PPT - 宇宙線研究室

Report
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)
1
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
2
陽子の加速現場を見たい
TeV …高エネルギー粒子。電子 or 陽子?
電子はX線で輝きやす
い!
Flux(TeV)/Flux(X)=U(CMB)/U(B)
数μGの磁場で、U(B)~U(CMB)
 Flux(X-ray)~Flux(TeV)
TeVで明るく、X線で暗い天体を探そう!
3
HESS Galactic Plane Survey
TeV(>200GeV)で
初の銀河面探査
14の新天体
HESSJ1804-216
Gal. Cent.
対応天体が発見
されていないも
のがほとんど
HESSJ1616-508
(Aharonian et al. 2005, 2006)
HESSJ1614-518
3つの広がったunID
天体を選択
4
なぜ広がった天体?
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。
5
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
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
•硬X線検出器(HXD) … 10-600keV
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
6
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
視野
18分角 X 18分角
エネルギー範囲
0.2 – 12 keV
ピクセル数
1024 X 1024
ピクセルサイズ
24μm X 24μm
エネルギー分解能
(FWHM)
130eV @ 6keV
7
FI CCD(3台)とBI CCD(1台)
電極
空乏層
空乏層
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
8
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
9
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
BI
FI
FIは特に低いBGD
10
しかもBGDは安定している。
Blank skyのライトカーブ
XMM CCD
0
counts/s
10
20
counts/s
0.1
0.2
30
すざく XIS FI
0
5e4
1e5
Time (sec)
1.5e4
1e4
2e4
Time(s)
11
衛星高度が低いので地球磁場に守られている。
3e4
XISのエネルギー分解能
3本のFe line
銀河中心スペクトル
短い観測時間で極めて
良質のスペクトル
12
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!
13
BIの特徴
超新星残骸E0102-72のスペクトル
(24.6ks)
Chandra
BI
FI
XMM pn
BIでありながら、FIと同等のエネルギー分解能14
Hard X-ray Detector (HXD)
BGO
Si PIN
GSO
光電子増倍管
15
PIN: 10—60keV, GSO: 30—600keV, BGO: アンチ
最高感度を達成
Continuum Components
Line Components
10 -4
HEAO
A-4
5
SIGMA
Flux (cts s -1 keV -1 cm -2 )
Ginga
GSO: 350cm
2
PIN: 160cm
 E/E = 0.5
2
10 -5
HEXTE 40ks
5
PDS 40ks
40ks
100ks
10 -6
OSSE
HXD PIN
5
HXD Phoswich
5
10
50
100
500
1000
Energy (keV)
16
HESSJ1614-518
HESS TeV γ-ray image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
新天体で最も明るい
XIS FOV
50ks
HESSJ1614
(l, b)=(331.52, -0.58)
17
XIS image
XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV band
50ks
TeVγ-ray
srcA
srcB
広がった天体
Swift XRT も検出
(Landi et al. 2006)
18
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
Swiftと比較す
ると時間変動?
構造がない非熱的なスペクトル。しかしかなりソフト。
20
HESSJ1616-508
HESS TeV image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
(l, b)=(332.391, -0.138)
XIS FOV
45ks
HESSJ1616
21
XIS image
XIS FI (S0+S2+S3): 3—12keV
TeV image
45ks
•X線で対応天体がない。
•F(2-10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2
詳しくは
Matsumoto et al. 2007
PASJ, すざく特集号
(PASJ, 59, S199, 2007)
22
HESSJ1804-216
HESS TeV γ-ray image (excess map)
新天体で最もソフトな
スペクトル
XIS FOV
40ks
HESSJ1804
(l, b)=(8.401, -0.033)
Provided by S. Funk (MPI)
23
XIS image
XIS FI (S0+S2+S3): 3-10keV
Swift XRT (Landi et al. 2006)
Chandra (Cui & Konopelko 2006)
Chandra (Kargaltsev et al. 2007)
TeV image
srcA
srcB
Chandra (Kargaltsev et al. 2007)
40ks
srcA: extended
or multiple
srcB: point-like
24
XIS spectra (srcA)
srcA
srcA: 広がっている
srcB
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
25
XIS spectra (srcB)
srcA
srcB: 点源
NH=0.2(<2.2)e22cm-2
Γ=-0.3(±0.5)
F(2-10keV)=2.5e-13erg/s/cm2
srcB
やけにフラット
詳しくはBamba et al. 2007 PASJ, すざく特集号 (PASJ, 59, S209, 2007)
26
Gallery
HESSJ1614
HESSJ1616
HESSJ1804
Hard
X-ray
TeV
27
TeV vs X-ray
Γ(TeV)
F(1-10TeV) Γ(X) F(2-10keV) F(TeV)/F(X)
erg/s/cm2
erg/s/cm2
HESSJ1614
(srcA)
HESSJ1614
(srcB)
2.46
1.8e-11
2.0
5.3e-11
34
2.46
1.8e-11
3.4
2.4e-13
75
HESSJ1616
2.35
1.7e-11
---
<3.1e-13
>55
HESSJ1804
(srcA)
HESSJ1804
(srcB)
2.71
1.0e-11
1.7
4.3e-13
23
2.71
1.0e-11
-0.3
2.5e-13
40
Cf. Crab ~0.0027, RXJ1713-3946~0.06
28
もし電子起源だったら….
Very weak B
(B<1μGauss)
Suzaku upper limit
or
有り得る?
Strong cut-off
HESSJ1616 SED
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。
30
いったい何者?
諸説あります…
•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)
全くわからん!
γ線X線の更なる観測以外に、他波長の情報が必要。
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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
33
HESSJ1616-508
0.4--3keV
3--12keV
34
HESSJ1804-216
0.4-3keV
3-10keV
35

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