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暗黒加速器の X 線観測

暗黒加速器の X 線観測. 松本浩典 (Ux & KMI). 内容. TeV ガンマ線放射 TeV ガンマ線未同定天体 : 暗黒加速器 すざく衛星の紹介 暗黒加速器 X 線観測. 残念ながら、いまだ正体不明で、研究途中です。 今日は各論が中心です。 まとまった結論まで持っていけません。 ご容赦ください。. TeV ガンマ線放射. エネルギー = 10^12 eV ~ kT=10^16 K Cf. X-ray ~ 1keV (10^3 eV) ~ kT = 10^7K 熱的な過程で出すには、温度が高すぎる。 非熱的な世界のトレーサー

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暗黒加速器の X 線観測

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  1. 暗黒加速器のX線観測 松本浩典(Ux & KMI)

  2. 内容 • TeVガンマ線放射 • TeVガンマ線未同定天体: 暗黒加速器 • すざく衛星の紹介 • 暗黒加速器X線観測 残念ながら、いまだ正体不明で、研究途中です。 今日は各論が中心です。 まとまった結論まで持っていけません。 ご容赦ください。

  3. TeVガンマ線放射 • エネルギー = 10^12 eV ~kT=10^16 K • Cf. X-ray ~ 1keV (10^3 eV) ~ kT = 10^7K • 熱的な過程で出すには、温度が高すぎる。 • 非熱的な世界のトレーサー • 宇宙線の発生源を見られる？ • cf. 宇宙線粒子は、銀河磁場で曲がる。宇宙線到来方向が宇宙線源方向とは限らない。

  4. 宇宙線 宇宙線陽子のエネルギースペクトル • 宇宙線陽子 • 加速源の観測的証拠は皆無 • 宇宙線電子 • X線観測で、超新星残骸中に高エネルギー電子 (~10^15eV)の存在が実証。 • Koyama et al. 1995など

  5. 世界のTeVガンマ線望遠鏡

  6. 国際共同計画 (日、独、米etc) 北半球と南半球の両方に設置 2018年ごろの実現が目標 http://cta.scphys.kyoto-u.ac.jp/overview.html 僕も日本グループのメンバーです。 将来計画: Cherenkov Telescope Array 計画

  7. TeVガンマ線天体 銀河系外(ほとんどAGN) + 銀河系内 (色々) Kappes et al. 2007

  8. TeVガンマ線銀河面サーベイ Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1 • H.E.S.S.望遠鏡による銀河面サーベイ • 多数のガンマ線天体。しかも多くはdiffuse。(角度分解能~2分角)

  9. 銀河系内TeVガンマ線天体 http://tevcat.uchicago.edu/　より。2010年5月現在 • 天の川銀河系内天体 • X線連星系(6) • 激変星 (白色矮星連星系) (1) • Wolf Rayet (青色超巨星) (3) • シェル型超新星残骸(12) • パルサー風星雲 (27) • パルサー(4) • その他(分子雲など4) • 天の川銀河系外天体 • スターバースト銀河(2) • AGN(32) • 正体不明=暗黒加速器 (33)

  10. 暗黒加速器の正体は？ • パルサー風星雲？ • 系内TeVガンマ線天体で最も多い種族 • 暗黒加速器のそばには、パルサーがいることが多い。 • 古いSNR? (Yamazaki et al. 2006) • 陽子がTeVガンマ線を出す。ガンマ線以外の起源になる電子は、シンクロトロン放射で冷却済み。 • SN rate…1/100yr, SNRの寿命…数万年数百の暗黒加速器？多すぎない？ • ガンマ線バースト残骸？ 今日の話: どうもそう単純ではないようです。

  11. 暗黒加速器: なぜ光る？ • TeVガンマ線: 高エネルギー粒子発生の証拠 • 高エネルギー電子？ • 電子が、周辺の低エネルギー光子を蹴り上げて (逆コンプトン散乱)TeVガンマ線。 • 低エネルギー光子は、3K放射 (+ 星の光) • 高エネルギー陽子？ • 陽子が、星間物質と衝突して、高エネルギーπ0発生。 • π0 (Mc^2~140MeV)が崩壊し、ドップラー効果も合わさって、TeVガンマ線発生 • P + P  P + P + π0, π0  γ + γ TeVガンマ線観測のみでは、2説を切り分けるのは難しい。

  12. 縮退を解きたい: X線観測 スペクトルの違い。 もしTeVガンマ線の起源が電子なら、星間磁場と相互作用してシンクロトロンX線が出るはず！ X-ray TeV E2f(E) Electron origin Synch IC X-ray: 電子 と 磁場の衝突 TeV: 電子 と 3K放射の衝突 Flux(TeV)/Flux(X) =(σTxU(3K))/(σTxU(B)) ~1 (@数マイクロガウス) Energy E2f(E) Proton origin π0 σT:トムソン散乱断面積 強度比 F(TeV)/F(X) が鍵 Energy

