光により可視光では同定できず、赤外線観測からも伴星の質量の上限値を求めるにとどまっている。これまでの X 線観測結果も、非常に強い吸収 (NH ∼ 1023 cm−2 ) を受けたハードなベキ型 (Γ ∼ 1.6) スペクトルと 12.7 日の周期変動が発見されている (Smith et al. 2002) だけで、low/hard 状態のブラックホールである
ことを示唆するにとどまっている。
しかし、「すざく」による観測から 1E 1740.7-2942 の周囲から興味深い放射が見られた。
それは 6.4 keV バンドイメージで浮かび上がったジェット (フィラメント) 状放射と広がった 2.45 keV 輝線放射である。以下でその解析結果について述べる。
なお、解析には GC5(sequence No. 501050010) のデータを用いた。ただしスペクトル
解析には XIS0, 2, 3(FI) のみを使用している。

Background359.2

6.7 keV

6.4 keV

2.45 keV

Background

0.1
359.0

-0.1

6.4 keV jet

図 6.1: 1E 1740.7–2942 とその周辺の輝線バンドイメージ。NXB と vignetting の影響を取り除いている。左から 2.35–2.55, 6.30–6.50, 6.55–6.80 keV バンドのもの。2.45 keV: 1E
1740.7–2942 を除いた周囲の領域 (実線) をソース、破線領域をバックグラウンドとした(6.2 節)。6.4 keV: 実線領域に excess が見られる。これは 6.7 keV イメージには見られない。1E 1740.7–2942 からの洩れ込みをキャンセルするようにバックグラウンドは破線領域を選んだ。

50

6.1

第6章

マイクロクエーサー 1E 1740.7–2942 とその周辺の X 線放射6.4 keV ジェット

0.01
10−3
−2 0 2χCounts s−1 keV−1

図 6 の 6.4 keV イメージに、1E 1740.7–2942 から東側に伸びるようなジェット (フィラメント) 状構造が見て取れる。一方で 6.7 keV イメージにはそのような構造が見られない。
この構造を以下では 6.4 keV ジェットと呼ぶことにする。
スペクトルを図 6 中の実線 (ソース) と破線 (バックグラウンド) 領域から取得した。
1E 1740.7–2942 からの強い洩れ込みが考えられるので、ソースとバックグラウンドは 1E
1740.7–2942 からほぼ等距離の位置を選んだ。スペクトルを図 6.1 に示す。6.4 keV に強い鉄輝線が見られる。吸収をかけた連続成分 (パワーロー) と 2 つの輝線 (FeI Kα, Kβ)のモデルでフィットしたところ 6.4 keV 輝線の等価幅は 0.4–1.6 keV であった。吸収量はNH = 1.4 − 4.1 × 1023 cm−2 と大きい。輝線中心エネルギーは 6.37–6.43 keV であり、中性か低電離 (Ne 状まで) の鉄が起源であることがわかる (Mendoza et al. 2004)。

5
Energy (keV)10

図 6.2: 6.4 keV ジェットのスペクトル。バックグラウンドは差し引いている。フィットモ
デルは吸収を加えたパワーローと中性鉄輝線。

議論
輝線中心値 6.37–6.43 keV からは Ne 状まで (16 階) 電離した鉄からの放射であることが許されるが、おそらく冷たい星間ガスや分子雲中に含まれる中性状態の鉄原子からの放射であろう。また、銀河中心までの典型的な値 NH = 6 × 1022 cm−2 よりも有意に大きい
吸収量 NH = 1.4 − 4.1 × 1023 cm−2 は局所的に密度の高い領域に位置することを示唆している。実際、電波観測の結果と比較すると分子密度の高い部分と一致していることがわかる。わかる (図 6.4, Oka et al. 1999)。
中性状態の鉄原子は X 線を出すほどエネルギーが高くないので、外部からの X 線 (7.1 keV以上) や荷電粒子 (電子、陽電子) によってエネルギーを付与されなければならない。前章と同様に X 線、および電子による違いはスペクトルに現れる。X 線起源であれば等価幅が ∼1 keV であり、電子起源であれば ∼0.3 keV となる。しかしながら、観測から求められた等価幅は 0.4–1.6 keV と統計誤差が大きく、この値から起源を決定することはできない。また、吸収量が大きければ光子起源の可能性が高いと考えられるが、スペクトルから得られた値 N = 1.4 − 4.1 × 1023 cm−2 は 1E 1740.7–2942 のもの (1.5 × 1023 cm−2 ) とコン6.1. 6.4 keV ジェット51

図 6.3: 2–18 階電離の鉄イオンの Kα1(四角), Kα2(丸) 輝線中心エネルギー (Mendoza etal. 2004)。Kα 輝線は両者の混合であり、その中間のエネルギー値をとる。6.43 keV は 16
階電離 (Ne 状に 10 個の電子が残った状態) イオンに対応する。

