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X線天文衛星「すざく」によるHESS未同定天体の観測
松本浩典(京都大学理学部宇宙線研究室)
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目次
• 研究動機
• X線天文衛星すざく
– なぜ「すざく」がこの研究に向いているのか?
• HESS未同定天体の観測
– HESSJ1614-518
– HESSJ1616-508
– HESSJ1804-216
• 議論: 暗黒加速器
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陽子の加速現場を見たい
Flux(TeV)/Flux(X)=U(CMB)/U(B)数μGの磁場で、U(B)~U(CMB)
Flux(X-ray)~Flux(TeV)
電子はX線で輝きやすい!
TeV …高エネルギー粒子。電子 or 陽子?
TeVで明るく、X線で暗い天体を探そう!
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HESS Galactic Plane SurveyTeV(>200GeV)で初の銀河面探査
14の新天体
対応天体が発見されていないものがほとんど
(Aharonian et al. 2005, 2006)
HESSJ1804-216
HESSJ1616-508
HESSJ1614-518
3つの広がったunID天体を選択
Gal. Cent.
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高エネルギーX線による広がった天体の観測が、すざくX線CCD(XIS)のもっとも得意とする事だから。
なぜ広がった天体?
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X線天文衛星「すざく」について
すざく搭載検出器
•X線望遠鏡(XRT)+X線CCD(XIS) … 0.3-12keV
•硬X線検出器(HXD) … 10-600keV
広がった高エネルギーX線に対する感度エネルギー分解能
PIN + GSO + BGOアクティブシールド低ノイズでワイドダイナミックレンジ
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X-ray Imaging Spectrometer (XIS)•4台のCCDカメラ(FI 3台+BI 1台)•CCD=Si半導体検出器が二次元に並んだもの•撮像と分光が同時に可能
130eV @ 6keVエネルギー分解能
(FWHM)
24μm X 24μmピクセルサイズ
1024 X 1024 ピクセル数
0.2 – 12 keVエネルギー範囲
18分角 X 18分角視野
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FI CCD(3台)とBI CCD(1台)
電極
電極
空乏層が厚い 邪魔する電極がない
高エネルギーX線に感度良し 低エネルギーX線に感度良し
空乏層
空乏層
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有効面積
FIとBI (1台ずつ;XRT込み) 他の衛星と比較
高エネルギー側で優れた感度
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FI CCDはBGDが低いBGD/単位立体角/有効面積=広がった天体に対するS/N比の逆数
FIは特に低いBGD
BI
FI
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しかもBGDは安定している。
すざく XIS FI XMM CCD
Blank skyのライトカーブ
01e4 2e4 3e4
Time(s)
20
30
10co
unts
/s
0.1
Time (sec)0 5e4 1e5 1.5e4
0.2
counts
/s
衛星高度が低いので地球磁場に守られている。
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XISのエネルギー分解能
短い観測時間で極めて良質のスペクトル
3本のFe line
銀河中心スペクトル
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FI CCDの特徴
•角度分解能(1分) (望遠鏡で決まる)cf. Chandra(0.5秒), XMM-Newton(5秒)
•高エネルギーX線に優れた感度•BGDは安定で低い•エネルギー分解能が良い
高エネルギーX線で広がった天体を狙う!
HESS unID objectの研究にうってつけ!
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超新星残骸E0102-72のスペクトル(24.6ks)
BI
FI
Chandra
XMM pn
BIの特徴
BIでありながら、FIと同等のエネルギー分解能
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Hard X-ray Detector (HXD)
光電子増倍管
BGO
Si PIN
GSO
PIN: 10—60keV, GSO: 30—600keV, BGO: アンチ
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Energy (keV)5 10 50 100 500 1000
HXD PIN
HXD Phoswich
Ginga
HEAO A-4
SIGMA
HEXTE 40ksPDS 40ks
40ks
100ks
OSSE
GSO: 350cm 2PIN: 160cm 2∆E/E = 0.5
10 -6
10 -5
5
5
10 -4
5
Flux
(cts
s-1
keV
-1 c
m-2
)
Continuum ComponentsLine Components
10-5
10-4
5
5
10-3
5
2
2
HEXTE 40ks
PDS 40ks
40ks
100ks
OSSE
GSO: 350cm 2 ; PIN: 160cm 2∆E = 2.4x E -0.5 keV (GSO) ; 3.5keV (PIN)
Flux
(cts
s-1
cm
-2)
Energy (keV)5 10 50 100 500 1000
HXD Phoswich HXD PIN
最高感度を達成
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HESSJ1614-518
(l, b)=(331.52, -0.58)
HESS TeV γ-ray image (excess map)
XIS FOV50ks
Provided by S. Funk (MPI)
新天体で最も明るい
HESSJ1614
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XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV band
TeVγ-ray
XIS image
50ks
広がった天体
srcA
Swift XRT も検出(Landi et al. 2006)
srcB
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XIS spectra (srcA)
NH=3.8(±0.9)e21cm-2
Γ=2.0(±0.1)F(2-10keV)=5.3e-13erg/s/cm2
のっぺりとして構造がない 非熱的スペクトル
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XIS spectra (srcB)
NH=9.9(±1.0)e21cm-2
Γ=3.4(±0.2)F(2-10keV)=2.4e-13erg/s/cm2
構造がない非熱的なスペクトル。しかしかなりソフト。
Swiftと比較すると時間変動?
