卒業研究P6 解析班
最終発表
塚本博丈 斉藤裕次郎 前田裕成

研究目的

研究目的
● 銀河中心（Sgr A*）付近の広範囲のX線mapを、Chandra衛星の観測データを用いて作成し、何か新しい構造を発見できないだろうか。

Chandra衛星について

Chandra衛星● 1999年にNASAが打ち上げたX線天文衛星● 現在も稼働中

https://chandra.harvard.edu/about/spacecraft.htmlより

Chandra衛星の性能について● Chandra衛星は特に角度分解能に優れている
Chandra

XMM-Newton

Suzaku

検出器名

CIAO

EPIC

XIS

角度分解能

0.5''

6''

2''

検出器の
エネルギー分解能

150 eV
(at 5.9 keV)

150 eV
(at 6.4 keV)

130 eV
(at 6 keV)

観測可能なエネルギー範囲

0.1-10 keV

0.15-15 keV

0.2-12 keV

各衛星の公式サイトより塚本が作成

ChandraのX線反射鏡● ウォルターI型X線反射鏡○ 回転放物面・回転双曲面の２つの反射鏡で全反射させて集光している

https://chandra.harvard.edu/about/telescope_system.htmlより

Chandraの検出器● ACIS○ Advanced CCD Imaging
Spectrometer○ CCDを10個組み合わせている

https://chandra.harvard.edu/about/science_instruments.htmlより

検出器の有効面積● 有効面積が全体として小さい○○cf.) XMM-Newton
1~10 keVで約1000 cm2
特に1 keV未満が小さい

データ数が少ないことによる統計性の問題の一因
https://cxc.harvard.edu/proposer/POG/html/chap6.html#tth_sEc6.5より

解析手順

使用するソフト等● ESASky○ 様々な衛星等による観測データへのポータルサイト● CIAO○ Chandra衛星の観測データ用の解析ソフト● SAOImageDS9○ 天文データを可視化、画像表示するためのソフト● Heasoft○ X線天文学の解析に用いるソフトの総称○ XImage：X線データを画像化するためのソフト○ farith：入力ファイルの演算を実行するソフト

詳細な手順1.ESASkyを用いて解析するデータを決定する
約800の観測データ
１人300弱のデータを解析

2.Obs_Idを参照して観測データをダウンロード
3.ダウンロードしたデータをreprocess
reprocess：ダウンロードした生の観測データを解析に利用できるように処理する過程

詳細な手順4.reprocessしたデータから画像を作成する
エネルギーバンドを指定して作成

RGB画像

輝線

red：0.5-1.0 keVgreen：1.0-2.0 keV
blue：2.0-7.0 keV

S：2.35-2.56 keV
Ar：3.0-3.2 keV
Ca：3.8-4.0 keV

Fe-Kα：6.3-6.5 keVHe-like Fe：6.62-6.80 keV

連続成分
2-7 keV ー 各輝線のバンド、4-7 keV ー Fe-Kα線、4.0-6.3 keV

詳細な手順
5.作成した画像を合成する
２種類の合成手順：merge→XImageと２段階で合成

6.観測期間ごとの合成
Ｘ線画像の時間発展を見る(M. Clavel+ 2013)ため十分な統計のある銀河中心に絞る
3等分：1999/9～2021/7を約7年毎10等分：1999/9～2021/7を約2年毎

解析結果

全体MAP
red：0.5~1.0 keVgreen：1.0~2.0 keV
blue：2.0~7.0keV

全体MAPについて
銀河中心付近の主な天体

chimney

SNR G1.9+0.3

全体MAPについて：その他の構造・天体

Fe-Kα線(6.3-6.5keV)の3等分(7年毎)画像
Sgr A*から遠ざかる方向へ時間変動している

Fe-Kα線(6.3-6.5keV)の10等分(2年毎)画像
同様の時間変動がみられる

S輝線(2.35-2.56keV)の10等分(2年毎)画像
Fe-Kα線のような時間変動は見られない
他の輝線も同様

連続成分(4-7 keVー Fe-Kα線)の10等分(2年毎)画像
連続成分においてもFe-Kα線と同様の時間変動の様子が見られた

スペクトル解析

銀河中心付近のスペクトルの例

Fe-Kα線熱プラズマ由来
反射連続成分プラズマ由来の放射● 制動放射による連続成分＋各元素(S, Ar, Caなど)の輝線○ 本実験での観測領域ではほぼ一様○ 時間変動はしない○ 低エネルギー側（3~4keV未満）で支配的

