すざく衛星による Tornado Nebula (G357.7-0.1) の起源の解明
鶴 剛，澤田真理，小山勝二 (京都大学)，
岡 朋治 (慶應義塾大学)“Suzaku Discovery of Twin Thermal Plasma
from the Tornado Nebula”
Makoto Sawada, Takeshi Go Tsuru, Katsuji Koyama,
and Tomoharu Oka
PASJ, to be published (Suzaku SP)
20110921_ASJ2011autum_Tornado_v2.key

The Tornado Nebula (G357.7-0.1)

Tornado(G357.7-0.1)

2

The Tornado Nebula (G357.7-0.1)
OHHead

非熱的電波
α 〜 -0.6 (Dickel+73)
10%偏光(Kundu+74)
OH(1720MHz)-12.4km/s → 11.8kpc(Frail+96)
Ｘ線(Chandra)

Tail

Headの拡散Ｘ線
スペクトル不明(Gaensler+03)

3

4

Origin Proposed so far
Headから何か出てTailが出来た

Head

電波銀河のone-sideジェット
ヘッドに居る(はずの)パルサーやＸ線連星が作ったnebula

決め手無し

中間から両方向に何か出てHead-Tailが出来た
電波ローブ

Tail

Ｘ線連星からのバイポーラジェット
exotic SNの残骸

Weiler+80, Miley+80, Shaver+85, Becker+85, Shull+89, Caswell+89, Shaver+85, Manchester+87

Suzaku Observation

1deg

2009.8.29 125ks

2008.9.19 56.8ks

5Observation of the GC
region with Suzaku

197pointings, 5.26Msec
30 refereed papers
6 Doctor Thesis

6

X-ray Image with Suzaku

Head と Tail と同じ領域から拡散Ｘ線を検出
スペクトル解析
銀河中心の強い拡散Ｘ線放射あり最重要
Suzaku XIS (0+1+3)

R=0.5-1.5, G=1.5-3, B=3-7keV

バックグラウンド

Inten10

Intensity (counts s−1 keV−1)

χ20−2(b)(a) BG 12

0.01
0.01−31010−3−41010−42
200−2−2χ

Inteχ
Intensity
Intensity(counts(countsss−1−1keVkeV−1−1))χχIntensity (counts s−1 keV−1)

7Background - the Key of Analyses−40.50.01

1(b) BG 22Energy (keV)

51010−420−2(b) BG 2

0.01

10−310−420−20.5

12Energy (keV)510

wabs1 x (apec1 + apec2 + 6.4keV)
銀河中心拡散Ｘ線+ wabs2 x apec3
foregroundＸ線+ 2 x wabs1 x power
CXB
Thus for thespectrum,
only. thenormalization
was a soft X-ray spectrum, only the norma
10 foreground soft X-ray2.0×
10cm
ThusfortheforegroundnH
2 = (5.2±0.6)x10^22 cm^-2 = GCまでの吸収量

NXB-subtracted spectra (gray crosses) andFig.
the 2.
best-fitmodels(black histograms)(a) The
NXB-subtracted
spectraof (gray crosses) and the best-fit models (black hnce of effective−3area between the two is corrected
the resultsof FIs area
are shown
BG 1. andTheonly
differenceof effective
between the two is corrected and only the results of F10e solid, dashed, and dash-dotted curves represent
contributions
fromdashed,the GDXE,
thefor simplicity.
The solid,
and dash-dottedcurves represent contributions from thn, and the CXB, respectively. (b) Same as foreground
panel (a), butfor BGand
2. the CXB, respectively. (b) Same as panel (a), but for BG 2.
emission,
21−4−2χ

free parameter.
0background−2component, the Cosmic X-ray(CXB), component,
is isotropic the Cosmic X-ray background (CXBThebackgroundother background

全てのフリーパラメータがhe empirical form, an absorbed power-law:
0.5

1

銀経/銀緯依存性は低い

2 and we 5adopted10the empirical form, an absorbed power-law:
Energy (keV)−Γ(3)

エラーの範囲で一致Wabs 3 × C × (E/keV)
マージしてBGとして使用,

× C × (E/keV)−Γ ,Ar(b)
SE(a) NW
0.01−310−3−410−420−2FIs (×5)

BISiSAr

Intensity (counts s−1 keV−1)

