すざく衛星による銀河中心領域のx線星の観測 ·...
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すざく衛星による銀河中心領域のX線星の観測信川正順、兵藤義明、松本浩典、鶴剛、小山勝二(京大理)
銀河中心は我々の銀河系の中心領域で、太陽系から8.5 kpc離れた位置にある。太陽の400万倍の
質量を持つ超巨大ブラックホールや多数の超新星残骸、電離水素(HII)領域などが密集している。さらにこれまでに10000個以上のX線星が観測されており、その中には鉄輝線を持つものが数多く存在している。
X線天文衛星すざくは4度×2度の銀河中心領域を長時間観測してきた(さらに広範囲の観測も続行中)。我々はいくつかのX線天体について、大有効面積・優
れたエネルギー分解能を誇るすざくの観測データを詳細に解析し、新しい事実を発見した。本講演では鉄輝線、及び吸収線に注目し、その中から3天体を抜粋して報告する。
中心値 (keV) 等価幅 (eV)
6.40(6.39-6.47)
中性鉄 140(30-270)
6.68(6.66-6.72)
He状 鉄 180(30-350)
6.97(6.94-7.46)
H状 鉄 130(<270)
SAX J1748.2-2808
Beppo-SAX衛星によって発見(Sidoli et al. 2001)。XMMによる追観測もされた(Sidoli et al. 2006, 右図)。星間吸収が大きく(NH~1023 cm-2)、強い鉄輝線(中心値~6.6 keV, 等価幅~600 eV)などから、銀河中心領域の大質量X線連星系(HMXB)の可能性が指摘された(Sidoli et al. 2006)。
2 5 (keV) 10
counts
/s/k
eV
Beppo-SAX
すざくによる追観測結果
スペクトル: 3本の鉄輝線すざくの最高統計スペクトルから、Beppo-SAX、XMM-Newton
では1つと考えられていた鉄輝線が3本から成ることを解明。
6 7 (keV)
中性 He状 H状
鉄輝線拡大
周期変動: 593秒すざくの合計280キロ秒の観測データから、593.0±0.4秒の周期変動を検出。
2 5 10
XMM-Newton
Power spectrum
Periodogram
Light curve (2周期分)
Background level
CV(IP型) HMXB
周期変動 ○ △
鉄輝線(3本) ○ ×
SAX J1748.2-2808の正体としてHMXBと激変星(IP型CV)が挙げられる。すざくが証明した3本の鉄輝線と593
秒の周期変動からはSAX
J1748.2-2808がIP型CVであることを示唆する。
CXOGC J174645.3-281546
1.0 0.0 359.0
0.5
0.0
-0.5
銀径(度)
銀緯(度)
AX J1745.6-2901
6 7 8 9
AX J1745.6-2901
(静穏時)
SAX J1748.2-2808
GXOGC
J174645.3-281546
すざくによるX線スペクトル 近赤外スペクトル
X線スペクトルは強い鉄輝線が特徴で、5000万度のプラズマからの放射であることがわかった。これ程の高温は大質量星(Wolf-
Rayet)の星風衝撃波衝突によるものであろう。近赤外線で対応天体が見つかったが、X線とは星間吸収量が異なっていた(X:2.4x1023 H/cm2
IR:6x1022
H/cm2)。IRの吸収量は全て天体から地球までの星間物質によるもので、X線の残りの吸収は天体周辺のものだと考えられる(右図)。
kBT~1000 K
AV~31 mag
NH~6x1022 cm-2
対応天体CXOGC J174645.3-281546 (X-ray; Chandra)
2MASS J17474524-2815476 (NIR; 2MASS)
MSX C6 G000.7036+00.1375 (NIR; MSX)
kBT~5 MK
NH~2.4x1022 cm-2
References
Hyodo et al. 2008, PASJ, 60, S171
(CXOGC J174645.3-281546)
Hyodo et al. 2009, PASJ, in print (AX J1745.6-2901)
Nobukawa et al. 2009, PASJ, in print
(SAX J1748.2-2808)
上図:すざくによるX線疑似カラーイメージ赤:0.5–2.0 keV, 緑:2.0–5.0 keV, 青:5.0–8.0 keV
Great Annihilator
AX J1745.6-2901はあすか衛星によって発見されたdip天体 (中性子星+伴星の低質量X線連星系)である。すざくによる観測からアウトバースト中のAX J1745.6-2901からdipの他に蝕を初めて発見した。dip+蝕は周期的(およそ3万秒)に生じており、このX線連星系の軌道周期に起因する。蝕は中性子星からの放射光を伴星が隠す状態で、dipは周辺ガスによるものであることが分かった。また、He、H状に電離した(電子が2個、および1個残った状態)鉄とニッケルの吸収線を初めて検出した。周囲には冷たい物質と電離したガスが存在しているのだろう。
dip蝕
バースト
He
-Fe
Ka
H-F
eKa
He-F
e Kb
/ H
e-N
i Ka
H-F
e Kb
高階電離鉄、ニッケル吸収線
スペクトル
定常
定常
蝕
dip
鉄輝線カルシウムアルゴン
周期で折りたたんだ光度曲線
1A 1742-294
1度= 500光年