銀河中心領域の	  巨大分子雲からの	  Ⅹ線放射	
信川 正順 	  （京都大学白眉センター/理学研究科）	  2011年3月 博士（理学）＠京都大学	  2011年8月10日 第11回高宇連研究会＠早稲田大学	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

1	

目次	
1. 銀河中心領域	  2. すざくを用いた観測結果	  3-­‐1.	  鉄以外の中性元素からのK輝線の発見	  3-­‐2.	  その他の6.4	  keV	  分子雲（Sgr	  B1、Sgr	  C領域）	  3-­‐3.	  Sgr	  B2領域からX線放射の時間変動	  3. 総合議論	  4. まとめ	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

2	  /32	目次	
1. 銀河中心領域	  2. すざくを用いた観測結果	  3-­‐1.	  鉄以外の中性元素からのK輝線の発見	  3-­‐2.	  その他の6.4	  keV	  分子雲（Sgr	  B1、Sgr	  C領域）	  3-­‐3.	  Sgr	  B2領域からX線放射の時間変動	  3. 総合議論	  4. まとめ	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

3	  /32	

1-­‐1.	  銀河中心領域	
総質量 ~	  108	  M◎の分子ガス雲群 	  超新星残骸や電離(HII)領域、フィラメント構造(局所的に強磁場)	  CS輝線(分子ガス)の分布	  Sgr	  D	Tsuboi	  et	  al.	  1999	

Sgr	  B	

Sgr	  =	  SagiOarius	  	  	  	  	  	  	  =	  射手座	Sgr	  C	Sgr	  A	
Threads
G0.9+0.1

G0.3+0.0

Sgr A

20cm	  電波 (熱的,	  非熱的放射)	  LaRosa	  et	  al.	  2000	

Sgr D HIISgr D SNR

0.7°=	  100pc	

Sgr E
Sgr B2

Sgr B1

Sgr C

G359.07-0.02

Radio ArcSNR 359.1-0.5

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4	  /32	

銀河中心ブラックホール Sgr	  A*	1-­‐1. 銀河中心領域	

超新星残骸 Sgr	  A	  East	  電離領域 Sgr	  A	  West	Sgr	  A*	Sgr	  A*	1’	  =	  3	  pc	6	  cm	  電波	• Sgr	  A*	  :	  銀河中心ブラックホール	  X線：Chandra	  	  	  	  	  	  	  コンパクト電波源	  質量	  4x106	  M◎ (Ghez+08) ← 星の運動	  LX	  ~	  1033-­‐34	  erg/s	  	  (低光度)	  Sgr	  A*の活動性は低い	40-­‐44	  	  	  	  	  	  	  	  	  活動銀河核 L	  ~	  10	  erg/s	
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5	  /32	1.	  銀河中心領域	

銀河中心領域からのX線放射	
• 〜100pcに広がったX線放射・・・鉄輝線が付随	• Si,	  S,	  Ar,	  Ca,	  Fe,	  NiのHe-­‐（電子が2個） H-­‐状（電子が1個）輝線	  ＋中性輝線	

S	  Ar	   Ca	  Si	  Fe	  Ni	  プラズマ	
中性成分	

6	  7	  中性鉄輝線 He状鉄輝線	
6.4	  keV	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  6.7	  keV	   6	  /32	1-­‐1.	  銀河中心領域	

鉄輝線強度マップ	
中性鉄輝線	  6.4	  keV	

He状鉄輝線	  6.7	  keV	100	  pc	  =	  300光年	

本研究の主題	  Sgr	  A*	

高温プラズマ	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

7	  /32	

1-­‐2.	  中性鉄(6.4	  keV)輝線放射	6.4	  keV輝線	

分子ガス分布（CS輝線）	  Tsuboi+99	

• 巨大分子雲 (T∼10—100	  K) との相関	  • 外部粒子(E>7.1	  keV,	  Fe-­‐K吸収端)による鉄原子の電離 	  → 蛍光放射（中性鉄輝線）	  背後に高エネルギー現象が存在	
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8	  /32	

1-­‐2. 中性鉄輝線放射	

中性鉄輝線の起源	
Sgr	  B2	

X線による光電離 (Koyama+96;	  Murakami+00)	  – スペクトル(強い鉄輝線/鉄の吸収端)	  – ピークのずれ	  – 時間変動 (e.g.	  Inui+09)	  → Sgr	  A*の過去の活動 (現在の100万倍)	  1994	  (あすか)	   2000	  (ﾁｬﾝﾄﾞﾗ)	  5	  	  	  Energy	  (keV)	  	  	  9	

