天の川銀河中心領域の拡散X線放射の起源：
高温プラズマと宇宙線

京都大学物理第二教室・宇宙線研究室

鶴剛

信川正順、内田裕之、澤田真理、劉周強、中島真也、
小山勝二（京都大学）、内山秀樹（東京大学）

20120321_ASJ_GC_ASTRO-H_v3.key

0.1

中性 鉄
ヘリウム状（電子2個）鉄1deg

0.01

−1

Counts s keV−11

天の川銀河中心領域

水素状（電子1個）鉄125Energy (keV)

輝線だけでイメージング【成功】10中性鉄輝線 = 高エネルギー粒子が冷たい分子雲を照射

Inui+09 Nobukawa+08Hyodo+08 Takigawa+ Nakajima+09 Nakashima+11

Ryu prep

Uchiyama+11

Sgr	  B1E.W : 1–2keV
K-edge : 2–10 x 1023 cm-2

Sgr A*からのＸ線照射I4102

思わぬ発見：銀河面に薄く広がる中性鉄輝線
43210-1-2Galactic longitude l (deg)-4deg

6.4 keV line flux

22

Intensity (1e-7 photons /s /cm /arcmin )I (6.4 keV) l profile @ b=-0.046 pm 0.05

-310?
110-1

432
10-1-2Galactic Longitude l (deg)-3-4Intensity (K km/s )13CO (NANTEN, Takeuchi+10)
102

10
4

3

2
10-1-2Galactic longitude l (deg)

-3-4

5

銀河面に薄く広がる中性鉄輝線の起源
ASCA : Fe line centerNo. 2, 1998

電離GALACTIC CENTER CO SUR

12CO (Oka+98)

Maeda89

中性?
Sgr C
Sgr B

l = 3.5° exhibits
especially strong
6.4 keV line

l = 3.2° “Clump 2”
AO-7「すざく」
キープロジェクト観測(1Msec)
入射粒子は，光子 or 粒子？

6Candidates for the ionizing particles• 6.4 keV flux ~1e-7 ph/cm2/sec/arcmin2 is expected in the KP observing region• XRN (X-ray Reflection Nebula)• Already seen in the GC.
• Sgr A* Lx(Sgr A*) ~10^41 ergs/s• LECRp (Low Energy Cosmic Ray Proton)• NH ~ 1e+24cm-2 (observed at Clump 2)• Up > 75eV/cm3 ← equipartition with B > 50μG at R<400pc (Crocker+11)~0.5e-7 ph/cm2/sec/arcmin2• LECRe (Low Energy Cosmic Ray Electron)• cf. Valinia+00• Ue~1 eV/cm3 x NH〜1e+23 cm-2
〜1e-7 ph/cm2/sec/arcmin2

All the three
processes arepossible.

7

入射粒子
Neutral Iron Line from Sgr B2 by Subrelativistic Protons

XRNとLECRの違い

X-raybombardment
reﬂection
Inc Electron
ident EW(keV)〜0.3-0.6
EW (keV)
Xra〜1-1.5
yBremss
Thomson
ScatterNH 〜1021(cm-2)
NH 〜1024(cm-2)

2

LECRe と LECRpの違い
102
Dogiel+11510EW (keV)3]p1

6.4 7.1 keV 0.1-4

e0-3 -2-1
Spectral Index
Fig. 2. Equivalent width of the K˛ line for the solar abundanceFig. 1. Cross section of electron and proton bremsstrahlung radiation
XRN:
producedby electrons 〜(thick 300
solid line) and600
protons (thinsolid line
at the energy
6.4 keV, d!大きいEWと深い吸収
br =dEX (dashed line), and the cross-sections
LECReeVfor injection energy Einj = 80 MeV, dashed line for injection energy!K of K˛ production for electron (thick solid line) and proton (thin0EinjLECRp= 50 MeV) as a functionof the spectral
index,#.
solid line).
Here, E 0 = E
LECR:
浅い吸収
e for electrons and E = (me =mp )Ep for〜500
3000
eV
protons. Also, ! equals 0.3 and " is taken to be twice solar. The data
K

8LECReとLECRpの区別

最終的にASTRO-Hで決定打
マイクロカロリメーター

p (MeV)σ∼10 eVe- (keV)σ∼0 eV

鉄輝線の幅

宇宙線スペクトルe or plog(個数密度)

EWO (MeV)
σ∼100 eV粒子の最終判定

6.4keV？

GeV/TeV	  γ線初めて分かるp?

keV	  	  	  	  	  	  	  MeV	  	  	  	  	  	  	  GeV	  	  	  	  	  	  	  	  TeV

宇宙線エネルギー総量
スペクトル，空間分布
元素の組成

9If XRNSgr A* Luminosity (ergs/s)

1042
1041

Light Curve of Sgr A*in 10 years(Gillessen+12)？

？ Clump 2

1040
1039
Sgr B, C
38
10
1037
1036
1035
1034
1033
-1000
Past

Sgr A

Direct observation
with Chandra-100
Time (yr)-10Present

Reveal the Activity of Sgr A* (SMBH) in 2000 years.

