すざく衛星による TeVγ 線天体HESSJ1616-508 の観測

“Dark Accelerator”松本浩典 ( 京大理 )

植野優 ( 東工大 ), 馬場彩 ( 理研 ), 兵藤義明、森英之、内山秀樹、鶴剛、

小山勝二 ( 京大理 ), 片岡淳 ( 東工大 ), 片桐秀明 ( 広島大 ), 高橋忠幸 (ISAS/JAXA), 平賀純子 ( 理研 ), 山内茂雄 ( 岩手大 ),

J. P. Hughes (Rutgers Univ.), 千田篤史 ( 理研 ), 国分紀秀 ( 東大 ), 幸村孝由 ( 工学院大 ), F. S. Porter (NASA/GSFC), 他「すざく」チー

ムPubl. Astron. Soc. Japan. 2006 　 in print ( すざく特集号 )(also in astro-ph/0608475)

内容

1. HESS による TeVγ 線観測2. すざくによる X 線観測

1. イメージ解析2. スペクトル解析

3. XMM-Newton による X 線観測4. Discussion とまとめ

TeVγ 線天体 HESSJ1616-508

TeV　γ 線イメージ (excess　map) とすざく観測場所

45ks24ks 21ks

The HESS image was provided by Prof. W. Hoffman and Prof. S. Funk (MPE)

HESS 望遠鏡の銀河面サーベイで発見された unID 天体 (Aharonian et al. 2005)

12min

すざく XIS(FI CCD) イメージ0.6—3.0 keV 3.0—10.0 keV

SNR RCW103 の影響

X axis

Y axis

射影プロファイル

TeVγ 線プロファイルX-axis(arcmin) Y-axis(arcmin)

0 5 10 15 0 5 10 15

0.6-3keV3-12keV

ソフト X ・ハード X 共に、 TeV のようなプロファイルは見えない。

RCW103 の影響

カウント

カウント

XIS スペクトル (FI CCD)

•低エネルギー側RCW103 の影響

•高エネルギー側ほとんど違いなし

CCD 中心の半径 5 分角領域から抽出

4-8keV bandHESS/BGD1:

1.10±0.11

4-8keV bandHESS/BGD2:

1.07±0.12

99 ％信頼度では、有意な硬 X 線の検出なし。

HESS と BGD 領域のスペクトルの比

スペクトルフィット

Thermal Plasma+

Power-law(PL)(Γ=2.0 fixed)

赤 : BI 黒 :FI

BGD2 領域を差し引いた場合の例

PL 成分の flux(2-10keV) 上限値 : 3.1e-13erg/s/cm2 (99% 信頼度 )

XMM 観測MOS1+2: 2-7keV band観測時間 13ks

XIS spectral region

XIS スペクトル領域に点源なし

検出限界 Fx=3e-14 erg/s/cm2In 2—10keV band

スペクトル中のpower-law 成分の上限値Fx<6.9e-13erg/s/cm2(in 2—10keV band)

RCW103 の影響についてXMM 射影プロファイル

=RCW103 中心天体

RCW103 のシェルをはるかに超えて広がる軟 X 線放射

軟 X 線放射 : ダストによる散乱

銀河中心領域のダスト

RCW103軟 X 線

参考 : Predehl & Schmitt 1995( 銀河中心までのNH=1.8e21cm-2 x Av(mag) を提案 )

定量評価はまだだが、定性的には説明可能。

議論TeV 天体の中で、最も大きな Flux(TeV)/Flux(X-ray) 比

HESSJ1616-508: Flux(TeV)/Flux(X)>55他の HESS 天体はだいたい 0.1 ～ 2 程度

電子起源を仮定

電子起源を仮定すると、異様に弱い磁場(B<1uG) が必要

電波など他波長の観測が必要

cf. HESSJ1804-216: 10 程度馬場さん講演参照

Dark Accelerator!

まとめ1. unID TeV 天体 HESSJ1616-508 をすざ

く、 XMM で観測。

2. すざくの高感度を生かし、硬 X 線放射に最も厳しい上限を与えた。Fx(2—10keV)<3.1e-13 erg/s/cm2

3. Flux(TeV)/Flux(X) 比が最も大きい TeV 天体=Dark Accelerator (Flux(TeV)/Flux(X)>55)

電子起源での説明は難しい。要他波長観測。

4. 広がった軟 X 線放射は、おそらくダスト散乱。