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「すざく」によるAXP 1E 1841
「すざく」によるAXP 1E 1841-045の広帯域スペクトル観測 森井幹雄1 ([email protected]) 北本俊二1, 概要 柴崎徳明1, 武井大1, 河合誠之2, 有元誠2, 上野優2, 寺田幸功3, 幸村孝由4, 山内茂雄5 1: 立教大学, 2: 東京工業大学, 3: 理化学研究所, 4: 工学院大学, 5: 岩手大学 Anomalous X-ray pulsars (AXPs) は、超強磁場を持つ中性子星「マグネター」であると考えられている。その磁場強度は通常の中性子星の100倍くら いに達する、10の14乗から15乗ガウス程度であると見積もられている[1,2,3]。これほどの磁場(宇宙最強!)になると、場の量子論的効果(QED効果)が 電磁波の放射に影響すると考えられおり、マグネターは基礎物理の実験場として興味深い天体である。従来のX線天文台(あすか衛星、Chandra衛星、 XMM-Newton衛星)は、約0.5keVから10 keV 程度のエネルギー範囲のスペクトル観測が可能であった。 AXPのエネルギースペクトルをこれらの天文 台で観測すると、熱い中性子星の表面からの放射と考えられる黒体放射成分(温度約0.4keV)とベキ関数(power-law ; F = E –α )の重ね合わせでよく 表現できた。 ただし、ベキ関数の指数は通常のX線天体と比較すると大きめの値であった(photon index ~ 2-4)。したがって、常識的に考えて、10 keV以 上のエネルギー領域を観測したところで何も見つからないと誰もが考えていた。ところが、2004年、 Kuiper et al. [4,5]は、10keV以上のエネルギー領 域の観測で、10 keV以下とは明らかに異なるスペクトル形状を持つ硬X線を発見した(ヨーロッパの衛星Integralによる成果)。 ちょうどそのころ、これまで にない広帯域のX線スペクトル(0.2∼600 keV)の観測ができる日本のX線衛星「すざく」の観測が始まった。 我々のグループは硬X線領域でもっとも明るい AXP 1E 1841-045を観測した。 マグネターの中では初めての観測である。硬X線の放射機構として理論モ デルがいろいろ提案されている(熱制動放射モデル[6]、シンクロトロン放射モデル[6]、逆コンプトン散乱モデル、QED効果による非線形な電磁波のショッ クモデル[7])。 我々の観測では、熱制動放射モデルが尤もらしいことが分かってきた。 1E 1841-045 RXTE で取得したスペクトル。 (Kuiper et al. 2004)[4] Chandra 衛星で取得したスペクトル。 黒 体放射(BB)+ベキ関数(POW)でよく表 現できる。 (Morii et al. 2003)[8] Chandra 衛星で撮像した、バラの花のような形状を した超新星残骸Kes 73。 Persistent component: phton index = 1.47 +/ - 0.05 中心に魅惑の天体 AXP 1E 1841-045 がいる。 約4分角 pulsed component: phton index = 0.94 +/- 0.16 すざくの観測結果[10] 理論モデルの検証 我々は、AXP 1E1841-045 と、 Kes 73 を、AO-1の ターゲットとして観測した。(2006年4月19-22日) • 逆コンプトン散乱: Detector property Energy (keV) mode Time resolution Net exposure XIS0,1,2,3 HXD/PIN HXD/GSO Imaging (HPD = 2’ ) Non-imaging Non-imaging 0.4(0.2) – 12.0 10 – 70 40 – 600 1/8 win 1 sec 61 or 31 usec 61 or 31 usec 97 ks 58 ks Not used マグネターの磁気圏に高エネルギー電子のコロナが存在し、マ グネター表面から放射されるX線光子をたたきあげる。スペクトル の近似モデルとして、NPEXがあり、このモデルでよく合うことが分 かった。パルス位相毎に温度(kT)が変化するので、コンプトン散乱 のyパラメータも変化し、power-law のベキbeta も変化すると考え るのが自然である。しかし、解析結果では変化しない。我々の解析 結果を説明するためにはパラメータのfine tuning が必要である。 スペクトル解析の結果 • 熱制動放射: MODEL nH (x 1022) cm-2 kT (keV) RBB (km) @ 7kpc Photon index BB + POW 2.70 +- 0.01 0.370 +- 0.006 8.4 +- 0.3 2.24 +- 0.04 1616.7 / 902 = 1.79 BB + BB + POW 2.84 +- 0.01 0.15 4.9 +- 0.2 (TOO HIGH) 89 +- 4 (TOO LARGE) 0.041 +- 0.002 (TOO SMALL) 3.30 +- 0.03 1354.6 / 900 = 1.51 BB + POW + POW 2.87 +- 0.02 0.54 +- 0.02 2.5 +- 0.3 5.0 +- 0.3 (TOO LARGE ?) 1.6 +- 0.1 1312.7 / 900 = 1.46 Folding Energy (keV) Photon index (alpha) Photon index (-beta) 58 +- 1 3.54 +- 0.04 0.92 +- 0.06 / dof 磁力線に沿った方向に電子・陽電子が加速され、マグネター表 面に衝突し、制動放射を出す。Thompson & Beloborodov (200 5)[6]の計算では、100 keV 付近にスペクトルの折れ曲がりが期 待される。折れ曲がり以下のスペクトルのベキは約1で、我々の解 析結果は、むしろこのモデルを支持しているのかもしれない。実際、 硬X線放射を熱制動放射のスペクトルでフィットするとよく合うこと が分かった。 • シンクロトロン MODEL NPEX 2.82 +- 0.01 1352.2 / 901 = 1.50 Thompson & Beloborodov (2005)[6]の計算では、1MeV付 近にスペクトルの折れ曲がりが期待できる。ベキ指数は、放射元 の電子の分布で決まるので、予測は難しい。 • QED効果[7]: NPEXモデルでフィットした結果 逆コンプトン散乱のスペクトルを近似するモデルとして、 NPEXがある[9]。 NPEX = ( An E – alpha + Ap E + beta ) * exp ( - E / kT) 興味深いのは、パルス位相 毎のスペクトル解析の結果 である。 マグネター表面から出たfast mode の波が、QEDの効果に より非線形な伝播をする。マグネターの磁気圏でショックを形成し、 電子陽電子プラズマとしてエネルギー解放を行う。この電子陽電 子プラズマから、シンクロトロン放射が出る。ベキ指数は、0.5 程度 と予測され、1MeVくらいに、ベキの折れ曲がりがあると予想され ている。 このモデルでよく合うことが分かった。 kTは有意に変動。 alpha は一定。 beta は約1で一 定。 [1] Thompson, C. & Duncan, R. C. (1996), ApJ, 473, 322 [2] Woods, P.M. & Thompson, C. (2004), astro-ph/0406133 [3] Mereghetti, S. et al. (2002), astro-ph/0205122 [4]Kuiper, L., Hermsen, W., & Mendez, M. (2004), ApJ, 613, 1173 [5] Kuiper, L. et al. (2006), ApJ, 645, 556 [6]Thompson, C. & Beloborodov, A. M. (2005),ApJ, 634,565 [7]Heyl, J.S. & Hernquist, L. (2005), MNRAS, 362 , 777 [8] Morii, et al. (2003), PASJ, 55, L45 [9] Makishima, K. et al. (1999), ApJ, 525, 978 [10] Morii, M. et al. (2007), Proc. of “40 years of pulsars”, Canada