0.1

SiSArSiSAr

Spectral Analysesχ20−2Inte10S

10−420−280.1(b) SE0.01

FIs (×5)

10−3BI

拡散Ｘ線は電波TornadoとχInteχ
Intensity
Intensity (counts(counts ss−1−1 keVkeV−1−1))χχ

Si−410−420−2

Intensity (counts s−1 keV−1)

物理的にassociate
Table 3. Best-fit parameters of the diffuse sources.
0.1 1
25125
Ｘ線はイメージ，スペクトル共にEnergy(keV)
Energy (keV)(b) SEParameter
NWSEwabsx
apec
FIs(×5)0.01kground-subtracted spectra for NW. 対称なバイポーラー構造を持つ
Thespectra
are separately given
by for NW. The FI and BI spectra are separate
Fig.FI3.and(a)BIThebackground-subtracted
spectra+1.1+1.7
22 visibility,−2 the FI spectrum, respectively. For
multipliedby
5. The blue
redblue
andisredcrosses,respectively.
Forandvisibility,
the FI spectrum is multiplied by 5. The bN(10cm)
6.6
7.4
H−0.8 (b)areSame
est-fit model of FI and BI spectra, respectively.
as −1.4
panelmodel(a) but
SE. BI spectra, respectively. (b) Same as panel (a) bu
histograms
thebest-fitof for
FI まるで双子（一卵性）
and10−3•• nH>nH(GC)→D=10-11kpc

χ+0.15+0.18
BI0.730.59 given in table 3.
−0.15
arekTgiven(keV)in table 3.
best-fit
parameters are−0.15
SiS
Ar
+0.37
+1.3
10−4 ∗Z (Z"2 )
0.89
1.7
−0.28
−0.7
4. Discussion+0.2+0.2
† 0S
2.8
2.4
−2
XSources
10^-6ph/cm2/sec−0.2−0.2Sources and Association to the Tornado
X-rayand Association4.1.
to theTornado
Natureof the X-ray
125+0.1+0.3‡
the非熱的成分
columndensities(N)
fortheNWandSE (Lx=3e+35ergs/s,sources column
are verydensities (NLabsorption
2.4
3.6
We
findthattheabsorption
HEth=8e+49ergs)
x2sour
XH ) for the NW and SE< 1-2%(3σ)
Energy(keV)−0.1−0.3

電波(11.8kpc)とほぼ一致．

Bipolar Structure9• 分子雲 (H2, OHメーザー)
はHeadからのみ検出

Galactic latitude (degree)

0.00• Ｘ線がバイポーラ構造な<0.05

ら...分子雲だって...
<0.10• 野辺山45m CO観測
• OHメーザーと同じ速度

<0.15
<0.20

帯で，Head，Tailの両方から分子雲発見．

<0.25357.85 357.80 357.75 357.70 357.65 357.60

Galactic longitude (degree)

分子雲も対称なバイポーラー構造

10Bipolar Jet from an X-ray Binary• 非熱的Ｘ線は弱い• Ｘ線シンクロトロンを放射する

Galactic latitude (degree)

0.00
<0.05

電子は冷えた• 冷却時間

<0.10
<0.15
<0.20

• 電波シンクロトロンを放射する<0.25
357.85 357.80 357.75 357.70 357.65 357.60

Galactic longitude (degree)

電子の冷却時間 〜10^5 yr• Ｘ線連星からのジェットが • Ｘ線熱放射をする電子の冷却時
分子雲に衝突→Ｘ線，電波• 中心天体 < 1-2e+33 ergs/s (3σ)• 過去に活動→現在は静か．

間 〜10^6 yr
活動＆ジェット放出時期〜50yearより以前

11Summary• 電波トルネード方向から「すざく」で2つの拡散Ｘ線を検出．
高い精度のスペクトルの取得に成功→光学的に薄い熱的プラズマ．
2つは極めて良く似ている．

• Ｘ線吸収から求めた距離→GCより少し遠い，銀河系内天体．
電波トルネードと同じ距離．
電波トルネードと2つの拡散X線は物理的にassociate．

• 拡散熱的Ｘ線はHeadとTailの中間に対して対称形である．
• HeadとTailの両者からCO分子雲を検出• 50年以上前にX線連星が活動しバイポーラジェットを放出，分子雲に衝突，熱化してX線プラズマが生成された．X線シンクロトロンは既に冷却して見えない．

Thank you.