S輝線(2.35-2.56keV)の10等分(2年毎)画像

時間変動していないFe-Kα線● 外部からの強い放射で励起されたことによる、分子雲中の中性鉄原子の特性X線（6.4keV）○ SgrA*からの放射由来、時間変動する○ 外部放射－視線方向の角度依存性なし

Fe-Kα線(6.3-6.5keV)の3等分(7年毎)画像

時間変動している反射連続成分● 外部からの放射が分子雲中の原子に反射されたもの○ トムソン散乱による連続成分○ SgrA*からの放射由来、時間変動する○ 外部放射－視線方向の角度依存性あり

連続成分(4-7 keVー Fe-Kα線)の10等分(2年毎)画像

時間変動しているスペクトル強度の角度依存性● Fe-Kα線○ 角度依存性なし● 反射連続成分○ 角度依存性あり

輝線の強度は一定
反射連続成分は奥行きに依存

分子雲の位置スペクトル強度の角度依存性● Fe-Kα線○ 角度依存性なし● 反射連続成分○ 角度依存性あり

角度依存性の違いから、観測している領域の分子雲の三次元的な構造が分かるのではないか

分子雲の三次元的構造について● 現在でも銀河中心付近の分子雲（CMZ）の三次元的構
造は議論が続いているトピック● 例えば星形成の研究と関連がある○ CMZは分子雲ガス密度が非常に高い領域だが、通常よりも星形成の効率がとても低い○ CMZの分子雲の位置を知った上で、分子雲ガスからの星形成との関連から星形成理論そのものを解明しようとする研究も

スペクトル強度の角度依存性● Fe-Kα線● 反射連続成分○ 角度依存性なし○ 角度依存性あり

角度依存性の違いから、観測している領域の分子雲の三次元的な構造が分かるのではないか
Equivalent Widthを領域ごとに求める

Equivalent width● 輝線の面積 / 連続成分の強度● 連続成分に対する輝線の指標

使用したソフト● SAOImageDS9○ fitsファイルの可視化,領域の作成● CIAO○ chandra衛星用の解析ツール,スペクトルの作成● Xspec○ x線のスペクトル解析用のソフト,スペクトルの可視化とフィッティング

解析の流れ1. ソース・バックグラウンド領域を作成
1. 各観測に対して、スペクトルを作成し、時刻によりデータを10等分に分けて、それらを合成。
1. 合成したスペクトルをモデル関数でフィッティング、equivalent widthを求める。

領域
time1_6.3-6.5

ソース領域
明るさが変動している部分
で、銀河中心から外向きに伸ばした、5つの長方形領域
バックグラウンド領域
時間による変動が見られない領域

モデル関数とフィッティング
モデル: tbabs*(pow+gauss)tbabs: 星間吸収(分子雲-観測者間の吸収の影響)
pow: 連続成分の冪乗近似
gauss: 6.4keVのFe-Kα線

2-10keVで、powの指数, powのnorm, gaussのnormをfreeにしてフィッティングしたスペクトルの例
パラメータnH

7.00000*10^22

PhoIndex 2.37944+/- 0.131809

pow_norm 7.61043E-04 +/1.37474E-04
LineE

6.40000 keV

Sigma

0.0 keV

gau_ norm 1.22073E-05 +/1.53564E-06

gau_norm
sgr a*に近い順に、赤黄緑水色青外側の領域に向かって、光度のピークが動いているpow_phoindex
sgr a*に近い順に、赤黄緑水色青

pow_norm
sgr a*に近い順に、赤黄緑水色青

eqwidthsgr a*に近い順に、赤黄緑水色青領域ごとに有意なeqwの差 → eqwの角度依存考察
分子雲の奥行きの違いを反映する、各領域のeqwの違いを得ることができたより詳しく解析することで、3次元的構造を制限できる可能性

課題
pow-phoindexはあまり時間変動せず、pow-normはgaunormと同様の時間変動をすることが期待される
フィッティングの改善が必要
各観測に対して、作成した領域が視野の範囲に収まらない場合がある
領域の取り方を見直す

まとめ● Chandra衛星のデータを用いて銀河中心付近のmapを作成した● 特にFe-Kα線での時間変動を確認することができた● 銀河中心付近のスペクトルから、分子雲の三次元構造を制限できる可能性が示唆された