表 6.1: 6.4 keV ジェットのスペクトルフィッティングの結果。モデルは吸収を受けたパワー
ローに 2 つのガウシアンを加えたもの。

Model component
Value
23
−2
Absorption (NH ) (10 cm )2.6+1.5−1.2
Continuum (power-law):
Photon index (Γ)
2(ﬁxed)Gaussian1 (FeI Kα):Line center energy (keV)
6.39+0.04
−0.02
−5
−2 −1
Intensity (10 photons cm s )1.1+0.5−0.4
Equivalent Width (keV)
0.9+0.5−0.5
Gaussian2 (FeI Kβ):Line center energy* (eV)7.05
Intensity† (10−5 photons cm−2 s−1 )0.11
Observed Flux‡ (10−13 ergs cm−2 s−1 )4.9+0.7−0.8
Luminosity§ (1033 ergs s−1 )9.4+1.3−1.5
2
χ /dof
7/9∗ E = 1.103 × E (FeI Kα) に固定。
† I = 0.1 × I (FeI Kα) に固定。
‡ 3–10 keV バンドでの値。
§ 吸収を補正した 3–10 keV バンドでの値。

52

第6章

マイクロクエーサー 1E 1740.7–2942 とその周辺の X 線放射

システントであり、局所的にこの天体が吸収を強く受けているかどうかは分からない。したがって、吸収量からも電子–X 線起源を決めることはできない。
そこで、電子および X 線それぞれについて考察することにする。
まず、10–100 keV の電子 (陽電子) が中性鉄原子を衝突電離させる場合を考える。電子起源による 6.4 keV 輝線の等価幅は ∼ 0.3 keV なので、太陽組成に対しての鉄の元素組成
比は ZFe ∼ 1 − 5 であることがわかる。Yusef-Zadeh et al. (2007) によると、電子のエネ
ルギー密度 Ue (eV cm−3 ) は吸収量 NH = 1023 cm−2 とすると、

Ue

(

)

C6.4keV= 10
10−5= 20 − 100 (eV cm−3 )
2

−1
ZFe

と求められる。
では、この高エネルギー電子はどこに由来するものであろうか。電波観測から発見されている 1E 1740.7–2942 から伸びるジェットが候補に挙げられるだろう。電波と 6.4 keV
ジェットは同一直線上にはなく、大きさも電波が数 pc であるのに対して、6.4 keV ジェッ
トは 20 pc と大きさは 10 倍程度異なる (図 6.5)。しかし、ジェットの方向が歳差運動していると考えれば矛盾はない。
次に X 線起源の可能性を考察する。1E 1740.7–2942 の等方放射によって照らされている考えると、その距離 D ∼ 10′ ∼ 25 pc と分子雲の大きさ ∼ 5 pc より必要光度はLreq ∼ 3 × 1037 erg s−1 となる。一方で現在の光度は Lobs ∼ 1036 erg s−1 (表 6.2) であり、
1E 1740.7–2942 からの等方放射では説明で難しい。しかしながら、分子雲の方向にコリメートされた硬 X 線放射が存在するのであれば説明は可能である。この時、10◦ の角度にコリメートされているとすれば、その光度は 3 × 1035 erg s−1 となる。
また、Sgr B2 や M0.51–0.10 などのような Sgr A*に照らされた X 線反射星雲である場合を考える。Sgr A*との距離は視線方向に ∼ 50′ = 120 pc であり、必要光度は Lreq ∼ 1039
erg s−1 と計算できる。もし、この 6.4 keV で輝く構造が Sgr A*によるものであるとする
ならば、400 年前にも 106 倍明るかった証拠になる。

6.2

熱的成分–2.45 keV 輝線–

2.45 keV イメージ (図 6 左) に示したように、1E 1740.7-2942 の周囲 (中心を除いた実線領域) からスペクトルを取得した。バックグラウンドは破線領域を選んだ。スペクトルを
図 6.2(右) に示す。
2.45 keV は He 状硫黄の K 輝線 (SXV Kα) に対応する。スペクトルを見ると高エネル
ギー側に 1E 1740.7–2942 からの洩れ込みが強く混入している。そこで 1E 1740.7–2942 のスペクトルをフィットすることで、洩れ込んだスペクトルの形状を評価することにした。
1E 1740.7–2942 のスペクトルは図 6(左) の斜線領域から取得し、バックグラウンドは同じ
破線領域のものを用いた。1E 1740.7–2942 のスペクトルは吸収 NH ∼ 1.5 × 1023 cm−2 、Γ ∼ 1.7 のパワーローで表すことができた。なお、星間物質による散乱によって周囲のスペクトルがソフトになることがありうるが、Chandra による観測からその範囲は 40′′ であると報告されている。本解析ではそれよりも大きな領域 (半径 2′ .3 円) を選んでいるのでその影響を考える必要はない。

