S XV : 超新星残骸
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すすすすすすすすすす diffuse す すすす 体 X すすすす すす すす すす すす す す すす すす す すす す すす すすすす すす すす すす すすすす 、 、 、 、 、 、、 、 、 すす すす ( すすす ) すす す 、 ( すすす ) すす すす 、 (ISAS/JAXA) すす すす 、 ( すすす ) すすすす 、 GC すすす S XV: すすすすす Fe I: X すすすすす すすすすすすすすす 360 すすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすす Sgr A* すすすすすすすすすす すすすすすす 、、、 すすすすすすすすすすすすすすすすすす /X すすすすすすすすすすすすすすすすすすすす すすすすすすすす すすすすす 体。 2—10 keV す X すすすすすすすすすすすす diffuse( すすすす ) す すす すすすすすすすすすすすす すすすすすす すすすすす 体、 すすすすすすすすすすすす すすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすす すすすすすすすすすすす 「」。 「 すす PV 、 AO1 、 AO2 phase( す す 一 ) すすすすすす すすすすす すすすすす すすすすすすすすすすすすすすすすすす 体、体。 SiXIII ArXVII CaXIX SXV FeI FeXXV FeXXVI ・ 6.7 keV すすすすすすすすすすすすすすすす ( すすすす ) すすすすす : (Revnivtsev et al. 2006) すすすすすすすすす →中中 ±0.3 中 ( 中中 ) 中 6.7 keV 中 excess 6.4 keV(Fe I, すすすすす ) すすす diffuse す体 Sgr B2, Sgr C, M0.11—0.11, M0.74— 0.09, M0.51—0.10, M359.5—0.2 中中中中中 (EW~1 keV) 中中中中中中中中 すす すす 6.7 keV Point sources すすすすすす 6.7 keV すすす X すすす (4.8—8 keV) すすすすすすすす 6.7 keV すすすすす 10 すすすすすす → 6.7 keV 中中中中中中中中中中中中 すすすすす X すすすすすすすすすすすすす 6.7(Fe XXV), 6.9(Fe XXVI) keV すすす すす 、 ~7x10 7 K すすすすすすすすすすすすす すすすす すすすす す 。、体 すすすすすすすす すす、すすすすすすすす すすすすすすすすすす すすすすす。 0.5 す =75pc 0.5 す =75pc 0.5 す =75pc 1994 2000 2004 2005 Sgr B2 すすすすす 1994 す ( すすす ) ～ 2005 す ( すすす ) すすすす 6.4 keV すすすすすすすすすすす →Sgr A* 中中中中中中中中中中中 X 中中中中中すすす Sgr A* すすす (~300 すす ) すすすすすすすすす すすすす X す (>7.1 keV) すすすすすすすすすすすすすす、 6.4 keV すす X すすすすすすすすす G0.61+0.01 G0.42-0.04 G1.16+0.00 Sgr D SNR G359.79-0.26 G359.2-0.5 G359.4-0.1 Sgr A East S XV(2.45 keV) すすすすすすすす す 。 ( す ) すすすすすすすすすすすすすすすすすすす ( すすす ) すすすすすすす。 N H (10 22 cm -2 ) kT (ke V) Abundance (solar) Luminosi ty* (ergs/s) Sgr A East 9.6-9.8 1.2- 1.3 5.5- 6.4 S, Ar, Ca 1.1-1.3 Fe, Ni 2.5-2.7 4.5E+35 G359.4- 0.1 11-15 0.6- 0.9 S 1.1-2.0 /Ar 1.0- 2.8 2.9E+33 G359.79- 0.26 4.3-4.7 0.98- 1.05 Mg 0.7-2.2 / Si 0.9- 1.2 / S 1.2-1.5 / Ar 1.4-2.1 / Ca 0.7-2.1 4.5E+34 G0.42- 0.04 6.4-9.0 0.5- 0.9 S 0.6-1.3 6.5E+33 G0.61+0.0 1 12-23 2.3- 5.5 Ca 1.1-6.6 / Fe 4.0- 6.3 1.5E+34 References Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S221 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S237 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S245 Koyama et al. 2008, PASJ, 60, accepted Mori et al. 2008, PASJ, 60, ac cepted G359.79-0.26 Sgr A East G0.42-0.04 G1.16+0.00 G0.61+0.01 すすすすすすすす X すすすすすす すす 。 すす、 [ すす × すすすすすすすすすすす すす ] すすすすす すす すすすす 。 ： すすすすす。 *Luminosity す すすすすすすすす すすすすすすすすすす 。 8.5 kpc すすすすす。 **Pre liminary すすすすすす。 G0.61+0.01 Sgr B2 M0.11-0.11 M0.74-0.09 M0.51-0.10 M359.5-0.2 Sgr C X すすすすすすすすすすすすすすすすすすす、 6.7 keV すすすすすすすすすすすすすすすすすす すすすす 。 すすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすすす。 Sgr B2 M0.51-0.10 M359.5-0.2 G359.4-0.1 1E 1740.7-2942 A1742-292 6.4 keV line flux 1995 2000 2005 year Sgr B2 すすすすす Sgr A* 中中中中中中中中中 G359.4-0.1 G0.61-0.01 すすすす す す すすすすすすすすすすすすすすすすす すすすすすす すすすすす ・・・ 1—6 す Fe XXV: すすすすすすす すす
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すざくによる銀河中心 diffuse 天体と拡散 X 線の観測 信川 正順 、小山 勝二、鶴 剛、松本 浩典、森 英之、乾 達也、兵藤義明、内山 秀樹、瀧川 庸二朗、 澤田 真理 ( 京都大 ) 、中嶋 大 ( 大阪大 ) 、村上 弘志 (ISAS/JAXA) 、山内 茂雄 ( 岩手大 ) 、他すざく GC チーム. 6.4 keV( Fe I, 中性鉄輝線 ) で輝く diffuse 天体 Sgr B2, Sgr C, M0.11—0.11, M0.74—0.09, M0.51—0.10, M359.5—0.2 強い鉄輝線 ( EW ~1 keV) と 深い鉄の吸収端. - PowerPoint PPT Presentation
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すざくによる銀河中心 diffuse 天体と拡散 X 線の観測信川 正順、小山 勝二、鶴 剛、松本 浩典、森 英之、乾 達也、兵藤義明、内山 秀樹、瀧川 庸二朗、
澤田 真理 ( 京都大 ) 、中嶋 大 ( 大阪大 ) 、村上 弘志 (ISAS/JAXA) 、山内 茂雄 ( 岩手大 ) 、他すざく GC チーム
S XV: 超新星残骸
Fe I: X 線反射星雲銀河中心にはおよそ 360 万倍の太陽質量を持つ銀河中心超巨大ブラックホール Sgr A* 、数多くの星生成領域、超新星残骸、高エネルギー電子の存在を示唆する電波 /X線フィラメントなど興味深い高エネルギー天体が密集している。その中でも 2—10 keV の X 線バンドで輝線を放射する diffuse( 広がった ) 天体は、優れたエネルギー分解能・大有効面積・低く安定したバックグラウンドを誇る「すざく」が最も得意とするターゲットの１つである。我々はこれまでに「すざく」 PV 、 AO1 、 AO2 phase( の一部 ) から新たな天体を発見し、既知の天体からも新しい事実を解き明かしてきた。
SiX
III ArX
VII
CaX
IX
SXV
FeI
FeXXV
FeX
XV
I
・ 6.7 keV 輝線強度と赤外線点源分布との比較 ( 銀径方向 ) 相対強度比 : (Revnivtsev et al. 2006) を用いて比較すると →中心 ±0.3 度 ( 破線 ) で 6.7 keV が excess
6.4 keV(Fe I, 中性鉄輝線 ) で輝く diffuse 天体 Sgr B2, Sgr C, M0.11—0.11, M0.74—0.09, M0.51—0.10, M359.5—0.2強い鉄輝線 (EW~1 keV) と深い鉄の吸収端
銀径 銀緯6.7 keV
