すざく	天の川銀河中心領域のX線観測
巨大ブラックホールの過去の大爆発の証拠を捉えた！	

信川正順（京大白眉センター）
2013年7月30日
天文・天体物理若手夏の学校@宮城蔵王ロイヤルホテル	今日のお話・ 大学院時代の育志賞受賞
・ 大学院時代の研究成果
銀河中心領域のX線観測：
銀河中心ブラックホールの活動史
成果1 鉄以外の中性元素からの輝線の発見
成果2 X線放射の時間変動
成果3 分子雲の3次元マップ
・ まとめ	

大学院生時代の育志賞受賞
・日本学術振興会が、天皇陛下から若手研究者を支援・奨励するための御下賜金 (ごかしきん) を賜った・御下賜金を資として日本学術振興会が 「日本学術振興会 育志賞」 創設
・対象は、「優秀な大学院博士後期課程の学生」
D3のとき、第1回育志賞受賞 (2011年)
授賞式には天皇皇后両陛下がご臨席
授賞式後の茶話会にて →	大学院時代に行った研究	
すざく衛星を用いた銀河中心領域の観測	  銀河中心ブラックホールの過去の活動史の解明	  	  銀河中心領域とは	  すざくを用いた観測結果	  成果1	  鉄以外の中性元素からの輝線の発見	  成果2	  X線放射の時間変動	  成果3	  分子雲の3次元マップ	私たちが住む銀河系• 渦巻き状の円盤構造• 太陽系は端っこに位置

銀河系中心領域	太陽系	〜３万光年	

• 太陽の400万倍の質量を持つ
超巨大ブラックホール• 銀河系中心領域は天体現象の宝庫

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, 宇宙線電子)
CS輝線(分子ガス)の分布
Tsuboi et al. 1999
いて座D

いて座B

いて座A
Sgr = Sagittarius= いて座

いて座CThreads
G0.9+0.1

G0.3+0.0

いて座A

20cm 電波 (熱的, 非熱的放射)

LaRosa et

いて座D HII

いて座E
いて座B1
いて座D SNR

いて座B2

いて座C

G359.07-0.02

Radio Arc0.7 = 100pc

SNR 359.1-0.5

銀河中心ブラックホール Sgr A*
超新星残骸 Sgr A East
電離領域 Sgr A West	

Sgr A*	

1’ = 3 pc	

Sgr A*	

6 cm 電波	
X線：Chandra• Sgr	  A*	  :	  銀河中心ブラックホール	  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)	  なぜSgr A*の活動性が	  	  	  	  	  	  	  	  	  活動銀河核 L	  ~	  1040-­‐44	  erg/s	
低いのか分かっていない	銀河中心領域のX線スペクトル	
強いX線放射の存在 （Koyama et al. 1986）→ 高エネルギー現象の探査	
X線スペクトル（すざく）	

S	Fe	Si	Ar	Ca	• 重元素の特性X線	  • 多数の成分の存在	  異なる電離状態	  • 特に鉄に注目	  ３つの鉄輝線	
• 特性X線（輝線）のエネルギーは電離状態を示す指標	  • 高温ほど、電子がなくなる（電離する）:	  エネルギー準位が変化	  • L	  -­‐>	  K殻:	  	  蛍光放射＝Kα輝線	  He状イオン	

H状イオン+26+26+26

6.4 keV

6.7 keV

6.9 keV

中性状態 	

X線のエネルギー
温度

1 万度以下1000—10000 万度

銀河中心のX線イメージ（すざく衛星）	  中性鉄（6.4	  keV）	  =	  100	  K	低温物質からのX線	  Sgr	  A*	

電離鉄（1000万度以上）	

300光年	

高温プラズマが広がっている	  中性鉄(6.4	  keV)輝線放射	

中性鉄輝線	

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	中性鉄輝線の起源	

X線スペクトル	Sgr	  B2	5	  	  	  Energy	  (keV)	  	  	  9	X線による光電離 (Koyama+96;	  Murakami+00)	  照射	– スペクトル(強い鉄輝線/鉄の吸収端)	  – ピークのずれ（銀河中心方向から照射）	  – 時間変動 (e.g.	  Inui+09)	  → Sgr	  A*の過去の活動 (現在の100万倍)	  2’=5	  pc	X線強度 +	  	  分子輝線 (コントア)	  (Murakami+00)	

中性鉄輝線の起源	
Sgr	  C	

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 /	  TeV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（2005〜）	  • 銀河中心のX線放射の起源解明	  • Sgr	  A*の過去の活動史	  10	  pc	Yusef-­‐Zadeh+07	

銀河中心領域	  すざくを用いた観測結果	  成果1	  鉄以外の中性元素からの輝線の発見	  成果2	  X線放射の時間変動	  成果3	  分子雲の3次元マップ	
X線放射の起源は？	

成果１:	  多種元素の中性輝線(信川+2010,	  PASJ)	

典型的なX線スペクトル	  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	

鉄より軽い元素も分子雲中に*solarabundanceは存在	  → 起源に対して新しい制限	ターゲットは最も明るい分子雲	Sgr A*	  	  	  	  300光年	プラズマ成分を差し引く	• 強い中性鉄輝線	  • いくつかの輝線状構造	

Fe KaFe Kb	

Other components were subtracted	

鉄以外の重元素からの輝線	

Ar Ca	Fe	Cr Mn	Ni	

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	

Mn	

5.90	

5.94±0.03	

Fe	

6.40	

6.40±0.01	

Ni	

7.48	

7.47±0.02	

→ 鉄以外の中性状態の輝線の発見	  （太陽系外の天体から初検出）	  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線起源異なるX線スペクトル	  電子起源