6.2. 熱的成分–2.45 keV 輝線–

53

図 6.4: VLSR = −130 ∼ −120 km s−1 での 12 CO(J= 1 − 0) 分子輝線マップ (Oka et al.
1999) と 6.4 keV コントア。実線正方形領域は観測視野を表す。

図 6.5: 1E 1740.7–2942 周辺の 6.4 keV イメージと電波ジェット (Mirabel 1994)。電波イ
メージは 10 倍に拡大している。

第6章

54

マイクロクエーサー 1E 1740.7–2942 とその周辺の X 線放射

0.1

1

5
Energy (keV)

10−4 −2 0 2

0.01

0.1
−5 0

χ

5

Counts s−1 keV−1

図 6.2 右のスペクトルにおいて、2.45 keV 輝線を表す熱的プラズマ (APEC) に 1E 1740.7–
2942 の洩れ込みを表すモデルを追加してフィッティングを行った。その結果を表 6.2 に表す。吸収量は NH ∼ 1.2 × 1023 cm−2 、プラズマ温度は ∼ 0.8 keV と求めることができた。

2

5
Energy (keV)

図 6.6: 左：1E 1740.7–2942 のスペクトル。吸収をかけたパワーローで表すことができる。
右：周囲のスペクトル。1E 1740.7-2942 とは異なり、2.45 keV 輝線が見られる。吸収をかけた kT ∼ 0.8 keV のプラズマモデル (赤) でフィットすることができた。パワーロー (緑)は 1E 1740.7–2942 からの洩れ込みを表す。

表 6.2: 1E 1740.7-2942 とその周囲のスペクトルフィット結果。

Component
1E 1740.7–2942 2.45 keV diﬀuse
23−2
absorption1 (NH 10 cm )—1.17+1.7−1.1
plasma temperature (keV)—
0.84+0.11−0.15
absorption2 (NH 1023 cm−2 )
1.52+0.03
1.52(ﬁxed)−0.03
photon index (Γ)
1.73+0.04
1.73 (ﬁxed)−0.04†
ﬂux (10−12 ergs cm−2 s−1 )76.2+0.4*
1.62+0.12
−0.4
−0.12
Luminosity ‡ (1035 ergs s−1 )11.1+0.1
1.1+0.1−0.1−0.1∗ 3–10 keV バンドでの値。
† プラズマ成分のみ、2–10 keV バンドでの値。
‡ 吸収を補正した値。天体までの距離は 8.5 kpc を仮定した。

議論
図 6 の 2.45 keV イメージからは、1E 1740.7–2942 の周囲に特徴のある構造が見られない。1E 1740.7–2942 自身のスペクトルには 2.45 keV 輝線がないので、周囲から得られた
熱的成分は広がっていると考えられる。星間ダストによる散乱はスペクトルをソフトにすることはあるが、輝線を放射するなど大きく形状を変えることはない。1E 1740.7–2942と比べるとスペクトルが全く異なるのでダスト散乱によるものではないだろう。吸収量

6.2. 熱的成分–2.45 keV 輝線–

55

図 6.7: 1E 1740.7–2942 の周囲 (2.45 keV バンド) と電波 SNR G359.07–0.02。

NH = 1.2 × 1023 cm−2 は 1E 1740.7–2942 のもの (NH = 1.5 × 1023 cm−2 ) とほとんど同じなので、この熱的放射も銀河中心に位置すると考えてよいだろう。
体積をスペクトルを取得した領域の面積 =53 arcmin2 から V ∼ 533/2 arcmin3 = 1.1×1058
cm3 と仮定する。この熱的放射の物理パラメータを求めると、Emission measure(EM ) は
8 × 1058 cm−3 , 電子密度 ne ∼ 2.8 cm−3 , 質量 M ∼ 25 M⊙ , 熱的エネルギー E ∼ 1.2 × 1050
erg。
また、本観測領域から西側にかけて G359.07–0.02 が存在している (LaRosa et al. 2000)。
この天体はシェル型ではなく 22′ × 10′ の楕円 clump 状に広がった構造をしている超新星残骸候補である。この天体の正体として超新星残骸が考えられる。1E 1740.7–2942 からの洩れ込みが強いことと電波超新星残骸の領域を全てカバーしてはいないのでどれ程広がっているのか分からないが、西隣の領域 (GC6) では有意な放射が見られないことから、最大でも 20 pc 程度の広がりであろう。また質量 ∼ 25 M⊙ , 熱的エネルギー E ∼ 1050 erg
は単一の超新星残骸であると考えて矛盾はない。

この観測の有効観測時間は 20 ks であり、6.4 keV ジェットと 0.8 keV 熱的放射の解析・議論に関して十分な統計量が得られなかった。また、G359.07–0.02 をカバーする領域を観測してないこともあり、「すざく」による追観測 (AO3) を提案している。その観測結果と合わせることでこれらの diﬀuse 放射の起源・正体がはっきりすることだろう。

