A Study of the Soft X-ray Diﬀuse
Background in 0.2-2 keV with theSuzaku Observatory（すざく衛星を用いた0.2-2 keVにおける軟X線背景方放射の研究）

SRON Netherlands Institute for Space ResearchInstrument Science Group
永吉 賢一郎1

軟X線背景放射（SXDB, 0.1-2 keV）とは1/4 keV bandの全天map (点源は除去)

Snowden et al. (1997)• 2 keV以上のCXBスペクトルの外挿に加えた，放射が存在する（e.g. Bowyer+ 1968）．
• 空間的に真に広がっていると考えられ，軟X線背景放射（SXDB; Soft X-ray Diﬀuse
Background）と呼ばれる。少なくとも，以下の成分がある(e.g. Yoshino+2009)．

• 銀河ハローの温度200万度程度の光学的に薄い高温物質からの放射．銀河系内の中性物質の吸収を受けている．

• 太陽圏および太陽系から100pc内の放射．銀河系内の中性物質の吸収を受けていない• 後者の放射は，0.5keV以上では高電離酸素OVII放射の寄与のみが大きく，より低いエネルギー（1/4 keV band, < C K edge energy 0.284 keV) では卓越すると期待される．

• 歴史的には，1/4 keV band の観測から，太陽系を取り囲む100 pc程度の大きさの温度100万度程度の光学的に薄い高温プラズマ(Local Bubble) からの放射が提唱された（e.g.
Tanaka & Blekker 1977）．

2

300pc0.2-0.3 keV

300l=90

Local bubbleを示唆する2つの観測事実
250
200
150
10050
GC~ (0.1-0.2)/(0.2-0.3 keV)

0-300-200-100-500100

200

300-100-150-200

Relative absorption

Intensity of 1/4 keV band SXDB, and it’s spectral hardness
as functions of total Galactic Hydrogen column density ofthe line of cite. From McCammon & Sanders (1990)-250

Midplane cross section of 3D neutral ISM map
obtained from NaI absorption line of 311
Hipparcos stars within 350 pc from the sun.
Lallement+ (2003)
3

Annu. Rev. Astro. Astrophys. 2005.43:337-385. Down
by University of Wisconsin - Madison on 1

This section presents estimates of the vertical distributions of the various inte
lar components (exclusive of the hot gas), specifically in the Solar Neighborh
LBの圧力問題（e.g. Tanaka&Bleeker1977）
the gravity they experience,the pressure required to support their weight
thermal pressure due to those components, and the residual nonthermal prerequired.
X線観測から求めたLBの圧力p/k~1.7x104 cm-3 K (Tanaka & Bleeker 1977,
Except as noted, all estimates in this article of the distributions of inters
Berghofer+ 1998)は中性星間物質の圧力の約10倍！
densities, supernova rates, etc., with distance from the midplane, z, are t
adopted in the excellent review by Ferrière (2001); no further reference is m
このような状況では，LBは周囲のISMと圧力平衡に達することができない．非常に
here to the invaluable original sources of this information. The true distribu
短いダイナミカルタイムスケール100[pc]/200
are uncertain but
these are a[km/s]~50000年での膨張しなけれ
good fiducial set on which to center our discuss••

ばならないが，それは考えにくい．

2.1. Gaseous Components

HI thermalBulk
motion 20% 10%

I will refer to the six highest density components as molecular, cold HI, warm
warm HIb, HII regions, and diffuse HII. The adopted distributions of the mdensities (H nuclei per cm−3 ) in the Solar Neighborhood are:molecular: 0.58 exp[−(z/81 pc)2 ]35%
35%
Cosmic ray

Magneticﬁeld(4.8uG)

太陽系近傍の圧力2.2x104 cm-3 Kの内訳（銀河面）

cold HI: 0.57 ∗ 0.7 exp[−(z/127 pc)2 ]

15K
80K

warm HIa: 0.57 ∗ 0.18 exp[−(z/318 pc)2 ]5000K

warm HIb: 0.57 ∗ 0.11 exp(−|z|/403 pc)

8000K

HII Regions: 0.015 exp(−|z|/70 pc)
diffuse HII: 0.025 exp(−|z|/1000 pc).

• 1990年代半ばから，太陽圏からの放射 (H-SWCX) の可能性が示唆された。
1/4 keVバンドの放射の大部分がH-SWCXであれば，この問題は解決する。(e.g. Cox 1998)

4太陽圏からの放射 (H-SWCX)
1996年の百武彗星からのX線検出

H-SWCXの証拠
太陽活動と同期したOVII (0.56 keV) の時間変動

98′ = 5.7 X 105 km
Lockman 方向のすざく衛星の観測

OVII 強度

Sunspot number
X-ray intensity contour map overlaid on an
optical image. From Lisse+ 1996.
太陽風イオンYear