各モデルで元素量の見積もりに違い	  各モデルでの元素量の見積もり	

組成量（太陽比）	

電子	  陽子	  X線	  X線起源が最もらしい	  ※Proton	  result	  is	  preliminary	

元素	プラズマ	  	  	  他の分子雲 (Sgr	  B1,	  Sgr	  C領域)	
Sgr	  B1	  信川+2008,	  信川+2011,	  他	Sgr	  C	  Sgr	  B1	  いずれも	  ・硬い連続成分： Γ=1.6—1.8	  ・強い鉄輝線：	  外部からのX線照射	  （太陽組成）	  X線起源 ： 〜1	  solar	  電子起源： 3-5	  solar	  陽子起源：2-3	  solar	  銀河中心領域	  すざくを用いた観測結果	  成果1	  鉄以外の中性元素からの輝線の発見	  成果2	  X線放射の時間変動	  成果3	  分子雲の3次元マップ	
分子雲はどこからどのように照らされているのか？	

成果2	  X線放射の時間変動
Sgr	  B2領域		  	  	  300	  光年	
• 時間変動	  – 照射天体への有力な制限	  • Sgr	  B2領域から時間変化の兆候	  – 複数の衛星間の系統誤差	  • 2005年、2009年に同一衛星・同じ位置・ロール角で長時間観測	  	  	  	  (信川+11,	  ApJL)	

X線イメージ	
中性鉄輝線	  ・Sgr	  B2とM0.74が	  暗くなっている	  ・周囲は変化なし	  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	  スペクトルの変化	• スペクトル 輝線・連続成分が減少	  • モデル	  分子雲吸収×(鉄輝線＋連続成分)	  Fluxの変化	  (6.4keV)	
Sgr	  B2	

∼0.4倍	
M0.74	 ∼0.5倍	

Fluxの変化	  (連続成分)	

∼0.5倍	
∼0.5倍	

相関した変化	• 早い時間変動 4年間に半減	  X線照射起源	

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)	  照射天体	• 必要光度

X線強度 密度 照射時間

⎛ I 6.4keV ⎞⎛ n ⎞
Lreq = 4 ×10 ⎜− 4 ⎟⎜
5 ⎟
⎝ 10 ⎠⎝ 10 ⎠39

分子雲密度	  −1

⎛ Δt ⎞⎜⎜⎟⎟⎝ 10 yr ⎠

n = NH/ S

スペクトルの吸収量 (cm-­‐2)	

Δt<10年,	  	  d>15	  pc	•LX	  >	  1038	  erg	  s-­‐1	  	  ∼	  LEdd	  (中性子星)	  −1距離	2

⎛ d ⎞⎜⎜⎟⎟ erg/s⎝ 100pc ⎠

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)		  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◎) 	  	  LX	  >	  4x1039	  erg	  s-­‐1	  	  (現在見えるよりも300年前)	

銀河中心領域	  すざくを用いた観測結果	  成果1	  鉄以外の中性元素からの輝線の発見	  成果2	  X線放射の時間変動	  成果3	  分子雲の3次元マップ	
Sgr	  A*の過去の活動の歴史？	

Sgr A*の活動史	
Nobukawa	  +11	  Ponh	  +10

Cap	  +12

過去の活動史の制限は時期一致していない

光度
erg/s

~1039

~1039

~1038

回数１回２回？

１回？

~300	  年前 ~400	  &	  100年前	   ~100年前

重要な情報（3次元位置関係）
雲Sgr B2

射影★
300光年
Sgr A*l (Deg)

視線方向b (deg)

観測=2次元←時間遅延

★

雲
射影

観測者

三次元位置関係が Sgr A* の活動史解明の鍵

Sgr A*

成果3	  	  X線反射分子雲の3次元位置測定	  劉、信川+09,	  13,	  PASJ	• 分子雲とプラズマの反相関	  • プラズマ放射の一部が分子雲に吸収されている	  MC	スペクトル形状 → 分子雲の奥行き位置 LOS Position	

1.0 遠い	– 0.9
分子雲	FeI 6.4 keV	0.1	FeXXV 	6.7 keV	

Cnt/s/keV	

GCPE Continuum	

0.01	

Plasma Emission→	

Spectral Model	

Decrease	1	3	

Energy (keV) 	

5	Observer	

– 0.8– 0.7– 0.6– 0.5 中心
– 0.4
– 0.3
– 0.2
– 0.1
0.0 近い	Sgr	  A*と分子雲の3次元位置関係	  Sgr	  A*	Edge	  on	  view	
分子雲	Face	  on	  view	

光行差	  

観測者	→	  	  時期と規模を逆算	

Sgr A*の過去のライトカーブ	 劉,	  信川+09,	  13	With	  90%	  errors	

光度	with	  hme	  variability	←	  過去時間	  (年)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  現在	• Sgr	  A*は少なくとも	  50—600年前に活動的だった	  • 短い時間でのフレアも頻発していた	

銀河中心領域	  すざくを用いた観測結果	  成果1	  鉄以外の中性元素からの輝線の発見	  -­‐>	  X線反射起源	  成果2	  X線放射の時間変動	  -­‐>	  Sgr	  A*が照射源	  成果3	  分子雲の3次元マップ	  -­‐>	  Sgr	  A*の活動の歴史	  	Sgr	  A*の活動史のまとめ	
高活動	

分子雲が落下中
来月フレア？
X線反射分子雲	Fermiガンマ線バブル(Su+10)	(Gillesen+12)	？？？	

~10年間	
10万年前	

1000年前	

現在	みなさんへメッセージ	
• 研究は能動的にするもの	  – 指導者の意見は（半分くらいは）疑うこと	  – 思いついたことをトライすること	  （だいたいハズレる＝経験値が低い）	  – 早くすること	  • 育志賞に応募する	  （ある意味ノーベル賞より条件が厳しい）