TeV ガンマ線未同定天体 HESS J からの X 線放射の発見 松本浩典 ( 名古屋大 ) 、内山秀樹、鶴剛、小山勝二 ( 京都大 ) 、 Omar Tibolla ( University of Heidelberg) Abstract HESSJ は、銀河面上の TeV ガンマ線未同定天体のうちもっとも暗いものの一つである。空間的に広がっているので、銀河面 TeV 放射の明るい部分を見ている可能性がある。従って、未だ起源のわからない銀河面 TeV 放射の起源を探る上でも興味深い天体であ る。そこで我々は HESS J1741 をすざく衛星 XIS で観測し、 TeV ガンマ線放射のピークに一致する X 線対応天体を発見した。 X 線放射と TeV ガンマ線放射のエネルギーフラックス比は、 TeV ガンマ線の起源が陽子である可能性を示唆する。さらに、 HESS J1741 のそばに、 新しい X 線星を発見した。 X 線スペクトルと時間変動は、この X 線星が激変星であることを示唆する。 1. はじめに HESS J ( 以降 HESSJ1741) は、銀河面上に見つかっ た TeV ガンマ線未同定天体のうち、最も暗いものである (Omar et al. 2008; Omar et al. 2009) 。ガンマ線放射は空間的にも広 がっている。従って、銀河面 TeV ガンマ線放射 (Aharonian et al. 2006) の明るい部分、すなわち氷山の一角なのかもしれない。 銀河面 TeV ガンマ線放射の起源を明らかにするためにも、興味 深い天体である。そこで我々は、 HESSJ1741 領域の 2 箇所を すざく衛星で観測した ( 図 1) 。本ポスターでは XIS データ解析 の結果を報告する。 図 1: H.E.S.S. 望遠鏡による HESS J の TeV ガンマ 線イメージ。水色（領域 A) と 緑 ( 領域 B) の四角は、すざく衛 星 XIS の観測領域を表す。 2. すざく観測結果 A B (a) 0.4-2keV (b) 2-10keV (c) TeV (gray) 2-10keV (green) 2-1. 領域 A 2009 年 2 月 24 日に図 1 領域 A の観測を行った。観測時間は 45ks であ る。図 2 は XIS による X 線イメージで、 (a) は keV バンド、 (b) は 2--10keV バンドである。高エネルギー X 線バンドに X 線天体が見え る。その位置は、 TeV ガンマ線放射のピークと一致している ( 図 2(c)) 。 図 2: 図 1 領域 A の X 線イメージ : (a) 0.4—2keV バンド、 (b)2—10keV バンド。どちらも XIS FI センサー (XIS0+XIS3) 。 TeV ガンマ線イ メージ ( モノクロ ) に、 2—10keV バンドの等高線 ( 緑 ) を重ねたもの が (c) 。 ベストフィット値 N H =(3.95±2.70)  cm -2 Γ=1.13±0.60 観測値 F(2-10keV) = 3.2  erg s -1 cm -2 吸収補正値 F(2-10keV) = 3.9  erg s -1 cm -2 図 2(b) の X 線天体のスペクトルを図 3 に示す。このスペクトルは、 吸収を受けた power-law 関数でフィットできる。ベストフィットパ ラメターは、光子指数 Γ=1.13±0.60, 吸収の柱密度 N H =(3.95±2.70)×10 22 cm -2 である。この大きな柱密度値は、この 天体が銀河中心領域にいることを示している。観測されたフラッ クスは F(2—10keV)=3.2× erg s -1 cm -2 である。 H.E.S.S. 望遠 鏡データの preliminary な解析によると、 HESSJ1741 の TeV ガンマ 線フラックスは F(1—10TeV) ～ 2× erg s -1 cm -2 である。従って フラックス比は F(1—10TeV)/F(2—10keV) ～ 6 になる。この大きな フラックス比は、ガンマ線の起源が陽子起源であることを示唆し ている。 図 3: 図 2(b) の X 線天体のスペク トル。黒は FI CCD(XIS0+XIS3) 、赤は BI CCD(XIS1) 。 2-2. 領域 B 2008 年 10 月 4 日に図 1 領域 B の観測を行った。観測時間は 54ks 。図 4 に X 線イメージを示す。 (a) は 0.4—2keV バンド、 (b) は 2—10keV バ ンドである。両エネルギーバンドで明るい新 X 線天体を発見した。 低エネルギーバンドで明るい他の天体は、おそらくフォアグラウ ンドの星と思われる。 図 4: 図 1 領域 B の X 線イメージ : (a)0.4—2keV バンド, (b)2—10keV バン ド。どちらも XIS FI センサーで取得 (XIS0+XIS3) 。 図 4 新 X 線天体のスペクトルを図 5 に示す。スペクトルは、吸収を 受けた power-law モデルと 3 本の Gaussian line でフィットすること ができた。ラインの中心エネルギーは、 6.4keV, 6.7keV, 6.9keV の 鉄ラインであることを示す。 (b) 2-10keV (a) 0.4-2keV New object Foreground star ベストフィット値 Γ=1.13±0.60 N H =(1.62±0.34)×10 22 cm -2 観測値 F(2-10keV)=2.2× erg s -1 cm -2 Gaussian: 1. 中心 =6.39±0.03keV, 等価幅 =172eV 2. 中心 =6.66±0.02keV, 等価幅 =186eV 3. 中心 =6.95±0.03keV, 等価幅 =172eV 図 5: 図 4 新 X 線天体の X 線スペクトル (XIS0+XIS3) 。 新 X 線天体のライトカーブは、周期 432.1±0.2 s の周期性を示す ( 図 6 a) 。図 6(b) に、この周期で折りたたんだライトカーブを示す。ス ペクトル中の 3 本の鉄ラインと周期性は、新 X 線天体の正体が激変 星であることを示す。 新 X 線天体の吸収柱密度は、 HESSJ1741 対応 X 線天体よりも小さい。 従って、新 X 線天体はフォアグラウンドの激変星である。 HESSJ1741 との物理的関連はないのかもしれない。 図 6: (a) 図 4 新 X 線天体のパワースペクトル。 (B)432.1 秒で折り畳んだ 新 X 線天体のライトカーブ。 (a) (b) 2.314x10 -3 Hz (P=432.1s) Reference: 1.Aharonian et al. 2006, Nature, 439, Tibolla, O. et al. 2008, AIP Conf. Series, 1085, Tibolla, O. et al. 2009, AIP Conf. Series, 1112, 233 XIS0+3: 1-9keV band