X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ

X線天文学と

宇宙の高エネルギープラズマ

集中講義の内容 • X線、X線放射過程 • 超新星残骸プラズマ • 銀河・銀河団プラズマ • 天の川銀河中心プラズマ 新潟大学集中講義 2

天の川銀河想像図

新潟大学集中講義 3

©Wikipedia

銀河中心(GC)までの星間吸収 GC見えない 赤外 電波 X線 ガンマ線 NH=1022~1023 cm-2

星間吸収 新潟大学集中講義 5 X線観測での星間吸収は、 ほとんどが光電効果 𝜎 ∝ 𝑍5𝐸−3 星間物質に含まれている重元素が効く。 (水素、ヘリウムはほとんど吸収しない)

星間吸収 新潟大学集中講義 6 実際に吸収するのは重元素。 しかし、X線天文では、太陽組成を仮定し、視 線方向に単位面積(1cm^2)の筒を考え、その 中に含まれる水素量で表現。

星間吸収 新潟大学集中講義 7 Power-law Photon index 2 𝑁_𝐻 = 1020𝑐𝑚−2 1021𝑐𝑚−2 1022𝑐𝑚−2 1023𝑐𝑚−2 1024𝑐𝑚−2 1025𝑐𝑚−2 C O Fe Ne Mg _Si S Fe

星間吸収の例 • NH=1e20~1e21 cm^-2 –銀緯の高い天体 • NH=1e21~1e23 cm^-2 –天の川銀河中心天体 • NH>1e24 cm^-2

–Compton thick AGN (𝑁_𝐻 ∼ 1

𝜎_𝑇ℎ ∼ 10

24_𝑐𝑚−2₎

銀河中心・銀河面X線放射

新潟大学集中講義 9

てんま衛星による観測

新潟大学集中講義 10

銀河面の、天体の無い所を見た。

至る所から6.7keV鉄輝線が出た

ぎんが衛星によるサーベイ 新潟大学集中講義 12 1.1-18.5keV強度分布 6.7keV鉄ライン分布 銀径 左下縦軸拡大

Chandraによる銀河中心X線イメージ

赤: 1 – 3 keV 緑: 3 – 5 keV 青: 5 – 8 keV

Wang et al. 2002, Nature, 415, 148

•たくさんの点源(X線連星系) •Diffuse放射

点源想像図: X線連星系 恒星

X-ray

コンパクトオブジェクト

質量降着 新潟大学集中講義 15 𝐿 ∼ 𝐺𝑀𝑀 𝑅 = 𝐺𝑀 𝑅𝑐2 𝑀 𝑐2 効率 𝜂 = _𝑅𝑐𝐺𝑀₂ 白色矮星 η～0.0004 中性子星 η～0.2 ブラックホール η～0.2 (𝑅 = 3𝑅_𝑠ℎ = 6𝐺𝑀_𝑐2 ) (原子核反応: η～1MeV/1GeV=0.001)

(ものすごく)大雑把な分類 新潟大学集中講義 16 相手の星 白色矮星 中性子星 BH 磁場強 磁場中 磁場弱 磁場強 磁場弱 大質量 (OB) HMXB (X線パル サー) (HerX-1) HMXB (Cyg X-1) 小質量 (KM) Polar (AM Her) Intermed iate Polar (DQ Her) Dwarf Nova (SS Cyg) LMXB (Sco X-1) LMXB (GRS191 5+105) Cataclysmic Variable

磁場

新潟大学集中講義 17

磁場弱 _磁場強

降着円盤の基本 新潟大学集中講義 18 半径r 定性的導出 𝑇 𝑟 ∝ 𝑀𝑚 𝑟3 1 4 詳しくは、𝑇 𝑟 = 3𝐺𝑀𝑚 8𝜋𝜎𝑟3 1 − 𝑟𝑖𝑛𝑟 1 4

Shakura & Sunyaev 1973

最高温度は最内縁 質量M

3倍のシュワルツシルト半径の実在 新潟大学集中講義 19 LMC X-3ぎんが衛星ス ペクトル。 降着円盤モデルフィッ トT_maxを求める。 T_max の場所は3Rsと仮 定して、M_BHを求める。 Ebisawa et al.1993