照射	2’=5	  pc	2003	  (ﾆｭｰﾄﾝ)	  	  	  	  	  	  	  	  	  2005	  (すざく)	   X線強度 +	  	  分子輝線 (コントア)	  (Murakami+00)	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

9	  /32	

1-­‐2. 中性鉄輝線放射	

中性鉄輝線の起源	
Sgr	  C	

Yusef-­‐Zadeh+07	

低エネルギー宇宙線による衝突電離 	  	  ●電子 (E=10—100	  keV)	  	  (Valinia+00;	  Yusef-­‐Zadeh+07)	  – 非熱的電波フィラメントとの相関	  (GeV電子によるSynchrotron)	  – 分子雲加熱 / ガンマ線放射	  	  	  	  ●陽子 (E∼10	  MeV) (e.g.	  Dogiel+09)	  – Sgr	  A*が供給？	

電波(20cm)	  	  X線	  (コントア)	

すざくによる観測	  • もっと多角的な観測証拠が必要	  10	  pc	時間変動・・・衛星間の不定性	  • 照射天体に対する有意な制限（Sgr	  A*？）	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	
10	  /32	

目次	
1. 銀河中心領域	  2. すざくを用いた観測結果	  3-­‐1.	  鉄以外の中性元素からのK輝線の発見	  3-­‐2.	  その他の6.4	  keV	  分子雲（Sgr	  B1、Sgr	  C領域）	  3-­‐3.	  Sgr	  B2領域からX線放射の時間変動	  3. 総合議論	  4. まとめ	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

11	  /32	2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線 (MN+09)	
典型的なスペクトル	  鉄輝線＋吸収を受けた連続成分	

Fe=1	
Ar	

Ca	Cr	Ni	Mn	

低エネルギーの輝線は星間物質に吸収される	

すざくで検出の期待大	  *solar →abundance
起源に対して新しい制限	
12	  /32	

Sgr	  A領域の最も明るい分子雲	Si	 S	2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	中性Fe	

Ar	Fe	Ca	

モデルフィットによる定量解析	
星間	   x	  プラズマ 成分	  吸収	  プラズマ成分	

分子雲	   x	   中性成分	  の吸収	   (輝線	  +	  連続成分)	  13	  /32	2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	

X線スペクトル	

中性Fe,	  Niのみ（Koyama+07）	  	   輝線状の残差	  Gaussianを追加	  →残差が解消	  プラズマ	  連続X線	  輝線	  理論値
(keV)	

測定値	  (keV)	

Ar	

2.96	

2.94±0.02	

Ca	

3.69	

3.69±0.02	

Cr	

5.41	

5.41±0.04		  	  	  	  	  	  	  	  	  2	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Energy	  (keV)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  5	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  10	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Mn		  	  	  	  	  	  	5.90	

5.94±0.03	

→ 中性元素のK輝線	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

14	  /32	2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	

フィット結果	
吸収量	  NH	  =	  6.8±0.2×1022	  cm-­‐2	
プラズマ成分： (2温度)	  kT(低温)	  =	  1.01±0.02	  keV	  kT(高温)	  =	  7.0	  	  ±0.1	  	  	  keV	  元素組成 1—2	  solar	  ← GCの典型値	  6×1022	  cm-­‐2	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (Sakano+00,	  Muno+03,	  06)	  	  輝線等価幅	

中性成分：	  吸収量（分子雲）	  NH	  =	  12(±1)×1022	  cm-­‐2	  ベキ Γ =	  1.87±0.04	  中性輝線の等価幅	  15	  /32	2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	

中性輝線の起源	
輝線
外部からのX線/宇宙線Fe	Cr	e-	Ar	e-	Mn	

Ca	S	

Fe	分子雲連続成分

中性輝線:	  	  	  	  	  外部粒子が原子を電離すること	  による	  連続成分:	  	  	  	  	  X線・・・・トムソン散乱	  	  	  	  電子・・・制動放射	  陽子・・・逆制動放射 	  各モデルではX線放射過程が	  異なる	  X線起源
Fe異なるX線スペクトル	  等価幅 → 元素量	  電子起源
16	  /32	