57

第7章

まとめ

本修士論文では「すざく」を用いた銀河中心の diﬀuse 放射観測の結果について報告した。「すざく」は観測開始直後の 2005 年 9 月から 2007 年 10 月まで 36 視野、合計有効露光時間 1800 キロ秒の銀河中心観測を行ってきた。銀河中心の 1–10 keV バンドの X 線ス
ペクトルには多数の輝線が含まれる。特に SXV, FeI, FeXXV, FeXXVI の K 輝線は特徴的であり、それらの狭輝線バンドイメージを作成した。
広がった放射に対して過去最高感度を持つ「すざく」によって 6.4, 6.7, 6.9 keV 鉄輝線
強度分布を明らかにした。

• 6.4 keV(中性鉄) 輝線は Radio Arc, Sgr B2, Sgr C などの巨大分子雲をトレースしており、過去の研究結果とコンシステントであった。また、これまで観測が不十分であった Sgr D, Sgr E 領域から、初めて周囲に比べて放射の超過を確認した。さらに、
局所的に強い領域を除いた分布のピークは銀河中心よりも東側に 0.2 度シフトしていた。この放射の起源を宇宙線中に含まれる電子であるとするとそのエネルギー密
度は 10–100 eV cm−3 になる。過去に明るかった (LX ∼ 1039 erg s−1 )Sgr A*が周囲の分子ガス照らしたことによるものだとすると、銀河中心 2◦ × 1◦ の楕円領域には
2 × 108 M⊙ の低温の物質が存在する。
• 6.7(He 状鉄), 6.9(H 状鉄) keV 輝線の強度分布は非常に良く似ており、その強度比は場所によらず、銀河中心 600 pc×300 pc に kT ∼6.6 keV= 7000 万度の高温プラズ
マが存在していることを示唆した。6.7 keV と X 線点源の強度分布は異なっており、プラズマの全てが点源の重ね合わせで説明することは難しく、真に広がった成分であると思われる。6.7 keV 輝線強度分布からプラズマの (電子) 密度は銀河中心から離れるに従い低下することが分かった。プラズマは電離平衡状態であると考えられたが、このプラズマは銀河中心の重力で束縛できず、1–10 万年で散逸してしまい電
離平衡状態を実現できない。しかし、l ∼ 1◦ では密度が小さくなり、プラズマの圧力が小さくなるので、銀河中心の星間磁場の強度 20 − 40µG によって閉じ込めることができ、電離平衡に達することが可能であると考えられる。
Sgr B1、Sgr D 領域で diﬀuse 天体を発見した。
• Sgr B1 領域から広がった熱的放射 G0.42–0.04 を発見した。G0.42–0.04 のスペクト
ルは 0.7 keV の光学的に薄いプラズマモデルで表現することができた。吸収量 NH ∼8 × 1022 cm−3 からこの天体が銀河中心領域に位置すると考えて矛盾はない。大きさと質量は典型的な超新星残骸と比べて小さいが、銀河中心までの星間吸収によってより低温の成分が隠されてしまっているのだとすれば説明ができる。一方で、近赤外観測によると同じ位置に星団が存在していないので星団である可能性も低いだろう。G0.42–0.04 は超新星残骸であると考えられる。
• M0.51–0.10 は Sgr B1 HII 領域の銀緯方向 +0◦ .05 に位置している 6.4 keV clump である。M0.51–0.10 のスペクトルは大きな等価幅 (∼ 1.4 keV) を持つ 6.4 keV 輝線と

58

第7章

まとめ

強い吸収 (NH ∼ 1.5 × 1023 cm−2 ) を受けた連続成分で表現できた。この結果はこの天体が外部からの X 線を中性鉄原子が吸収・再放射すると考えて矛盾しない。一方
で、宇宙線中の電子による衝突電離では等価幅の大きさと吸収の強さの説明が難しい。また、周囲に明るい照射源が見つからなかった。しかし、もし 300 年前に Sgr
A*が現在の 106 倍明るかったとすれば説明ができる。

• Sgr D 領域から広がった熱的放射 G1.20–0.21 を発見した。そのスペクトルは吸収の異なる 2 成分で表現することができた。小さい吸収を受けた成分は前景の点源と考えて矛盾しない。一方でもう 1 つの成分は銀河中心までの吸収量を受けた kT ∼ 1.6 keVの光学的に薄いプラズマと考えられる。その大きさや全熱的エネルギー、質量からG0.42–0.04 と同様に超新星残骸と考えて矛盾しない。G1.20–0.21 は電波超新星残骸
Sgr D と重なった位置にあり、同じ起源である可能性が高い。また、近赤外観測から星団は発見されていないので、星団の可能性も低いだろう。
マイクロクエーサー 1E 1740.7–2942 の周囲から興味深い天体を発見した。