意外ですが 新潟大学集中講義 20 BHの場合、𝑟_𝑖𝑛 ∝ 𝑀 𝑇 𝑟 ∝ 𝑀 𝑟3 1 4 𝑇_𝑚𝑎𝑥 ∝ 𝑀−12 重たいBHほど、温度は低い X線連星系 (M~10Msun): X線 活動銀河核(M~10^6Msun以上):紫外線以下

銀河中心X線diffuse放射(GCDX)

Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245

Feライン

特に重要な特性X線 新潟大学集中講義 22 •6.4keV線 中性Fe Kα線 •6.7keV線 He状イオンFe Kα線 •6.9keV線 H状イオンFe Kα線

Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245

他の特性X線 Fe I Kβ Ni I Kα Ni XXVII Kα & Fe XXV Kβ Fe XXVI Kβ & Fe XXV Kγ Fe XXVI Kγ

鉄輝線の強度分布

Fe I (neutral)

Fe XXV (He-like)

Fe XXVI (H-like) すざく衛星(3度 X 0.5度)

鉄の分布

鉄輝線の意味 新潟大学集中講義 26 Diffuse X線放射は、高温プラズマからの 熱的放射である！ 連続成分  温度は 5~10keV 銀河中心領域全体に高温プラズマがある？

ガスの閉じ込め

新潟大学集中講義 27

天の川銀河の重力ポテンシャル GM_galm_p /R ~ 400eV

M_gal~2e11Msun, R_gal~20kpc

X線高温ガスの温度 kT~5—10keV ガスは閉じ込められない。逃げるはず。

高温ガスの物理量 • 温度 kT=5～10keV

• 全光度 Lx～2e38 erg/s

– Emission Integral n2_{V～1e64 cm}-3

• 体積 V～1e66 cm3 – 銀径=-60deg～60deg, 銀緯=-0.5deg～0.5deg • ガス密度 n_p～n_e～0.1 cm-3 • 全エネルギー～1e56 erg – (3kT/2)(n_e+n_p)V 新潟大学集中講義 28

エネルギー供給

新潟大学集中講義 29

kT=10keVのガスの音速 c_s～10^8 cm/s

ガスの厚み h~ 200pc ~6e20 cm

タイムスケール t=h/c_s ~ 1e13 s ~ 1e6 yr

高温ガスの起源 新潟大学集中講義 30 超新星爆発か？ 問題点 E/t～10^50 erg/y 10年に1発 標準的な割合: 100年に1発 kT～10keVもの高温ガスを持つSNRは ほとんどない。

銀河中心diffuse X線 中心領域 (l~0deg, b~0deg) バルジ領域 (l~0deg, b~1deg) リッジ領域 (l~10deg, b~0deg) 以下の領域に分けて調査

銀河中心領域 • 高温ガス説 • 荷電交換説 (Tanaka Y. 2002, A&A 382, 1052) –宇宙線と星間物質の相互作用 • 星間物質がたくさんある –中性鉄の一部も説明できる 新潟大学集中講義 32 鉄輝線の微細構造に注目して見分ける！ Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245

荷電交換反応 Fe+26 星間物質 (おもにH) Fe+25 Fe+24 宇宙線 水素状Fe輝線 (6.9 keV) He状Fe輝線 (6.7 keV) 星間物質から電子を奪い取る

He状イオンの電子配置 • 1s1s … 基底状態 –1_S 0 • 1s2s –1_S 0, 3S1 • 1s2p –1_P 1 –3_P 0, 3P1, 3P2

2S+1

_L

J

He状イオン 微細構造

電子の遷移(電気双極子放射) • スピン: 変化しない • 軌道角運動量 –ジャンプする電子Δl=+1, -1 –原子全体ΔL=+1, 0, -1 • 全角運動量: ΔJ=+1, 0, -1 (J=00は不可) 新潟大学集中講義 36 ジャンプする電子は1個