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HESSJ1616-508HESS TeV image (excess map)
(l, b)=(332.391, -0.138)
XIS FOV45ks
Provided by S. Funk (MPI)
HESSJ1616
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XIS imageXIS FI (S0+S2+S3): 3—12keV
•X線で対応天体がない。•F(2-10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2
TeV image
45ks 詳しくはMatsumoto et al. 2007 PASJ, すざく特集号(PASJ, 59, S199, 2007)
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23
HESSJ1804-216HESS TeV γ-ray image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
(l, b)=(8.401, -0.033)
XIS FOV40ks
新天体で最もソフトなスペクトル
HESSJ1804
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XIS image
XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV
srcB
srcA
srcA: extendedor multiple
srcB: point-like
TeV image
40ks
Swift XRT (Landi et al. 2006)Chandra (Cui & Konopelko 2006)Chandra (Kargaltsev et al. 2007)
Chandra (Kargaltsev et al. 2007)
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XIS spectra (srcA)
srcB
srcA
srcA: 広がっている
NH=11(±8)e22cm-2
Γ=1.7(±1.2)F(2-10keV)=4.3e-13erg/s/cm2
吸収が非常に大きい
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26
XIS spectra (srcB) srcA
srcB
srcB: 点源
F(2-10keV)=2.5e-13erg/s/cm2
詳しくはBamba et al. 2007 PASJ, すざく特集号 (PASJ, 59, S209, 2007)
NH=0.2(<2.2)e22cm-2
Γ=-0.3(±0.5)
やけにフラット
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27
HardX-ray
TeV
HESSJ1614 HESSJ1616 HESSJ1804
Gallery
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TeV vs X-ray
345.3e-112.01.8e-112.46HESSJ1614 (srcA)
234.3e-131.71.0e-112.71HESSJ1804 (srcA)
402.5e-13-0.31.0e-112.71HESSJ1804 (srcB)
>55<3.1e-13---1.7e-112.35HESSJ1616
752.4e-133.41.8e-112.46HESSJ1614 (srcB)
F(TeV)/F(X)F(2-10keV)
erg/s/cm2
Γ(X)F(1-10TeV)
erg/s/cm2
Γ(TeV)
Cf. Crab ~0.0027, RXJ1713-3946~0.06
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29
もし電子起源だったら….
Very weak B(B<1μGauss)
HESSJ1616 SED
Suzaku upper limit
Strong cut-off
or有り得る?
観測はΓ(TeV)>Γ(X)が多いが…
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まとめ
•すざくXISで次の3つのHESS unID 天体を観測。•HESSJ1614-518 広がった対応天体•HESSJ1616-508 対応天体なし•HESSJ1804-216 二つの対応天体候補
•どの場合も F(TeV)/F(X) が非常に大きい•電子起源での説明は難しいように思える。
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いったい何者?
•PWN?•古いSNR?
(Yamazaki et al. 2006, MNRAS, 371, 1975)•ガンマ線バースト残骸?
(Atoyan et al. 2006, ApJ, 642, L153)
γ線X線の更なる観測以外に、他波長の情報が必要。
諸説あります…
全くわからん!
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すざく観測実績&予定
•HESS J1702-420 (予定)•HESS J1718-385 (観測済)•HESS J1731-347 (観測済)•HESS J1745-303 (一部観測済)•HESS J1813-178 (観測済)•HESS J1825-137 (観測済)•HESS J1837-069 (観測済)
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HESSJ1614-518
0.4—3.0keV 3.0—10.0keV
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HESSJ1616-508
0.4--3keV 3--12keV
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HESSJ1804-2160.4-3keV 3-10keV