• 1E 1740.7–2942 から東側に伸びる 6.4 keV ジェット状放射を発見した。これは他のバンドでは確認できず、中性鉄輝線バンドのみで明るい。スペクトルは 6.4 keV 輝
線と強い吸収を受けた連続成分で表現できた。電波観測による分子輝線マップとも相関していることから局所的な分子雲であると考えられる。しかしながら、統計が少なく、1E 1740.7–2942 からの強い洩れ込みのために 6.4 keV 輝線の起源が電子であるか X 線であるかは決定できなかった。もし電子起源であるとすれば、宇宙線エ
ネルギー密度は通常の星間空間の 1000–10000 倍に相当する。その起源はマイクロクエーサーからのジェットであるかもしれない。また、X 線起源であるとすると現在の 1E 1740.7–2942 自身の明るさでは説明できない。Sgr A*が光源だとすると 400
年前に 106 倍明るかったと考えられる。
• 自身を除いた 1E 1740.7–2942 の周囲 ∼ 2′ のスペクトルは 2.45 keV に強い輝線を持っていた。1E 1740.7–2942 自身のスペクトルには輝線はなく、それとは異なる広がった熱的成分であると考えられる。温度 kT ∼ 0.8 keV, 質量 ∼ 25M⊙ , 熱的エネルギー∼ 1050 erg は超新星残骸のものとコンシステントである。電波観測から発見されている超新星残骸の一部と位置が重なっており関連していることが考えられる。

59

謝辞
本修士論文は多くの方々からのご指導・助言をいただいたことで何とか完成させることができました。ここに深い感謝の意を表したいと思います。
小山勝二教授にはデータ解析や結果の考察の方法、英文法、研究者としてのあり方な
ど、様々なご指導をいただきました。ありがとうございます。鶴剛准教授には解析結果における議論を幾度となくしていただいただけでなく、論文内容の校正までしていただきました。ありがとうございます。松本浩典助教には計算機の使い方や解析方法について分からないことを何度も教えていただきました。ありがとうございます。
森英之さんには Linux の使い方や宇宙物理に関した知識をいつも優しく教えていただきました。ありがとうございます。中嶋大さんには XIS や天文学など色々と教えていただきました。感謝に絶えません。山口弘悦さんは僕が質問すると自分で調べてまで非常に丁寧に教えていただき、ありがとうございました。乾達也さんには研究室に入った当初、右も左もわからない時からお世話になりました。兵藤義明さんにはシェルスクリプトの使い方
から天体解析の考察にいたるまで、色々教えていただきました。内山秀樹さんには色んな議論をしていただいただけでなく、色んな話をしました。楽しかったです。小澤碧さんのバイタリティあふれる行動力と親しみやすさには癒されました。澤田真理君はいつも余裕
しゃくしゃくでなんだかわからない勇気をもらいました。ありがとうございました。
ガンマ線グループの方々には別の知識や違ったものの考え方などを教えていただきました。とても参考になりました。これからの研究にも是非生していきたいと思います。ありがとうございました。
さて、同期の中野晋太朗君、瀧川庸二朗君、黒澤俊介君とは色々ありすぎました。集まるべくして集まったメンバーだったのかもしれません。
中野君とは学部時代からの付き合いで、これまで色々と良い刺激を受けてきました。中野君がいなければこれ程に有意義な研究生活にはならなかったでしょう。非常にいい友人をもって良かったと思っています。瀧川君とは同じ X 線グループで苦しいときになぐさめ合いをしてきました。サンディエゴの国際会議に行ったのは、食事はともかくとして、非常に良い思い出になりました。黒澤君には何度も苦しい場面を乗り越える助けになってもらいました。
中野君と瀧川君とは修士で別の道になってしまいますが、これからも 4 人が最高の仲間であることは変わりません。
最後にこれまで僕を支えてくれた全ての人に感謝したいと思います。