He状イオン 微細構造 Energy

• W: 共鳴線 • Z: 禁制線

He状イオン 微細構造 Energy W x y z 6.7 keV 輝線微細構造 CCD分解能 6.7keV輝線の中心エネルギーは、 微細構造による。

荷電交換反応の場合 E=0 n=1 13.6eV n~25 n=1 n=2 6.7keV line Fe XXV H • 電子は高準位に入る –エネルギー保存則 • 下の準位にだんだんと 落ちる • n=2の準位は、統計的 に埋まっていく

荷電交換の場合 Z: 6637eV Y: 6668eV X:6682eV W: 6701eV E Suzaku CCD分解能 中心~6666eV 統計的に埋まる X, Y, Z輝線強度～W輝線強度

高温ガスの場合 w x y z _CCD分解能 中心値~6685eV 圧倒的多数 • 基底状態の電子 が励起 –電気双極子遷移 –スピン反転無し • 主に1_P 1へ励起 • W線が強い

すざく衛星観測結果

高温ガスの温度測定

温度分布

kT = 5~7 keV イオン化温度

イオン化温度~電子温度~5—7keV L=-0.4deg~0.2degでほぼ一定

本当に全体に広がる高温ガスか？ 新潟大学集中講義 45 エネルギー収支や起源など、説明難しい。 観測量:熱制動放射 L ∝ n2_V もしも体積が小さく密度が濃ければ、エネル ギー収支の問題は解決。 点源の重ね合わせでは？ (まさに「天の川」)

点源の重ね合わせ説 kT=1—25keV • 淡く、たくさん存在し、高温ガスをまとう • 有力候補: 激変星(Cataclysmic Variable) –空間密度 3e-5 pc-3 恒星 降着流 磁場の強い白色矮星 _{白色矮星表面} 降着流

X-ray spectrum of CV

典型的なCV spectrum

EW CV GC hot gas 6.4keV ~150eV ~300eV 6.7keV ~200eV ~400eV 6.9keV ~100eV ~150eV

銀河中心Fe輝線をCVだけで説明するのは 困難。

銀河中心高温ガスの起源 • 超新星爆発の重ね合わせ？ –高い爆発レートを要求 –SNR で kT～6keVのものはほとんど ない。 • 過去の銀河中心BH(Sgr A*)の活動性 によるもの？ • その他 あまり良く分かっていない

バルジ領域 X線 中心領域 (l~0deg, b~0deg) バルジ領域 (l~0deg, b~1deg) リッジ領域 (l~10deg, b~0deg)

Chandra Ultradeep Observation (1Msec)

Chandra at (l, b)=(0.113°, -1.424°)

Revnivtsev et al. 2009, Nature, 458, 1142

バルジ成分の鉄ラインは、点源に分解された

Revnivtsev et al. 2009, Nature, 458, 1142

バルジ成分は銀河中心とは異なる。 黒: 全体 青: 点源 赤: 黒-青 Chandra スペクトル

リッジ領域 X線 中心領域 (l~0deg, b~0deg) バルジ領域 (l~0deg, b~1deg) リッジ領域 (l~10deg, b~0deg)

外側の領域

Yamauchi et al. 2009, PASJ, 61,295

|l|>1deg, b~0degにも鉄輝線

GRXE 6.9keV/6.7keV 強度比

I(6.9keV)/I(6.7keV)

GRXEの温度は、銀河中心領域より低そう。 GRXEと銀河中心は起源が異なる。

6.7keV鉄輝線の強度分布

新潟大学集中講義 55

銀径方向 _銀緯方向

星の分布(nuclear stellar cluster + nuclear stellar disk

+ Galactic disk + Galactic bulge)との比較

銀河中心部分は説明できない

リッジ&バルジ 新潟大学集中講義 56 点源の重ね合わせで説明できるかも。 しかし、点源の正体不明。 EW_6.7keV ~ 400eVの点源を知らない。 比較: CV の EW_6.7keV ~ 200eV

まとめ • 銀河中心部分 –点源で説明するのは困難。 –高温ガスか？ • 起源不明。SNRだとしたら、銀河中心部分の みで1発/100年以上のレート。 • リッジ&バルジ部分 –点源の重ね合わせで説明可能 –点源の正体不明 新潟大学集中講義 57