  13. すざく衛星 Hard X-ray Detector (HXD) X-ray Imaging Spectrometer (XIS) X-ray Telescope (XRT) +

  14. すざく衛星搭載検出器 • X線望遠鏡(XRT)+X線CCD(XIS) • E=0.3keV – 12keV • 撮像+分光観測 • 高エネルギー分解能 • 低く安定したバックグラウンド  高感度 • 硬X線検出器 (HXD) • E=10—600keV • 非撮像型検出器 角度分解能(~1分角)が関係ないような、広がった暗い天体の研究が最も得意

  15. Chandra と XMM-Newton アメリカ: Chandra X-ray Observatory ヨーロッパ: XMM-Newton 大有効面積 (ただし、バックグラウンド強度が高く、しかも一定でないので、暗い天体の研究は難しい場合もある) 角度分解能に優れる (0.5秒角)

  16. TeVガンマ線で明るい暗黒加速器:HESSJ1614-518 HESS TeV γ-ray image (excess map) 最も明るい暗黒加速器 XIS FOV 50ks HESSJ1614 (l, b)=(331.52, -0.58)

  17. すざく X-ray CCD (XIS) image XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV band Obs. 50ks TeVγ-ray Src A Src B Swift XRT でも検出 (Landi et al. 2006) 広がったX線対応天体

  18. XIS spectra Src A spectrum HESS J1614 Src A NH=1.2(±0.5)e22cm-2 Γ=1.7(±0.3） F(2-10keV)=5e-13erg/s/cm2 Src B Src B spectrum 構造の無いスペクトル 非熱的放射 NH=1.2(±0.1)e22cm-2 Γ=3.6(±0.2） F(2-10keV)=3e-13erg/s/cm2 構造なし かなりphoton index 大

  19. おさらい: 非熱的ベキ型放射 • 電子のエネルギー分布: N(E)∝E^-s　のとき、 • S(ν)∝ν^-α (erg/s/Hz/cm^2) α=(s-1)/2: spectral index • 電波業界で使用 • F(ν)∝ν^-Γ (photon/s/Hz/cm^2) Γ=α+1=(s+1)/2: photon index • X・ガンマ線業界で使用 • 強いショックのFermi 1次加速: s=2, α=0.5, Γ=1.5 • Cf: SNRの非熱的シンクロトロン放射の観測 • 電波では Γ~1.5 (α~0.5): Fermi加速と合う • X線ではΓ~2.5: シンクロトロン冷却が効いている

  20. X線対応天体: src A B=10μG HESS J1614 Src A Src B B=1μG src A B=0.1μG Src A F(1-10TeV)/F(2-10keV)=34 • TeVガンマ線を電子起源で説明するのは難しい。 • B<1μG, X線スペクトルの傾き • Src A, src Bの正体は不明。 Matsumoto et al. 2008, PASJ, 60. S163 (Suzaku special issue No.2)

  21. HESSJ1713-381 (CTB37B) Color: TeV White: radio SNR CTB37B HESSJ1713-381 coincides with the SNR CTB37B

  22. X線対応天体の検出 Suzaku 0.3-3.0keV Nakamura, R. et al. PASJ, 2009, 61, S197 reg1 reg2 Foreground src Suzaku 3.0-10.0keV Green: TeV (HESSJ1713) Blue: radio White: X-ray (Suzaku) reg1 Reg1: coincides with the TeV peak Reg2: offset hard emission reg2

  23. Suzaku 3.0-10.0 keV reg1 reg2 HESSJ1713 • Diffuse thermal gas + point source • Thermal (kT=0.9keV)+PL(Γ=3.0) • PL: Chandraで発見された点源 (Aharonian et al. 2008). • 異様に大きなΓは、Anomalous X-ray pulsarを示唆？ • Non-thermal X-ray Emission • Hard PL (Γ=1.5) (+ Leakage from reg1). • Roll-off (cut-off) energy > 15keV •  Very efficient acceleration. F(TeV)/F(X)~0.2  B~8uG assuming IC. Emax > 170 TeV

  24. HESSJ1616 vs SNR CTB37B HESSJ1616 CTB37B Non-thermal X-ray TeVと一致　　　TeVからずれる Photon index (Γ) 7 1.5 電波 未発見 O F(TeV)/F(X) 34 0.2 Discrete source Γ=3.6 Γ=3.0 Thermal gas 未発見　　　　　年齢700~3000年を示唆 (電離非平衡度、ガス密度から) 完全な一致ではないが、共通点がある。 AXPを作るような特殊な超新星爆発が、暗黒加速器を作る？ CTB37Bの場合は、古いSNRとはいえない。