等価幅から元素組成量を見積もる	2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	

元素組成量（太陽比）	

電子	  X線	  陽子	  分子雲は周囲と同程度の元素量	  中性輝線はX線起源	  ※陽子起源はPreliminary	

元素	プラズマ	  目次	1. 銀河中心領域	  2. すざくを用いた観測結果	  3-­‐1.	  鉄以外の中性元素からのK輝線の発見	  3-­‐2.	  その他の6.4	  keV	  分子雲（Sgr	  B1、Sgr	  C領域）	  3-­‐3.	  Sgr	  B2領域からX線放射の時間変動	  3. 総合議論	  4. まとめ	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

18	  /32	2-­‐2.	  他の分子雲 (Sgr	  B1,	  Sgr	  C領域)	 MN+08,	  Nakajima,	  MN+09	
Sgr	  B1	  Sgr	  C	  Sgr	  B1	  いずれも	  ・ハードな連続成分： Γ=1.6—1.8	  ・強い鉄輝線： 等価幅 1—2	  keV	  外部からのX線照射	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

（太陽組成）	  X線起源 ： ∼1	  	  keV	  電子起源： ∼0.3	  keV	  陽子起源： ∼0.5	  keV	  19	  /32	目次	
1. 銀河中心領域	  2. すざくを用いた観測結果	  3-­‐1.	  鉄以外の中性元素からのK輝線の発見	  3-­‐2.	  その他の6.4	  keV	  分子雲（Sgr	  B1、Sgr	  C領域）	  3-­‐3.	  Sgr	  B2領域からX線放射の時間変動	  3. 総合議論	  4. まとめ	  分子雲はどこからどのように照らされているのか？	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

20	  /32	2-­‐3.	  X線放射の時間変動 (MN+11)	
Sgr	  B2領域	

• 時間変動	  – 照射天体への有力な制限	  • 最適対象・・・Sgr	  B2領域	  明るい分子雲が存在	  奥行位置が既知 (Ryu+09)	  GCプラズマが比較的弱い	• 2005年、2009年に同一衛星・同じ位置・ロール角で長時間観測	  • CCDカメラの一部に不具合があったので、3/4だけを使用	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

21	  /32	2-­‐3.	  X線放射の時間変動	

X線イメージ	

6.4	  keV	
6.4	  keV輝線	  ・Sgr	  B2とM0.74が	  暗くなっている	  ・周囲は変化なし	  時間変動を確認	  8-­‐10	  keV	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

硬X線 (8—10	  keV)	  ・Sgr	  B2とM0.74が	  暗くなっている	  ・周囲は変化なし	  22	  /32	2-­‐3.	  X線放射の時間変動	

スペクトル	• スペクトル 輝線・連続成分が減少	  • スペクトルフィット	  吸収×(鉄輝線＋連続成分)	  Fluxの変化	  (6.4keV)	

Fluxの変化	  (連続成分)	

Sgr	  B2	

0.39±0.06	 0.49±0.15	
M0.74	 0.53±0.10	 0.53±0.21	
相関した変化	• 2つの分子雲が同期して変化	  • 早い時間変動 4年間に半減	  X線照射起源	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

23	  /32	2-­‐3.	  X線放射の時間変動	

議論：照射天体	• 照射天体は銀河中心方向(Murakami+00)	  短時間の照射 (Δt	  <	  10年)	  	  X線が分子雲中を移動 → 光度変化	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (密度 ∝ X線強度)	  Sgr	  B2分子雲	  2009年	  2005年	  照射	  天体	  銀河中心方向	
d	  >	  15pc	  	  M0.74-­‐0.09	 (50光年)	

• 2分子雲の同期した時間変動	  → 同じ照射天体	  照射天体までの距離 >	  15	  pc	  (50光年)	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

24	  /32	2-­‐3.	  X線放射の時間変動	

議論：照射天体	• 必要光度

X線強度 密度 照射時間

分子雲密度	  スペクトルの吸収量 (cm-­‐2)	

Δt<10年,	  	  d>15	  pc	距離	分子雲の面積	  S	  (cm2)	

∼10光年	

照射天体	  距離 d	  (pc)	  照射時間 t	  (年)	• LX	  >	  1038	  erg	  s-­‐1	  	  ∼	  LEdd	  (中性子星)	  	  定常的にこれほど明るい天体(連星系)は発見されていない	  明るいtransientは短すぎる (t	  <	  0.1年)	  • 唯一の候補:	  巨大ブラックホール Sgr	  A*	  (M∼4x106	  M◎) 	  25	  /32		  LX	  >	  4x1039	  erg	  s-­‐1	  	  (現在見えるよりも数百年前)	