6.4keV輝線について

中性鉄Kα線

中性鉄の分布 Suzaku 6.4keV image CS Tsuboi et al. 1999 銀河中心領域に広く分布。分子雲分布と似る。

6.4 keV 輝線: 非熱的放射

光電離 電子衝突

E>7.1keVのX線必要 E=10—100keVの電子

Sgr B2 region Suzaku 6.4keV line image

Sgr B2の10年

Suzaku 6.4keV image

Inui et al. 2009, PASJ, 61, S241

すざく衛星のみで 新潟大学集中講義 63 6.4keV強度 8—10keV 連続X線 Nobukawa et al. 2011

時間変動

新潟大学集中講義 64

• Decay time scale ~ 10年 • Sgr B2サイズ~10光年

• 光速に近い「何か」が励起

• 電子だと内殻電離確率低い • 光電離なら自然に説明可能

X-ray spectrum of Sgr B2

Suzaku X-ray spectrum

Fe I Kα Fe I Kβ Power-law continuum • 強い6.4keV輝線 • EW~1.6keV • 7.1keVにエッジ • 光電吸収端 • NH~1e24cm-2 大等価幅と、深い吸収端

EW とエッジ

EW of 6.4keV 線 大 (~1200 eV) 小 (~300eV)

吸収端 深 (N_H~1024cm-2) 浅 (N_H~1021—1022cm-2)

Sgr B2 Sgr B2

光電離を支持

光電離 電子衝突

内殻電離断面積 大 (σ~10-20 _{cm2) 小 (σ~10}-22 _cm2)

連続X線 弱(トムソン散乱) 強（制動放射)

EW of 6.4keV 線 大 (~1200 eV) 小 (~300eV)

吸収端 深 (N_H~1024cm-2) 浅 (N_H~1021—1022cm-2) • 6.4keV line EW =

1600 eV

X線照射源はどこにある？ • 必要光度L(2-10keV)=1e39(d/100pc)2 _erg/s –Sgr B2周囲に候補無し –最有力候補:銀河中心BH (Sgr A*) • d=109pc  Lx=1e39 erg/sが必要 • 現在の光度 Lx(2-10keV)=1e33 erg/s Sgr B2 照射源 d SgrA*は300年前100万倍明るかった

他の6.4keV放射場所

Suzaku X-ray spectrum

Other neutral lines are weak. (Ratio to Fe is < 0.01—0.1) => The brightest neutral clump in the GC

Neutral Fe

He, H-like lines ガス起源 Si S Ar Ca Fe 低温ガス (kT~2keV) 高温ガス kT~6keV

スペクトル解析 2温度ガス kT~1keV+kT~7keV NH~7.1e22 cm-2 Power-law +6.4keV line Γ~1.85 NH~1.7e23 cm-2 中性S, Ar, Ca, Cr, Mnの Kαライン

鉄以外の中性ラインの発見 Without neutral lines With neutral lines Nobukawa et al. 2010, PASJ, 62, 423

中性ラインのEW 黒:光電離 赤:電子衝突 実線:太陽組成 黒点線 1.6solar 赤点線 4.0solar 光電離を支持

低温プラズマ(kT~1keV)と6.4 keV line

E=2-3keV image = low kT plasma

6.4keV image = neutral iron

bright dim

bright

E=2-3keV image = low kT plasma

6.4keV image = neutral iron

bright dim bright bright kT= 1keV pla sm a 分子雲(MC)で吸収 Observer MC MC 吸収を測定すれば、分子雲の距離がわかる

X-ray tomography of MC

Sgr A* light curve

全ての6.4keV輝線が光電離か？ • 多くの6.4 keV clumpは、光電離だろう。 –照射源は Sgr A* • 6.4keV輝線は、リッジにもみられる。 –少なくとも l>10deg (Sgr A*から2kpc以上). –光電離ではないかも。起源不明。 l=28deg

中性鉄輝線のまとめ

• 中性鉄輝線: 6.4 keV line • 分子雲分布と似ている。

• 中性のSi, S, Ar, Ca, Mn, Crの輝線も存在 • 中性ラインのEWは、光電離を支持

• Sgr B2の6.4keV強度変化は、光電離を支持

– 照射源がSgr A*だとすると、Sgr A*は300年前 100万倍明るかった。