すざく衛星による tevγ 線天体 hessj1616-508 の観測 “dark accelerator” 松本浩典...
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すざく衛星による TeVγ 線天体HESSJ1616-508 の観測
“Dark Accelerator”松本浩典 ( 京大理 )
植野優 ( 東工大 ), 馬場彩 ( 理研 ), 兵藤義明、森英之、内山秀樹、鶴剛、
小山勝二 ( 京大理 ), 片岡淳 ( 東工大 ), 片桐秀明 ( 広島大 ), 高橋忠幸 (ISAS/JAXA), 平賀純子 ( 理研 ), 山内茂雄 ( 岩手大 ),
J. P. Hughes (Rutgers Univ.), 千田篤史 ( 理研 ), 国分紀秀 ( 東大 ), 幸村孝由 ( 工学院大 ), F. S. Porter (NASA/GSFC), 他「すざく」チー
ムPubl. Astron. Soc. Japan. 2006 in print ( すざく特集号 )(also in astro-ph/0608475)
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内容
1. HESS による TeVγ 線観測2. すざくによる X 線観測
1. イメージ解析2. スペクトル解析
3. XMM-Newton による X 線観測4. Discussion とまとめ
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TeVγ 線天体 HESSJ1616-508
TeV γ 線イメージ (excess map) とすざく観測場所
45ks24ks 21ks
The HESS image was provided by Prof. W. Hoffman and Prof. S. Funk (MPE)
HESS 望遠鏡の銀河面サーベイで発見された unID 天体 (Aharonian et al. 2005)
12min
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すざく XIS(FI CCD) イメージ0.6—3.0 keV 3.0—10.0 keV
SNR RCW103 の影響
X axis
Y axis
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射影プロファイル
TeVγ 線プロファイルX-axis(arcmin) Y-axis(arcmin)
0 5 10 15 0 5 10 15
0.6-3keV3-12keV
ソフト X ・ハード X 共に、 TeV のようなプロファイルは見えない。
RCW103 の影響
カウント
カウント
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XIS スペクトル (FI CCD)
•低エネルギー側RCW103 の影響
•高エネルギー側ほとんど違いなし
CCD 中心の半径 5 分角領域から抽出
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4-8keV bandHESS/BGD1:
1.10±0.11
4-8keV bandHESS/BGD2:
1.07±0.12
99 %信頼度では、有意な硬 X 線の検出なし。
HESS と BGD 領域のスペクトルの比
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スペクトルフィット
Thermal Plasma+
Power-law(PL)(Γ=2.0 fixed)
赤 : BI 黒 :FI
BGD2 領域を差し引いた場合の例
PL 成分の flux(2-10keV) 上限値 : 3.1e-13erg/s/cm2 (99% 信頼度 )
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XMM 観測MOS1+2: 2-7keV band観測時間 13ks
XIS spectral region
XIS スペクトル領域に点源なし
検出限界 Fx=3e-14 erg/s/cm2In 2—10keV band
スペクトル中のpower-law 成分の上限値Fx<6.9e-13erg/s/cm2(in 2—10keV band)
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RCW103 の影響についてXMM 射影プロファイル
=RCW103 中心天体
RCW103 のシェルをはるかに超えて広がる軟 X 線放射
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軟 X 線放射 : ダストによる散乱
銀河中心領域のダスト
RCW103軟 X 線
参考 : Predehl & Schmitt 1995( 銀河中心までのNH=1.8e21cm-2 x Av(mag) を提案 )
定量評価はまだだが、定性的には説明可能。
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議論TeV 天体の中で、最も大きな Flux(TeV)/Flux(X-ray) 比
HESSJ1616-508: Flux(TeV)/Flux(X)>55他の HESS 天体はだいたい 0.1 ~ 2 程度
電子起源を仮定
電子起源を仮定すると、異様に弱い磁場(B<1uG) が必要
電波など他波長の観測が必要
cf. HESSJ1804-216: 10 程度馬場さん講演参照
Dark Accelerator!
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まとめ1. unID TeV 天体 HESSJ1616-508 をすざ
く、 XMM で観測。
2. すざくの高感度を生かし、硬 X 線放射に最も厳しい上限を与えた。Fx(2—10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2
3. Flux(TeV)/Flux(X) 比が最も大きい TeV 天体=Dark Accelerator (Flux(TeV)/Flux(X)>55)
電子起源での説明は難しい。要他波長観測。
4. 広がった軟 X 線放射は、おそらくダスト散乱。