2008 年 1 月 31 日
信川 正順

61

参考文献
木舟 正 著, 2004, 「宇宙高エネルギー粒子の物理」, 倍風館
小山 勝二 著, 1992, 「X 線で探る宇宙」, 倍風館
Aharonian, F., et al. 2006, Nature, 439, 695
Baganoﬀ, F. K., et al. 2001, Nature, 413, 45
Baganoﬀ, F. K., et al. 2003, ApJ, 591, 891
Balick, B., & Brown, R. L. 1974, ApJ, 194, 265
Brinkmann, W., Kawai, N., Matsuoka, M., & Fink, H. H. 1991, A&A, 241, 112 Chez,
A., M., et al. 2003, ApJ, 586, 127L
Chez, A., M., Salim, , S., Hornstein, S. D., Tanner, A., Lu, J. R., Morris, M., Becklin,
E. E., & Duchene, G. 2005, ApJ, 620, 744
Cooke, B. A., Griﬃth, R. E., & Pounds, K. A. 1969, Nature, 224, 134
Cremonesi, D. I., Mereghetti, S., Sidoli, L., & Israel, G. L. 1999, A&A, 345, 826
Del Santo, M., Sidoli, L., Bazzano, A., Cocchi, M., De Cesare, G., Paizis, A., & Ubertini, P. 2006, A&A, 456, 1105
Dutra, C.M., & Bica, E. 2000, A&A, 359, L9Henke, B. L., Lee, P., Tanaka, T. J., Shimabukuro, R. L., & Fujikawa, B. K. 1982, At.
Data Nucl. Data Tables, 27, 1Hyodo, Y. 2005, 修士論文, 京都大学
Hyodo, Y., Tsujimoto, M., & Koyama, K. 2008, PASJ, 60, in press
Inui, T. 2007, 博士論文, 京都大学
Inui, T., Koyama, K., Matsumoto, H., & Tsuru, T. 2008, in prepared
Ishisaki, Y., et al. 2007, PASJ, 59, S113
Kelley, L. R., et al. 2007, PASJ, 59, S77
Klypin, A., Zhao, H. S., & Somerville, S. R. 2002, ApJ, 573, 597
Kokubun, M., et al. 2007, PASJ, 59, S53
Kotani, T., Kawai, N., Matsuoka, M., & Brinkmann, W. 1996, PASJ, 48, 619
Koyama, K., Ikeuchi, S., & Tomisaka, K. 1986, PASJ, 38, 503
Koyama, K., Makishima, K., Tanaka, Y., & Tsunemi, H. 1986, PASJ, 38, 121
Koyama, K., Awaki, H., Kunieda, H., Takano, S., Tawara, Y., Yamauchi, S., Hatsukade, I., & Nagase, F. 1989, Nature, 339, 603
Koyama, K., Maeda, Y., Sonobe, T., Takeshima, T., Tanaka, Y., & Yamauchi, S. 1996,
PASJ, 48, 249
Koyama, K., Hyodo, Y., & Inui, T. 2006, Journal of Physics Conference Series, 54, 95
Koyama, K., et al. 2007a, PASJ, 59, S23
Koyama, K., et al. 2007b, PASJ, 59, S221
Koyama, K., Uchiyama, H., Hyodo, Y., Matsumoto, H., Tsuru, G. Y., Ozaki, M.,
Maeda, Y., & Murakami, H. 2007d, PASJ, 59, S237
Koyama, K., et al. 2007c, PASJ, 59, S245

62

第7章

まとめ

LaRosa, T. N., Kassim, N. E., Lazio, T. J. W., & Hyman, S. D. 2000, A&A, 119, 207
Law, C., & Yusef-Zadeh, F. 2004, ApJ, 611, 858
Maeda, Y. 1995, 博士論文, 京都大学
Maeda, Y., et al. 2002, ApJ, 570, 671
Mehringer, D. M., Palmer, P., & Goss, W. M. 1993, ApJ, 402L, 69M
Mendoza, C., Kallman, T. R., Bautista, M. A., & Palmeri, P. 2004, A&A, 414, 377
Mirabel, I. F. 1994, ApJS, 92, 369
Mitsuda, K., et al. 2007, PASJ, 59, S1
Mori, H., Tsuru, T. G., Hyodo, Y., Senda, A., & Koyama, K. 2008, PASJ, 60, in press
Muno, M. P., et al. 2003, ApJ, 589, 225
Muno, M. P., et al. 2004, ApJ, 613, 326
Muno, M. P., Bauer, F. E., Bandyopadhyay, R. M., & Wang, Q. D. 2006, ApJS, 165,173
Murakami, H., Koyama, K., Sakano, M., Tsujimoto, M., & Maeda, Y. 2000, ApJ, 534,
283
Murakami, H., Koyama, K., & Maeda, Y. 2001a, ApJ, 558, 687
Murakami, H., Koyama, M., Tsujimoto, M., Maeda, Y., & Sakano, M. 2001b, ApJ,
550, 297
Nobukawa, M., et al. 2008, PASJ, 60, in press
Oka, T., Hasegawa, T., Sato, F., Tsuboi, M., & Miyazaki, A. 1999 ApJS, 118, 455
Porquet, D., Rodrigues, J., Corbel, S., Goldoni, P., Warwick, R. S., Goldwurm, A., &Decourchelle, A. 2003, A&A, 406, 299
Revnivtsev, M., Vikhlinin, A., & Sazonov, S. 2006, astro-ph/0611952
Sakano, M., Imanishi, K., Tsujimoto, M., Koyama, K., & Maeda, Y. 1999, ApJ, 520,
316
Serlemitsos, P. J., et al. 2007, PASJ, 59, S9Sidoli, L., Mereghetti, S., Favata, F., Oosterbroek, T., & Parmar, A. N. 2006, ApJ,
456, 287
Smith, D. M., Heindl, W. A., & Swank, J. H. 2002, ApJ, 578, 89
Sofue, Y. 1990, PASJ, 42, 827
Sofue, Y. 1995, PASJ, 47, 527
Sunyaev, R. A., Markevitch, M., Pavlinsky, M. 1993, ApJ, 407, 606 & Takahashi, T.,et al. 2007, PASJ, 59, S35
Tanaka, Y., Koyama, K., Maeda, Y., Sonobe, T. 2000, PASJ, 52, L25
Tatischeﬀ, V. 2003, in Final Stage of Stellar Evolution, ed. C. Motch & Hameury (EAS
publication Series vol.7), 79 (astro-ph/0208397v1)
Tsuboi, M., Handa, T., & Ukita, N. 1999, ApJS, 120, 1
Tsujimoto, M., Hyodo, Y., & Koyama, K. 2007, PASJ, 59, S229
Uchiyama, H. 2007, 修士論文, 京都大学
Worrall, D. M., Marshall, F. E., Boldt, E. A., & Swank, J. H. 1982. ApJ, 255, 111
Yamauchi, S., Kawada, M., Koyama, K., Kunieda, H., Tawara, Y., & Hatsukade, I.
1990, ApJ, 365, 532
Yusef-Zadeh, F., Muno, M., Wardle, M. 2007, & Lis, D. C. 2007, ApJ, 656, 847*著者数が 10 名以上の論文は共著者の名前を省略している。