中性原子/分子Z+q + M → Z+(q-1)* + M+
輝線放射

初めて重要性を認識

Yoshitake+2013

OVII (He-like O) 放射を出すプロセス

O+7 + H → O+6* + H+
OVII emission
他にも太陽風にふくまれるイオン起源の放射があるはず5

LBは，存在するのか？
• 他のエネルギーバンドでの観測との整合性• CHIPS衛星が観測したEUV放射強度から，100万度の温度の放射強度を推定• X線1/4keVバンドの観測強度よりも1桁程度小さい.
• 銀河ハローからの酸素OVII輝線(0.57 keV)も吸収されてしまう分子雲MBM12の方向のOVII輝線強度をすべて，100万度のプラズマだとすると，1/4 keVバンドの放射は観測強度を超えてしまう(Smith+2007)• 上記は，H-SWCXが，1/4keVバンド，OVII輝線の両方に 大きく寄与していることを示唆する。
• 太陽活動の高い時期に，OVII輝線に寄与していることは観測からわかっているが，1/4keVバンドについては，同様の観測的証拠はまだない。

• 1/4 keVバンドからOVII酸素輝線までのエネルギー範囲の時間変動を，スペクトル観測したい．

6

本博士論文の目的• 軟X線背景放射の中でも，銀河系内中性物質の吸収を受けていない，太陽系近傍からの放射の起源を検証する．

• 時間変動するH-SWCX放射とLBを観測的に見分けることが難しかったために､LBからの放射強度､物理状態についての不定性が大きかった｡• その検証のために• X線背景放射の0.2-2 keVの時間変動をスペクトルで調べる．
• これまでは，スペクトル観測は0.5-2keVで，0.2-0.5はバンド測光しかなかった• すざく衛星は，0.2 keVまで分光観測が可能なように設計されたが，軌道上での不純物付着のため，これまではできなかった．この問題を解決する．

• H-SWCXの寄与が小さいと考えられる，表面輝度の低い観測において，1/4keVバンドを含むエネルギースペクトルにより，比較・評価する｡

7

手法• すざく衛星による0.2-2keVまでのLockman HoleのX線観測• Lockman Hole方向• 明るい天体のない blank ﬁeld
• 観測装置較正を目的として，すざく衛星は，年に１度，同じ方向を観測した。年オーダーの時間変動の観測に最適．

• C-bandまでを含めたスペクトル解析を実現するため，このエネルギー帯域の検出器較正に適した，RXJ1856.5-3754 中性子星を用いて，コンタミネーションの成長モデルを再構築する．

8

RXJ1856を用いた，XIS 1検出器の再較正
RXJ1856: 2温度の黒体放射モデル．長期的な時間変動なし．

Counts s−1 keV−1

RXJ1856.5−3754 2009−10−23
10.1

0.01+ Data
− Folded model with the current calibration− Folded model with the new calibration

ratio

52
10.5

0.2

0.5
Energy (keV)
90.3 keV以下を説明するコンタミネーション物質の探査

0.1

10.1

10.1

1

• 水素の代わりに他の物質Xを仮定し，X, 炭素，窒素，酸素の柱密度をフリーパラメタとしてスペクトルフィット．Xとして，He, Na, Al, Si, S, Cl, Ar を仮定
RX09b, free parameter C, N, O and S

10.1

X=S10.1

1.5
1ratio

1.5
ratio

ratio

2RX09b, free parameter C, N, O and Ar

normalized counts s−1 keV−1

X=He

normalized counts s−1 keV−1

normalized counts s−1 keV−1

RX09b, free parameter He, C, N and O

1X=Ar
1

0.1

43
2
1

0.2

0.2

0.5
Energy (keV)

0.8

0.2

0.2

0.5
Energy (keV)

0.8• S 硫黄が観測スペクトルをよく再現できることを発見した！

0.2

0.2

0.5
Energy (keV)

0.8

10

コンタミネーション物質の柱密度の測定とモデル化
硫黄

2005

炭素20152005

2005

窒素20152005

酸素2015

2005

2015

2015

＜15 %のシステマティック誤差で，0.2 keVまで解析可能になった
11

Lockman holeの太陽活動極小期，極大期の放射スペクトルの比較
LH10-12
LH06-09

Count s 1 keV 1

カウントレート

0.100.08
0.06
0.04
0.02

Ratio (LH10-12/LH06-09)

スペクトルの比

1.8
1.6
1.4
1.2
1.00.8E↵ective area
Count rate

5Folded H-SWCX model by XIS1 response
H-SWCX model Koutroumpa et al. (2009)

4L.U.

(Koutroumpa+ 2009)

H-SWCXのモデル

0.63210
Energy (keV)

0.2

0.5

12 (keV)

122009年以前のスペクトルのモデル化
Lockman holeの太陽活動極小期のスペクトルモデル• 数ページ前で，時間変動の解析のために2009年以前のスペクトルをモデル化した。
それは，以下の３つのスペクトル成分からなっていた。

1. 二つの broken power law (折れ曲りを持つ冪函数)の和−Γ1E
fCXB = N1( Eb )E+ N2( Eb )−Γ2,,Smith et al. 2007によるCXB（系外の微弱な点源の集まり）のモデル化。彼らに従って-1-1str-1@1keV となるように固定。free parameter
Eb = 1.2 keV, N1を5.7 photons s-1cm-2keV!