  25. HESSJ1616-508 HESS TeV image (excess map) XIS FOV 45ks (l, b)=(332.391, -0.138) Provided by S. Funk (MPI) HESSJ1616

  26. XIS image of HESS J1616 XIS FI (S0+S2+S3): 3—12keV TeV image F(TeV)/F(X)>55 45ks • X線対応天体なし (ぼうっと明るいのは銀河面X線放射)。 • F(2-10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2

  27. TeVガンマ線の電子起源を仮定すると… Very weak B (B<1μGauss) realistic? Suzaku upper limit or Strong cut-off HESSJ1616 SED F(TeV)/F(X)>50 Matsumoto et al. 2007, PASJ, 59, 199(Suzaku Special Issue No.1)

  28. PSRJ1617-5055のオフセットパルサー風星雲？ オフセットPWN … 中性子星とPWNの位置が異なる。 INTEGRAL 18-60keV XMM-Newton 0.5-10keV PSRJ1617 PSRJ1617 SNR RCW103 Landi et al. 2007 • オフセットPWNの典型例HESSJ1825-137と異なる。 • 電波(Kaspi et al. 1998)でもX線でもPWNは検出されていない。 • TeVのみで光るPWN?

  29. HESS J1825-137 H.E.S.S TeV γ excess map PSR J1826-1334 30arcmin~30pc @4kpc Aharonian et al. 2006 オフセットPWN TeVガンマ線の典型例: HESS J 1825-137 • Spin-down luminosity • ~ 2.8×1036 erg s-1 • Characteristic age • 21.4 kyr (Clifton 1992) • D~4kpc Photon Index Γ softening Distance from Pulsar (deg)

  30. すざく以前のX線観測 (XMM-Newton) PSR J1826-1334 (B1823-13) XMM-Newton 0.5-10keV Pulsar PWN H.E.S.S TeV γ excess map 1arcmin~1pc@4kpc なぜこんなにX線は小さい？ Gaensler et al. 2003 Photon index ~ 2.3 NH~1.4×1022/cm2 LX~3×1033 erg s-1 More extended if observed with high sensitivity?  Suzaku observation!

  31. XIS 3F 1-9 keV すざく観測: ものすごく広がったPWN TeV image HESSJ1825 bgd 6arcmin ~6pc@4kpc source 2006/9 50ksec すざく衛星は、XMM-Newtonで検出できなかった広がったX線の存在を実証 Uchiyama, H., Matsumoto, H. et al., PASJ, 2009, 61, S189

  32. A B Region B Region A C D Γ=1.99(1.91-2.08) Γ=1.78(1.68-1.88) Region C Region D Γ=2.03 (1.95-2.14) Γ=2.03 (1.95-2.14) X-ray spectra =pulsar+PWN HESSJ1825 少なくとも17pc(15分角)まではphoton indexに変化なし。電子は冷えていない。

  33. 2keVのX線を出す電子のシンクロトロン冷却時間2keVのX線を出す電子のシンクロトロン冷却時間 T~2000yrs (B/7uG)^(-3/2) この時間に15pcを進む V~9000km/s (B/7uG)^(3/2) そうではなく、PWNのあらゆる場所で電子加速？ HESSJ1825のSED TeVもX線も電子起源とすると、B~7μG HESSJ1616は、だいぶんHESSJ1825と様子が異なる。

  34. H.E.S.S.望遠鏡で、銀河面上に発見 暗黒加速器で、TeV fluxが最も小さい部類 Photon indexΓ~2.7 F(1-10TeV)~2e-12 erg/s/cm^2 (~1% Crab) 付近のパルサーと関連？ ただし、どのパルサーもLspinは小さい (~1% Crab以下) 典型的TeVガンマ線パルサー Lspin~10^37erg/s (10%Crab) l=358.5° b=0.0° TeVで暗い暗黒加速器:HESSJ1741-302 (Omar et al. 2008, 2009)

  35. 興味: 銀河面diffuse TeV放射との関連 カラー: diffuse TeV 放射 (H.E.S.S.) コントア: 電波CS(=分子雲) HESSJ1741 このあたり (Aharonian et al. 2006) • 銀河面diffuse TeV放射の起源は不明 • HESSJ1741は、銀河面diffuse TeV放射の氷山一角？