目次	
1. 銀河中心領域	  2. すざくを用いた観測結果	  3-­‐1.	  鉄以外の中性元素からのK輝線の発見	  3-­‐2.	  その他の6.4	  keV	  分子雲（Sgr	  B1、Sgr	  C領域）	  3-­‐3.	  Sgr	  B2領域からX線放射の時間変動	  3. 総合議論	  4. まとめ	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

26	  /32	

3.	  総合議論	

M359.23-­‐0.04	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Nakashima+10	

Sgr	  A*	100pc	  =	  300光年	
G0.174-­‐0.233	  	  (Fukuoka+09)	

スペクトルの類似：	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  EW	  (6.4keV)	  =	  1—2	  keV	  NH	  =	  1023—1024	  cm-­‐2	  Γ ∼1.5—2.5	

明るいX線連星 	  LX	  ∼	  1036	  erg	  s-­‐1	

• 全体の統一的描像	  – 起源は単一（Sgr	  A*）？ /	  個別天体？	  
– 一度のフレア？	  
近傍の天体で説明可能なのは１天体のみ (M359.23-­‐0.04:	  Nakashima+10)	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

27	  /32	

3.	  総合議論	

Sgr	  A*からの単一フレアが起源とすると	

照射天体‐分子雲‐観測者	  が等距離になる面（放物面）	

観測者	

鉄輝線強度	 密度	 照射時間	距離	28	  /32	Sgr	  A*からの単一フレアが起源とすると	

3.	  総合議論	

良く一致する	

密度	  (cm-­‐3)	

距離(pc)	 光度(erg	  s-­‐1)	

Sgr	  A	

4×103	

50	

8×1039	

Sgr	  B2	  4×104	

110	

4×1039	

M0.74-­‐0.09	

3×104	

170	5×1039	

Sgr	  B1	

3×103	

90	

8×1039	

M359.43-­‐0.07	~5×103	75	

~8×1039	

M359.47-­‐0.15	~5×103	

75	

~8×1039	G0.174-­‐0.223	

~1×103	

75	

~8×1039	

M359.23-­‐0.04	

7×103	

100	

5×1039	

Sgr	  A*の数百年前のフレアが照らした分子雲	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

29	  /32	

3.	  総合議論	

X線を出さない分子雲	

6.4	  keV輝線強度マップ	

分子雲ガス(CS分子輝線)の分布	  (Tsuboi+99)	

巨大分子雲の中にもX線を出さないものが存在	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

30/32	

3.	  総合議論	

X線を出さない分子雲	

6.4	  keV輝線強度マップ	

？	
分子雲ガス(CS分子輝線)の分布	  (Tsuboi+99)	
？	

巨大分子雲の中にもX線を出さないものが存在	  ・・・既にX線フレアが通過した /	  未到達	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

31/32	

4.	  まとめ・・・の前に	• すざくを用いた銀河中心領域6.4	  keV分子雲の観測結果	  • 最も明るい分子雲（Sgr	  A）： Ar,	  Ca,	  Cr,	  Mnの中性輝線の検出	  – 多種輝線の等価幅を使った新しい制限・・・X線起源	  • Sgr	  B1、Sgr	  C領域の分子雲の詳細スペクトル	  – 強い鉄輝線： 等価幅 1—2	  keV	  • Sgr	  B2領域： 時間変動	  – 2つの分子雲から同期した時間変動を発見	  – 照射天体の必要光度 L	  >	  1038	  erg	  s-­‐1 → SMBH	  Sgr	  A*の過去のフレア	  • 銀河中心の6.4	  keV分子雲の起源	  – Sgr	  A*からの単一フレアで説明可能	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

32	

第一回 学振育志賞受賞	
京都新聞2011年2月9日	

授賞式＠日本学士院	

若手研究者を奨励	  大学院生（博士課程）が対象	  理工・人社・医など	天文学会からの推薦	  第1回は17名が選ばれた	  両陛下と話している様子	

4.	  まとめ	
すざくを用いた銀河中心領域6.4	  keV分子雲の観測結果	  • 最も明るい分子雲（Sgr	  A）： Ar,	  Ca,	  Cr,	  Mnの中性輝線の検出	  – 多種輝線の等価幅を使った新しい制限・・・X線起源	  • Sgr	  B1、Sgr	  C領域の分子雲の詳細スペクトル	  – 強い鉄輝線： 等価幅 1—2	  keV	  • Sgr	  B2領域： 時間変動	  – 2つの分子雲から同期した時間変動を発見	  – 照射天体の必要光度 L	  >	  1038	  erg	  s-­‐1 → SMBH	  Sgr	  A*の過去のフレア	  • 銀河中心の6.4	  keV分子雲の起源	  – Sgr	  A*からの単一フレアで説明可能	  • 日本学術振興会育志賞を受賞	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