63

付 録A

鉄輝線強度と等価幅

第 5 章で行ったスペクトルフィット結果を以下の表にまとめる。

付 録A

64

鉄輝線強度と等価幅

表 A.1: 輝線強度と等価幅 (1/4)
position
l
b
0.05
0.05
0.05 -0.05
0.05 -0.15
0.15 -0.05
0.15 -0.15-0.05 -0.15-0.15 -0.05-0.25 -0.15-0.25 -0.05
-0.25
0.05
-0.35 -0.05-0.25 -0.15-0.25 -0.25-0.15 -0.15-0.15 -0.25-0.05 -0.15-0.05 -0.25
-0.15
0.15
-0.15
0.25
-0.05
0.15
-0.05
0.25
0.35 -0.05
0.35 -0.15
0.45 -0.05
0.45 -0.15
0.55 -0.05
0.55 -0.15
0.65 -0.05
0.65 -0.15
0.75 -0.05
0.75 -0.15-0.45 -0.05-0.55 -0.05-0.55 -0.15-0.65 -0.05-0.65 -0.15
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0.55
0.05
0.55
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0.05
0.65
0.15

absorption
NH error
24.5
5.3
20.1
1.8
13.2
2.5
18.4
3.1
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3.0
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2.2
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4.3
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4.3
24.3
6.7
8.3
2.9
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3.0
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3.2
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5.0
30.6
3.9
31.6
4.8

photon index
Γ
error
2.670 0.466
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2.457 0.271
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2.968 0.379
2.949 0.435

line intensity (photons cm−2 s−1 arcmin−2 )6.4 keVerror
6.7 keVerror
6.9 keVerror
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3.37e-7 4.86e-8 8.20e-7 6.44e-8 2.70e-7 4.55e-8

65

表 A.2: 輝線強度と等価幅 (1/2)
positionabsorptionlb NH error
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1.15
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8.3
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9.8
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1.25 -0.25 11.3
9.5
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1.35 -0.25 1.9
1.9
1.45
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1.45 -0.05 62.2 12.3
1.55
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4.4
1.55 -0.05 7.3
7.3
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5.7
0.95 -0.25 33.3
7.6
1.05 -0.05 40.6
6.9
1.05 -0.15 33.9
4.9
1.05 -0.25 33.5
6.3
1.15 -0.15 34.0
6.8
1.15 -0.25 31.6
9.4
0.15 -0.25 15.9
3.1
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5.6
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3.2
0.25 -0.25 30.5
3.2
0.25 -0.35 28.2
4.9
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5.2
Mapping GC1-12, 14-23
-0.16
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-0.50
0.33
-0.83
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-1.18
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-1.51
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-1.84
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-0.17
0.67
1.83
0.00
0.50
0.33
0.82
0.33
Galactic Ridge-28.0 -0.15-27.6 -0.15-27.3 -0.15-14.2 -0.54
-12.4
0.71
8.04 -0.05
8.44 -0.05
28.46 -0.20-

photon index
Γ
error
3.94
1.66
2.91
0.66
3.70
0.62
2.79
1.14
3.73
0.87
2.87
1.12
2.70
1.19
3.14
1.48
3.72
1.79
3.25
1.24
4.00
1.23
2.67
0.35
2.39
0.81
2.69
0.50
3.42
0.74
2.60
0.56
3.12
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2.83
0.52
2.76
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2.84
0.92
2.33
0.26
3.34
0.51
2.05
0.04
2.74
0.26
3.03
0.45
2.37
0.45