はN2のみ。星間吸収を受けたものとする。水素柱密度は21cmの観測の値を採用
2. kT = 0.2 keVの光学的に薄い衝突電離平衡プラズマからの放射．元素組成として太陽組成を仮定。銀河ハローからの放射を想定し，星間吸収を受けたものとする。強度(emission
measure column density) と温度をfree parameterとする.

3. kT = 0.1 keVの光学的に薄い，太陽組成衝突電離平衡プラズマからの放射．LocalBubbleを想定し，星間吸収は受けないものとする。強度と温度をfree parameterとする.

13!21

Lockman holeの太陽活動極小期のスペクトル解析結果

LBと銀河ハローの温度はそれぞれ90 %エラー範囲で0.09 (0.06-0.11) keV, 0.18(0.15-0.21) keV. これらの値は先行研究とコンシステントであり，SXDBの歴史的描像と矛盾しない.
14

LBの圧力上限• スペクトルフィットより得られたLBの観測量である温度と強度（EM，視線方向への密度の2の乗の積分値）を用いて，以下を仮定することによりLBの圧力P/k = nT を計算することができる．

• Lockman Hole方向の太陽からのLB path length L = 230 pc．(Lallement+ 2003)• 視線方向において，高温ガスの温度，密度分布は一様．
EM ∝ n 2L
p/k = 8.1(5.9 − 9.1) × 103 cm−3K
H-SWCX放射を含む圧力上限値としてp/k = 9.1 x 103 cm-3 Kを得た．
1/4 keVバンドの過去の観測（Tanaka&Bleeker 1977やBerghofer+ 1998）と比べて約半分.
15LBの描像HI thermal

Bulkmotion 20% 10%

本研究結果のLB圧力は，星間物質の圧力推定値p/k = 2 x 103 cm-3 Kよりは大きい.しかし，星間 磁場の圧力35%

推定値p/k = 8 x 103 cm-3 Kも足し合わせた圧力とはコンシステントであ35%る．LBが比較的磁場フリーな状態にCosmic rayあるとするならば，LBは周囲の圧力

Magneticﬁeld(4.8uG)

太陽系近傍の圧力2.2x104 cm-3 Kの内訳（銀河面）

環境と平衡に達することができる であろうことを示している．

p/k=
2.2x104 cm-3 K

LBは複数の超新星爆発の結果としてできたと考えられているが，この爆Snowden+ 2014発により，磁場が吹き飛ばされた？

LB:H-SWCX = 6:4

p/k=
1.0x104 cm-3 K

圧力

ISMと重力の釣り合い
圧力曲線(Cox 2005)

銀河面からの距離 (kpc)16

Ratio (LH10-12/LH06-09)

Count s 1 keV 1

LH06-09

LH極大期に観測されたH-SWCX放射
0.08
0.06

H-SWCXの輝線スペクトルモデリングは，漸進的な進歩はしているものの，太陽風自体の観測
0.04
デー タ不足が決定的なボトルネックとなっており，スペクトル解析に耐えうるモデルを構築す0.02
るまで至っていないのが現状である．XSPECで唯一手に入る, ACX（Atomic Charge
1.8
eXchange code）モデルでは再現できず．
1.6
1.4

輝線放射群を9本の幅0のガウシアンモデルで近似し，太陽活動極大期の増光分スペクトルの1.2

放射強度を求め，モデルと比較する．
1.00.80.65E↵ective area
Count rate
Folded H-SWCX model by XIS1 response
H-SWCX model Koutroumpa et al. (2009)

L.U.

43210

Energy (keV)17

H-SWCX放射の輝線強度の，観測とモデルの比較

OVIIに対し，0.4 keV以下の輝線群が作る放射は，モデルの方が最大で2倍程度，放射強度を過大評価．
18

H-SWCX放射の輝線強度の，観測とモデルの比較本研究で得られた増光分のスペクトルは，これから提唱されるであろうH-SWCXモデルを評価するための，リファレンスとして使用できる可能性．
モデルから，Mgイオンによる寄与を抜いた場合の，観測とモデルの比較．
19

本博士論文のまとめ• すざくXIS 1検出器において，RXJ1856の観測データを用いて，あらたなコンタミ物質として硫黄が存在する可能性を指摘• 硫黄を仮定したコンタミ成長モデルを作成し，Cバンドを含めて10-15 %程度の精度でスペクトル解析を可能にした．

• Lockman hole方向の解析において，太陽極大期には，0.4 keV以下においてもHSWCXの寄与があることを，時間変動成分として明らかにした．

• H-SWCXの寄与が少ないLockman hole放射スペクトルの1/4 keVバンドの放射は，0.09 keV程度の熱放射としてよく説明され，LBと考えて矛盾しない．

• LBの圧力上限としてp/k = 9.1 x 103 cm-3 Kを得た．
• LHの増光成分として検出されたH-SWCX放射は，現存のモデルでは説明できない• 0.4 keV以下ではモデルが最大で2倍程度，過大評価．

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SRONで何をしているのか？
Athena衛星のバックアップ検出器として，TESマイクロカロリメータ検出器の開発

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SRONで何をしているのか？

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