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多波長観測による γ 線未同定天体の スペクトル・時間変動解析

多波長観測による γ 線未同定天体の スペクトル・時間変動解析. 広島大学　 4 年　浦野 剛志. 目次. イントロダクション　　 p3 – p5 研究テーマ p6 用いた観測機器 p7 解析方法 p8 – p9 5. 　解析結果・考察 p10 – p14 6. 　まとめ p15. ガンマ 線天体. 相対論的なエネルギーにまで荷電粒子を加速し、 ガンマ 線を放射している天体.

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多波長観測による γ 線未同定天体の スペクトル・時間変動解析

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Presentation Transcript

  1. 多波長観測によるγ線未同定天体のスペクトル・時間変動解析多波長観測によるγ線未同定天体のスペクトル・時間変動解析 広島大学　4年　浦野 剛志

  2. 目次 イントロダクション　　p3 – p5 研究テーマ p6 用いた観測機器 p7 解析方法 p8 – p9 5. 　解析結果・考察 p10 – p14 6. 　まとめ p15

  3. ガンマ線天体 相対論的なエネルギーにまで荷電粒子を加速し、 ガンマ線を放射している天体 銀河系内の天体　－　パルサー、超新星残骸、ガンマ線連星 銀河系外の天体　－　活動銀河核(ブレーザー) 超新星残骸の画像 パルサーの模式図 マイクロクェーサーの模式図 ブレーザーの模式図

  4. 対象天体 －ガンマ線連星の候補天体の選別条件－ 1. 系内に存在する可能性がある （ 銀緯 < 20°） 2. ジェットに起因すると思われる電波放射が観測されている 3. 可視光の対応天体もいる ガンマ線未同定天体　600 天体　⇒　3 天体 1RXS J135341.1-664002 1RXSJ013106.4+612035 1RXS J194246.3+103339

  5. 研究テーマ マイクロブレーザー マイクロクウェーサーの模式図 もしも対象天体が、系内に存在しており、ブレーザーであったのならば、世界で初めてマイクロ「ブレーザー」を発見したことになる。 ⇒ 対象天体のSEDの作成及び、時間変動を解析するとともに、Ｘ線解析より距離の推定を行う。

  6. 観測機器 ガンマ線衛星フェルミ　　　　 X 線衛星「すざく」　 可視近赤外望遠鏡かなた 　　　ガンマ線　　－ 100 MeV – 300 GeV2008/8/4~3年間のデータ　 X　　線　　　－ 0.2 – 10 keV　　　　　　 　半日観測 可視・近赤外線　－ R , I , z , K バンド　　　 　2009/11~2年間のデータ

  7. ガンマ線解析方法 ・Science Tools と呼ばれるFermi チーム共通のツールで解析 ・天体とバックグラウンド（銀河面、銀河系外からの放射）を 含んだModel file を使い、likelihood によるフィットを行う。

  8. X 線解析方法 (XIS) ・ソースイベントファイル ・バックグラウンドイベントファイル ・応答関数(レスポンス)ファイル 解析する上で必要となるのは、 ・ソースイベントファイル 　右図の円で切り抜いた内側の部分 　（点源由来の光子＋バックグラウンド） ・バックグラウンドイベントファイル 　ドーナツ状の領域 ・レスポンスファイル 検出器固有のある確率分布を示すエネルギーレスポンスと、光子の入射角度に依存した有効面積のレスポンスファイルの二つがある。

  9. 1RXSJ013106.4+612035 ガンマ線 スムージングしていない生のγ線イメージ

  10. 1RXSJ013106.4+612035 X 線 スムージングしていない生のＸ線イメージ 1 時間 1 Count / sec 0.6 4’ 0.2 5e3 1e4 1.5e4 イメージは点源（望遠鏡の性能(PSF)で十字に拡がっている）。 時間変動はなし。（隙間は、地食やSAA(地磁気異常帯)により観測していない） Time (s)

  11. 1RXSJ013106.4+612035 可視・近赤外線 R 1 年 Ｉ 15.6 15.9 Flux [mag] 16.2 1.9 倍 5’ 16.5 2010/4 2010/10 2011/5 多波長解析より イメージは点源。 時間変動は、R , I ともに 有意な変動がある。 ⇒ 点源であることから、超新星残骸ではない。 時間変動より、パルサーではない可能性が高い。

  12. 1RXSJ013106.4+612035 X 線スペクトル解析による距離の推定 系内に存在する場合　⇒　・星間吸収 < 柱密度　・光子指数がハード（< 2） 1 *ガンマ線連星だとスペクトルがハードになる。 吸収なし Photon index 2.57 ± 0.04 柱密度 (7.9 ± 0.3 ) × 1021/cm2 0.1 Normalized counts s-1 keV-1 対象天体に対する我々の銀河の柱密度 (5.5 – 7) × 1021 /cm2 0.01 model = 星間吸収 ×powerlaw ⇒ 系外に存在する 可能性が高い。 5 1 2 Energy [keV]

  13. 1RXSJ013106.4+612035 多波長スペクトル解析

  14. まとめ ・フェルミ衛星、「すざく」衛星、かなた望遠鏡による多波長観測を行った。 ・イメージ解析と可視光での時間変動から、対象天体は超新星残骸 ・ パルサー 　でない可能性が高い。 ・X 線スペクトル解析結果から、星間吸収が柱密度と同程度で、光子指数がソフトなことから系外に存在する可能性が高い。 ・

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