Plasma Parameters (assuming ZFe=1.2)
Size = 52pc x 27pc
~0.70°
L2-10 = 2×1036ergs/s~0.36°
nave ~ 0.1cm-3•••• n ~ 0.4cm
R:6.7keV,G:2.45keV,
B:6.4keV• E ~ 3×10 ergs
• Escape Time scale (latutude) τ = Size/Cs = 2×10 yr• Heating Rate = E /τ ~ 5×10 ergs/s ~ 10 SN yr
-3

peak
gas

52

4

esc

gas

esc

40

-3

-1

Much higher than the current activity of Sgr A*(Lx=10^33ergs/s) and ~10-5 SN yr-1 expected fromthe stellar mass in this region.
Σ faint point sources ? (CVs)Global Distribution of Fe Kα Lines in the Galactic Center Region(b)
6.7keV Line Profile vs StellarMass Distribution

Observed photons cm-s s-1 arcmin-2

x4 〜 x 10 (at b*=0.0)

6.7keV

10-6

10 x 6.7 keV line
(EW=0.5keV)-610-710-80.01)

This work
Koyama+07
Yamauchi+09

10-5
Observed photons cm-s s-1 arcmin-2

Observed photons cm-s s-1 arcmin-2

10-5

0.1
1
10
Distance from Sgr A* along the longitude |l*| (degree)

Nuclear10-5
stellarcluster

Nuclearstellardisk

Galactic Galactic
This work
bulge
disk
Koyama+07
Yamauchi+09

10-6

Nuclear bulge

10-7

Distribution of Point0.11source flux
(4.8-8keV)*

Distance from Sgr A along the latitude |b*| (degree)

(d)
10-5

10-6

Truly diffuse plasma

Nobukawa,Hyodo+1010-7

10-8

Sgr A*

1010-8Observed photons cm-s s-1 arcmin-2a)

Uchiyama+11-7

10-8

6.7keV He-Fe-Kα emission line
P-V map of 6.7keV emission line

Velocity

Point Sources

Truly Diffuse Plasma(depending on a model)
Position

250km/sthe Galactic rotation

cf.Vthermal
120km/s2deg• ΔE=4eV (180km/s) is also important for the study of theplasma in the GC region.

高温プラズマの問題• プラズマはイオン化平衡か？
• 音速流れ出し 2e+4yr x 0.1cm-3 ~ 0.1e+12 sec cm-3
• 低温のISMが(衝撃波)加熱されたのならIonizing Plasmaになるだろう。

• 高温プラズマが流れ出すと、rarefaction で Recombining
Plasmaになるだろう。

136.7keV Center Energy

kT=6.5keV

6680 +3,-6eV

6.65

Koyama, Hyodo
et al. (2007)

EIで非常に良く合う

0.33±0.02

1310VNEI

Line ratio
6.9/6.7-keV

0.05

0.10.2111012
1010
Normalizatino
Ratio 10
6.9/6.7keV
kT=6.5keV
nt [sec/cm3]

kTe=6.5keV

0.020.01•6810He-Fe-Kβ/He-Fe-Kα
kTe=6.5keV
Suzaku spectrumnτ > 2×1012 sec cm-3

Normalizatino Ratio 6.9/6.7keV

6.56.55

6.66.7-keV LineCenter
kTe=6.5keV

1010

10101011

11101012
nt [sec/cm3]

12101013

1310nt (sec cm-3)

1014

1410中性 Fe-Kα
Ｈｅ-ｌｉｋｅ Fe-Kα
Ｈ-ｌｉｋｅ Fe-Kα
Edge

Fe-Kβ

Ｆｅ-Ｋβ,
Ni Complex
He-Ni-KαHe-Fe-Kβ
H-Fe-KβHe-Fe-Kγ
H-Fe-Kγ

中性 Ni-Kα

Koyama, Hyodo et al. (2007)

He-Fe-RRC H-Fe-RRC(8.8keV)(9.2keV)

高温プラズマの問題• プラズマはイオン化平衡か？
• 音速流れ出し 2e+4yr x 0.1cm-3 ~ 0.1e+12 sec cm-3
• 低温のISMが(衝撃波)加熱されたのならIonizing Plasmaになるだろう。

• 高温プラズマが流れ出すと、rarefaction で RecombiningPlasmaになるだろう。

「すざく」のスペクトルはIEで良く合っている。

16

プラズマの閉じ込め？加熱？

17

プラズマを閉じ込めれば全部解決• Pgas/k = 2e7 K/cm3 → 300μG• B > 50μG at R<400pc (Crocker+11)• 閉じ込めはあり得る話だろう。
• 加熱も可能• エネルギー源＝銀河回転 → 十分にある。
ASTRO-Hで何を見れば良いか?

• 「真に広がるプラズマか？」→ P-V• 「加熱源やプラズマの起源」→ 正直なところ... 今はクリアではない• 「平衡」はNo Info → 平衡からのずれは無いのか？
• kT~1keVプラズマ？ 吹き出し？

Suzaku/XIS 0.5 - 2.0 keV image

Sgr A*
Galactic Latitude (degree)

0.0
Jet ?

銀河面-0.5-1.0-1.5

南北にのびる360光年

巨大プラズマ-2.0
1.0

0.0

359.0

358.0

Galactic Longitude (degree)→ GCからの噴出や爆発の証拠
Nakashima

Murakami

再結合プラズマは無いのか？