6.4 keV
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4.07e-7
1.54e-7
5.68e-7
1.00e-7
1.44e-78.01e-8
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4.78e-7
1.63e-7
1.09e-6
4.27e-7
1.27e-7
3.20e-7line intensity (photons cm−2 s−1 arcmin−2 )error
6.7 keVerror
6.9 keVerror
8.68e-8 5.26e-7 1.03e-7
1.27e-7
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9.76e-8
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7.99e-8
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4.74e-82.48e-8
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1.17e-7
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9.82e-8
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4.33e-8 4.16e-7 4.72e-8
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1.97e-7
4.47e-8
6.67e-8 4.91e-7 6.98e-8
1.77e-7
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1.05e-8
1.2e-80.7e-8

66

付 録A

鉄輝線強度と等価幅

表 A.3: 輝線強度と等価幅 (2/4)

position
Equivalent Width (eV)lb 6.4 keV error 6.7 keV error 6.9 keV error
0.05 0.05
412
70
441
82
148
65
0.05 -0.05
527
37
346
33
142
31
0.05 -0.15
407
40
388
44
155
41
0.15 -0.05
484
50
356
42
140
43
0.15 -0.15
531
56
304
49
113
44
-0.05 -0.15
158
51
722
77
222
65
-0.15 -0.05
228
4
504
36
231
37
-0.25 -0.15
132
36
484
54
230
48
-0.25 -0.05
160
26
504
40
237
38
-0.25 0.05
151
46
503
50
255
44
-0.35 -0.05
144
38
424
52
204
54
-0.25 -0.15
140
34
467
51
190
38
-0.25 -0.25
110
32
460
62
150
44
-0.15 -0.15
108
23
494
38
192
26
-0.15 -0.25
81
27
530
48
186
36
-0.05 -0.15
123
29
582
38
181
36
-0.05 -0.25
89
48
464
75
188
61
-0.15 0.15
94
44
450
68
186
58
-0.15 0.25
56
56
292
84
166
62
-0.05 0.15
102
42
406
62
152
48
-0.05 0.25
105
62
396
82
173
80
0.35 -0.05
286
38
378
44
149
42
0.35 -0.15
266
42
348
38
154
42
0.45 -0.05
363
39
390
50
194
40
0.45 -0.15
394
44
418
50
199
39
0.55 -0.05
446
58
529
65
158
64
0.55 -0.15
362
60
456
86
220
63
0.65 -0.05
693
60
390
48
133
47
0.65 -0.15
634
63
399
51
180
60
0.75 -0.05
824
100
310
74
167
74
0.75 -0.15
824
114
296
78
170
81
-0.45 -0.05
231
55
330
51
171
52
-0.55 -0.05
446
38
422
42
206
40
-0.55 -0.15
602
57
385
44
167
42
-0.65 -0.05
278
44
336
48
150
42
-0.65 -0.15
332
58
422
68
190
56

67

表 A.4: 輝線強度と等価幅 (4/4)

position
Equivalent Width (eV)lb 6.4 keV error 6.7 keV error 6.9 keV error
0.65 -0.15
624
80
286
74
88
48
0.75 -0.05
610
77
264
66
92
62
0.75 -0.15
776
61
280
47
136
47
0.75 -0.25
596
77
206
64
62
56
0.85 -0.05
294
76
256
66
88
68
0.85 -0.15
386
64
310
66
107
54
0.85 -0.25
411
96
299
92
115
83
0.55 -0.05
424
64
564
86
141
71
0.55 0.05
246
42
524
52
152
32
0.55 0.15
170
48
408
66
166
62
0.65 0.05
283
40
636
54
138
45
0.65 0.15
154
36
415
61
161
53
1.05 0.05
143
124
434
136
144
144
1.15 0.05
262
96
339
116
94
94
1.15 -0.05
273
89
441
98
102
76
1.25 0.05
262
134
386
124
194
130
1.25 -0.05
294
116
253
107
80
80
1.25 -0.15
142
116
278
134
70
70
1.25 -0.25
246
128
421
163
213
159
1.35 -0.15
162
127
417
147
271
179
1.35 -0.25
176
141
444
169
138
134
1.45 0.05
159
118
378
132
192
120
1.45 -0.05
121
107
288
110
111
103
1.55 0.05
80
41
80
50
32
32
1.55 -0.05
167
115
274
124
160
121
0.95 -0.15
176
62
322
84
135
77
0.95 -0.25
264
78
393
94
205
101
1.05 -0.05
140
60
241
71
96
60
1.05 -0.15
184
52
344
75
100
54
1.05 -0.25
227
71
335
79
110
62
1.15 -0.15
288
74
308
86
92
73
1.15 -0.25
210
95
382
120
94
94
0.15 -0.25
214
38
354
46
136
37
0.15 -0.35
70
43
320
60
105
51
0.25 -0.15
242
44
324
56
99
42
0.25 -0.25
161
35
334
40
150
40
0.25 -0.35
77
49
380
59
137
51
0.35 -0.25
131
52
318
62
109
61