Point sources
・中心部での 6.7 keV 輝線と X 線点源 (4.8—8 keV) の強度分布の比較 6.7 keV 輝線強度は 10 倍してある。 → 6.7 keVと点源の分布形状は異なる
銀河中心の X 線スペクトルで最も特徴的な 6.7(Fe XXV), 6.9(Fe XXVI) keV 輝線は、温度 ~7x107K のプラズマの存在を示唆する。しかし、その正体が真に広がっているのか、暗い点源の集まりであるのかは分かっていなかった。
0.5 ﾟ =75pc
0.5 ﾟ =75pc
0.5 ﾟ =75pc
1994 2000 2004 2005
Sgr B2 の時間変動 1994 年 ( あすか ) ～ 2005 年 ( すざく ) にかけて 6.4 keV 輝線強度が変化していた →Sgr A*の光度変化を表している
X線反射星雲・・・ Sgr A* が過去 (~300 年前 ) に明るかった頃に放射した硬 X 線 (>7.1 keV) を分子雲中の中性鉄原子が吸収、 6.4 keV 蛍光 X 線を再放射している
G0.61+0.01
G0.42-0.04G1.16+0.00
Sgr D SNRG359.79-0.26 G359.2-0.5
G359.4-0.1
Sgr A East
S XV(2.45 keV) バンド強度マップ。白 ( 黄 ) 円で囲んだ領域はすざくが発見した新しい ( 既知の )超新星残骸候補。
NH
(1022 cm-2)
kT (keV) Abundance (solar) Luminosity*
(ergs/s)
Sgr A East 9.6-9.8 1.2-1.3
5.5-6.4
S, Ar, Ca 1.1-1.3
Fe, Ni 2.5-2.7
4.5E+35
G359.4-0.1 11-15 0.6-0.9 S 1.1-2.0 /Ar 1.0-2.8 2.9E+33
G359.79-0.26
4.3-4.7 0.98-1.05 Mg 0.7-2.2 / Si 0.9-1.2 / S 1.2-1.5 / Ar 1.4-2.1 / Ca 0.7-2.1
4.5E+34
G0.42-0.04 6.4-9.0 0.5-0.9 S 0.6-1.3 6.5E+33
G0.61+0.01 12-23 2.3-5.5 Ca 1.1-6.6 / Fe 4.0-6.3 1.5E+34
G1.16+0.00 7.4-9.6 0.8-1.2 S 1.2-2.1 1.4E+34
Sgr D SNR** 4.8-7.7 1.6-2.2 — 7.5E+33
References Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S221 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S237 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S245 Koyama et al. 2008, PASJ, 60, accepted Mori et al. 2008, PASJ, 60, accepted Nobukawa et al. 2008, PAJS, 60, accepted Revnivtsev et al. 2006, A&A, 452, 169
G359.79-0.26 Sgr A East
G0.42-0.04G1.16+0.00
G0.61+0.01
超新星残骸候補の X 線スペクトル。それぞれ、 [ 吸収 × 光学的に薄いプラズマモデル ] でフィット。 下表：フィットパラメータ。 *Luminosity は吸収を補正した値。銀河中心までの距離は 8.5 kpc を仮定した。 **Preliminary な結果も含む。
G0.61+0.01
Sgr B2
M0.11-0.11M0.74-0.09
M0.51-0.10M359.5-0.2
Sgr C
X 線と近赤外線で点源との比較をしたところ、 6.7 keV 輝線の起源は点源だけでは説明できない。我々の結果は真に広がったプラズマが存在することを示唆している。
Sgr B2 M0.51-0.10 M359.5-0.2
G359.4-0.1
1E 1740.7-2942
A1742-292
6.4
keV
line
flu
x
1995 2000 2005 year
Sgr B2 の光度変化
Sgr A*
近赤外線の点源分布
G359.4-0.1G0.61-0.01
吸収量・・・銀河中心に位置すると考えて矛盾なしアバンダンス・・・太陽組成の 1—6 倍
Fe XXV: 超高温プラズマ
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