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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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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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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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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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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

34

HESSJ1616-508

0.4--3keV 3--12keV

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HESSJ1804-2160.4-3keV 3-10keV