34	

おわり	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

35	

分子雲以外からの中性鉄輝線放射	
分子雲以外からの	  広がった放射	  =>	  宇宙線電子/陽子？	  

中性鉄	– Astro-­‐H衛星(2013-­‐)	  – Fermi衛星	  (GeVガンマ線)	  300光年	

世界初の宇宙線測定法	  Sgr	  B	 Sgr	  A	 中性鉄輝線	  強度分布	

• 宇宙線分布・・・生成起源	  • 銀河中心領域の高エネル
ギー現象	  Sgr	  D	第11回高宇連研究会@早稲田大学	

Sgr	  C	36	

鉄輝線の幅	

宇宙線スペクトル	
log(個数密度)	

鉄輝線 /	  硬X線	？	

初めて分かる	

粒子の判別	e-­‐	  (keV)	  σ∼0	  eV	  GeV/TeV	  γ線	p	  (MeV)	  σ∼10eV	p?	

keV	  	  	  	  	  	  	  MeV	  	  	  	  	  	  	  GeV	  	  	  	  	  	  	  	  TeV	proton	輝線等価幅	  銀河中心の宇宙線分布	  (エネルギー総量、ベキ)	  を世界で初めて解明する	

等価幅（eV）	

1000	

ベキの決定	
100	10		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐3	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐2	  	  ベキ		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐1	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  0	

京都大学	  白眉プロジェクト	• 毎年、分野を問わず20名程度を募集	  • 特定教員（助教・准教授）として採用	  • 5年任期： 中間評価などはない	  • 研究費 100〜400万円/年	  • 平成24年度採用は平成23年3月から公募開始	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

38	

6.7	  keV輝線	

1	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  10	  	  (keV)	  輝線中心	  (keV)	  Ginga	  	  	  	  	  	  Intensity	  	  	  	  	  	  	  銀河中心領域の鉄輝線放射	1-­‐1. 銀河中心領域	
Koyama+86;	  Yamauchi+90	

広がり〜2度	

7.0	  6.7	  6.4	  	  10	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  0	  	  	  	  	  	  	  銀径（度）		  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐10	  • 6.7	  keV	  =	  He-­‐like	  Fe 輝線 =	  108	  Kの高温プラズマ	
これまでの星間空間の常識 「中性領域（10—100	  K） +	  電離領域（104	  K）」	• 銀河面に広がる成分（〜10度）	
＋銀河中心に集中する成分（〜1度）	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	
39	
• 場所によりエネルギー中心が異なる・・・温度の違い/低温成分？	

1-­‐1. 銀河中心領域	

3つの鉄輝線	
Si S	

Ar	

Ca	

銀河中心のスペクトル(すざく)	

Si,	  S,	  Ar,	  Ca,	  Fe,	  Niの	  He,	  H状のK輝線	  Fe,	  Niの中性輝線	  Fe	

鉄の3本輝線

Koyama+07	
Ni I Kα	

プラズマ＋中性成分

Fe I Kα	
輝線強度マップ	
Fe I Kβ	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	
6Energy (keV)

40	

10

Abundances	6.4	  keV	  =	  cold	  medium	  (T~10	  K)	  Sgr	  A*	Metal	  abundances	

X-­‐ray	  origin	   1.6	  Z◎	  electron	  origin	  	  	  	  	  	  	  4	  Z◎	Proton	  origin	  	  	  	  <	  2	  Z◎	  6.7	  keV	  =	  hot	  plasma	  (T~107-­‐8	  K)	1—2	  Z◎	  100	  pc	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

41	

2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	

中性輝線の起源	
輝線
等価幅 (eV)	

外部からのX線/電子Ar	X線	
Fe	e-	Cr	Mn	Ca	e-	電子	
Fe	S	

分子雲連続成分

中性輝線:	  	  	  	  	  外部からのX線/電子が原子を	  電離することによる	  連続成分:	  	  	  	  	  X線・・・・トムソン散乱	  	  	  	  電子・・・制動放射	  X線と電子では反応断面積の	  Z	  (原子番号)依存性が異なる	  異なるX線スペクトル	  X線起源