  36. 銀河面diffuse TeV放射 vs 中性鉄蛍光X線 (6.4keV line) カラー: 6.4keV line (すざく) コントア: 銀河面diffuse TeV HESSJ1741 この辺 • 中性鉄蛍光X線分布は、銀河面diffuse TeV放射の分布と似ている。 • HESSJ1741から、中性鉄が見つかる可能性は？

  37. 2箇所を観測 A: 2009年2月24日 45ks 銀径で東側のピークを狙う B: 2008年10月4日 54ks 西側のピークと、パルサーを狙う。 l=358.5° A B b=0.0° すざく衛星による観測 四角はX線CCDの視野。

  38. l=358.5° A B b=0.0° (a) 0.4-2keV (b) 2-10keV 観測領域A 高エネルギーX線で、新天体発見。

  39. 2-10keV X線とTeVガンマ線の比較 TeV (gray) 2-10keV (green) HESSJ1741のピークと一致。X線対応天体と考えられる。

  40. 柱密度 NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2 Photon index Γ=1.14(0.60~1.81) やはりかなり小さい X-ray Flux in 2—10 keV band 観測値 3.2x10-13 erg/s/cm2 吸収補正値 3.9x10-13 erg/s/cm2 X線対応天体のスペクトル 吸収を受けたpower-law • 赤はBI CCD(XIS1), 黒はFI CCD (XIS0+3)

  41. X線対応天体スペクトル特徴 • 吸収が大きい　NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2 • 銀河中心付近の天体 (D~10kpc) • F(1-10TeV)/F(2-10keV) ~ 6 • ガンマ線の方がフラックス大 • ガンマ線起源は陽子か？ • 有意な鉄ライン(中性も高階電離も)無し • 等価幅(6.4keV)<167eV, F(6.4keV) < 9.3x10-7 photon/cm2/s • バックグラウンドとして周辺領域をとっている。 • 鉄ライン強度としては、HESSJ1713は周辺領域と同じ性質。 • 銀河面diffuse TeV 放射との関連は不明。 • 小さなphoton index (Γ=1.1) • HESSJ1614, CTB37Bらに共通 • 効率の良い加速？ • non-thermal bremstrahlung? • ターゲットとなる星間雲はどこに？

  42. l=358.5° A B b=0.0° (b) 2-10keV (a) 0.4-2keV Foreground star New object 観測領域B

  43. l=358.5° b=0.0° X線新天体:SuzakuJ1740.5-3014 TeVガンマ線 すざくX線 A 2-10keV B • X線新天体の位置は、PSRB1737から明らかにずれる。(~90arcsec) • PSRB1737, PSRJ1741からの有意なX線は検出無し。

  44. 現象論的fit: 吸収+power-law NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2 Γ=0.83(0.69~0.97) F(2-10keV)= 2.2×10-12 erg s-1 cm-2 クリアに3本の鉄ライン H状イオン@6.9keV 等価幅172(123~232)eV He状イオン@6.7keV 等価幅186(140~240)eV 中性@6.4keV 等価幅172(125~224)eV X線スペクトル

  45. 周期的時間変動 FFT解析 (XIS0+XIS3: 1-9keV band) Folded light curve (432.1s) 2.3x10-3Hz (P=432.1±0.1s)

  46. SuzakuJ1740.5-3014 • 磁場を持った激変星(白色矮星連星系) • スペクトルに3本の鉄ライン • 中性(6.4keV), He状イオン(6.7keV), H状イオン(6.9keV) • 432.1sの周期的時間変動 • HESSJ1741より手前にある可能性大 • SuzakuJ1740.5: NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2 • HESSJ1741 :NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2 • 銀河中心(D~8.5kpc)までNH=6x1022cm-2として、距離はD~2kpc • 光度L(2-10keV)=1x1033 erg/s • 激変星の中でも、Intermediate polar に典型的な値 HESSJ1741の正体は、まだ闇の中

  47. まとめ • すざく衛星による、暗黒加速器の観測の一部を紹介 • HESSJ1614-518 • Photon indexの小さいX線対応天体 (Γ~1.7) • Photon indexの大きな天体がそばにいる (Γ~3.0) • SNR CTB37Bと共通点有 • AXPを作るような特殊なSNR? • HESSJ1616-508 • X線対応天体なし。 • hard X-ray PWNが発見。オフセットPWN起源か？ • しかし、オフセットPWN典型例HESSJ1825-137と異なり、X-ray PWNがない。 • HESSJ1741-302 • TeVで暗い暗黒加速器 • Photon indexの小さいX線対応天体 (Γ~1.3) • いずれも現段階では正体不明。 • 理論・他波長と協力して、なんとか正体を解明したい。少なくとも、加速粒子を明らかにしたい。 • ご協力よろしくお願いいたします。

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