1. 1 最も暗い TeV ガンマ線未同定天体 HESSJ1741-302 のすざく衛星による観測 松本浩典 ( 名古屋大学 KMI)

2. 2 内容 HESSJ1741-302 –TeV ガンマ線でもっとも暗い暗黒加速器 すざく衛星による X 線観測 –X 線対応天体の発見 – 激変星の発見 議論 – 正体？、銀河面 diffuse TeV 放射との関 連？ まとめ

3. 3 TeV ガンマ線天体 Kappes et al. 2007 銀河系外 ( ほとんど AGN) + 銀河系内 ( 色々 )

4. 4 TeV ガンマ線銀河面サーベイ 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 ) Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1

5. 5 銀河系内 TeV ガンマ線天体 天の川銀河系外天体 – スターバースト銀河 (2) –AGN(32) 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) – 正体不明 = 暗黒加速器 (33) http://tevcat.uchicago.edu/ http://tevcat.uchicago.edu/ より。 2010 年 5 月現在

6. 6 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 (CMB/ 星の光 ) を蹴り 上げて ( 逆コンプトン散乱 )TeV ガンマ線。 – 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。 –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。

7. 7 縮退を解きたい : X 線観測 Electron origin E 2 f(E) Energy π0π0 X-rayTeV Proton origin Synch IC Flux(TeV)/Flux(X) =(σ T xU(3K))/(σ T xU(B)) ~1 (@ 数マイクロガウス ) 強度比 F(TeV)/F(X) が鍵 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: 電子 と 磁場の衝突 TeV: 電子 と 3K 放射の衝突 σ T : トムソン散乱断面積

8. 8 すざく衛星 Hard X-ray Detector (HXD) X-ray Telescope (XRT) X-ray Imaging Spectrometer (XIS) +

9. 9 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

10. 10 TeV で暗い暗黒加速器 :HESSJ1741-302 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 index Γ~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) (Omar et al. 2008, 2009) b=0.0° l=358.5°

11. 11 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 ) (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？ HESSJ1741 このあたり

12. 12 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 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？ HESSJ1741 この辺

13. 13 すざく衛星による観測 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。 b=0.0° l=358.5° A B 四角は X 線 CCD の視野。

14. 14 観測領域 A b=0.0° l=358.5° A B (a) 0.4-2keV (b) 2-10keV 高エネルギー X 線で、新天体発見。

15. 15 X 線と TeV ガンマ線の比較 2-10keV 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。

16. 16 X 線対応天体のスペクトル 赤は BI CCD(XIS1), 黒は FI CCD (XIS0+3) 柱密度 –N H =4.00(1.93~7.40)x10 22 cm -2 Photon index –Γ=1.14(0.60~1.81) かなり小さい X-ray Flux in 2—10 keV band – 観測値 3.2x10 -13 erg/s/cm 2 – 吸収補正値 3.9x10 -13 erg/s/cm 2 吸収を受けた power-law

17. 17 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 α~0.5(Γ~1.5): Fermi 加速を示唆 –X 線では Γ~2.5: シンクロトロン冷却が効いている

18. 18 X 線対応天体スペクトル特徴 吸収が大きい N H =4.00(1.93~7.40)x10 22 cm -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/cm 2 /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。

19. 19 X 線スペクトル特徴 小さな photon index (Γ=1.1) – 典型的 X 線シンクロトロン SNR Γ~2.5 –HESSJ1614-518 (Matsumoto et al. 2008), CTB37B(TeV SNR; Nakamura et al. 2009) に共通 CTB37B: シンクロトロン放射で折れ曲がりなし (Ecut>15keV) – 効率のよい加速 non-thermal bremsstrahlung? – 例 : γCygni (GeV SNR: Uchiyama et al. 2002) – ターゲットとなる星間雲はどこに？

20. 20 観測領域 B b=0.0° l=358.5° A B (b) 2-10keV (a) 0.4-2keV New object Foreground star

21. 21 X 線新天体 :SuzakuJ1740.5-3014 b=0.0° l=358.5° A B 2-10keV 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。 TeV ガンマ線 すざく X 線

22. 22 X 線スペクトル 現象論的 fit: 吸収 +power- law –N H =1.62(1.30~1.98)x10 22 cm -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

23. 23 周期的時間変動 2.3x10 -3 Hz (P=432.1±0.1s) FFT 解析 (XIS0+XIS3: 1-9keV band) Folded light curve (432.1s)

24. 24 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: N H =1.62(1.30~1.98)x10 22 cm -2 –HESSJ1741 :N H =4.00(1.93~7.40)x10 22 cm -2 – 銀河中心 (D~8.5kpc) まで N H =6x10 22 cm -2 として、距離は D~2kpc – 光度 L(2-10keV)=1x10 33 erg/s 激変星の中でも、 Intermediate polar に典型的な値 ( 詳しくは Uchiyama, Matsumoto et al. PASJ submitted)

25. 25 まとめ TeV ガンマ線でもっとも暗い暗黒加速器 HESS J1741-302 に、 X 線対応天体発見 –F(TeV)/F(X)~6 : TeV は陽子起源？ – とても小さな photon index (Γ=1.1) 暗黒加速器に共通の性質か？ –HESSJ1614-518 (Matsumoto et al. 2008) とか CTB107B (Nakamura et al. 2009) 効率の良い加速？ Non-thermal brems? – 銀河面 TeV 放射との関連は不明 近傍に激変星 Suzaku J1740.5-3014 – たぶん TeV 放射の foreground 。 –HESSJ1741 近傍のパルサーはどれも active でない。