等価幅に大きな違い	  ※入射粒子のスペクトル形状に依存	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	
42	

電子起源

2-­‐1.	  多種元素の中性K輝線	

中性K輝線の起源	

電子による制動放射	• 入射粒子のスペクトル	  観測値 Γ=1.9	  	  	  	  	  	  	  	  X線起源 ベキは同じ	  電子起源 ベキα〜3	  	  入射電子のベキ	• スペクトル（等価幅）	  ・電子起源・・・ ~	  4solar	  	  /パターンが合わない	  ・X線起源・・・ ~1.6	  solar	  プラズマ・・・ 1–	  2	  solar	  中性輝線はX線起源	  	  	  X線起源	  	  	  ~1.6	  solar	  電子起源 ~4	  solar	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

43	

Emission	  lines	  from	  the	  other	  atoms	
• Other	  atoms	  than	  Fe	  should	  be	  exits	  • Line	  intensity	  of	  atom	  M:	  	ε:	  ﬂuorescence	  yeild,	  N:	  column	  density	  (cm-­‐2)	  σ:	  cross	  secton(cm2),	  Eedge:	  K-­‐edge	Spectrum	  of	  the	  	  irradiatng	  source	Equivalent	  width	  (eV) (solar	  compositon)	  Si	S	Ar	Ca	Cr	

1000	

410	

110	

60	

9	

ratio to Fe	

0.8	

0.3	

0.1	 0.05	 0.008	 0.02	 ー	Electron*	

53	

43	

13	

X-ray	

ratio to Fe	Mn	Fe	

18	 1200	

10	-	

-	

0.15	 0.12	 0.04	 0.03	

-	-	 ー	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

360	
44	

2-­‐3.	  X線放射の時間変動	

スペクトル	• スペクトル 輝線・連続成分が減少	  • スペクトルフィット	  吸収×(鉄輝線＋連続成分)	  NH	  	  Fluxの変化	   Fluxの変化	  1023	  cm-­‐2	 (6.4keV)	
(連続成分)	
Sgr	  B2	 6.6—11	 0.39±0.06	 0.49±0.15	
M0.74	 4.6—8.4	 0.53±0.10	 0.53±0.21	
相関した変化	• 早い時間変動 4年間に半減	  X線照射起源	• 等価幅 1.0—1.5	  keV	  (X線起源∼1keV)	  → 鉄の組成量 ZFe	  =	  1.0—1.5	  solar	  	  	  	  	  	  鉄の吸収端 ZFe	  =	  1.3±0.5	  solar	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	
45	

Sgr	  A*	  is	  	  darkening?	

2009It	  might	  be	  luckey	  that	  we	  have	  	  observed	  the	  light-­‐echo	  from	  Sgr	  A*.	  
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

46	

Electron origin

Ion origin

Tatischeff 2003
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

47	

Astro-­‐H	  /	  SXS	S	  10-­‐σ以上で検出可	(NH=1x1023	  cm-­‐2)	  Ar	  Ca	  第11回高宇連研究会@早稲田大学	

Fe	  黒：NH=0	  赤：NH=10	  緑：NH=20	  青：NH=50	  	  x1022	  cm-­‐2	  48	Compton	  shoulder	  • Compton散乱の角度依存性	

X線反射星雲	Compton散乱されたX線のエネルギー	

X-­‐ray	  6.40

Sgr	  A*	  6.37
X-­‐ray	  6.32

X線反射星雲	

6.27
6.24

045

90
145
散乱角（度）

180

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

49	

Compton	  shoulder	  • 6.4-­‐keV	  line	  ＋ Compton	  scaOered	  line	  (broad)	  分子雲が手前にある時	
分子雲が奥にある時	

Sgr	  B2分子雲と銀河中心の位置関係が分かる！！	
第11回高宇連研究会@早稲田大学	

50	

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

51	

すざくでみた銀河中心	 PV〜AO3： 6度×2度、65観測、合計時間3.5Ms+ AO4で13視野観測予定
cf. Cygnus loop 44(PV+AO1-3) + 17 (AO4)視野

1E 1743.1-2843

Great Annihilator
A 1742-294

1度 =	  150	  pc	  @GC

第11回高宇連研究会@早稲田大学

赤:	  0.5-­‐2.0	  keV	  緑:	  2.0-­‐5.0	  keV	  青:	  5.0-­‐8.0	  keV52

第11回高宇連研究会@早稲田大学	

53