[論文レビュー] Suzaku Observations of Fe K-shell Lines in the Supernova Remnant W51C and Hard X-ray Sources in the Proximity

Aika Shimaguchi, Kumiko Nobukawa+3 more|arXiv (Cornell University)|Mar 7, 2022

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 43被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、Suzaku X線観測を用いて、超新星残骸 W51C および周辺の硬いX線源におけるFe K殻線放出を調査した。6.40 keVの中性Fe Kα線に2.0σの過剰が検出され、これは低エネルギー宇宙線が分子雲と相互作用することに起因するとされ、また、コンパクトなH II領域G49.0−0.3において6.68 keVのヘリウム様Fe Kα線に3.4σの増強が観測された。これは、kT = 3.0+0.8−0.7 keV、Z = 0.5 ± 0.2太陽単位の熱いプラズマがO星風から生じていることに一致する。

ABSTRACT

In this paper, we investigated the Fe K-shell lines in the supernova remnant W51C and hard X-ray sources in the proximity. We measured the intensities of Fe I K$\alpha$ and Fe XXV He$\alpha$ lines at 6.40 keV and 6.68 keV, respectively, and found that the intensity of the 6.68 keV line is consistent with the background level expected from previous studies, while that of the 6.40 keV line is higher at the significance level of 2.0${\sigma}$. Given the presence of gamma-ray emission and high ionization rate point spatially coincident with the remnant, we conclude that the enhanced 6.40 keV line most likely originates from the interaction between low-energy cosmic rays and molecular clouds. Also, we discovered an enhanced 6.68 keV line emission from the compact H II region G49.0-0.3 at the significance level of 3.4${\sigma}$. Spectral analysis revealed that the temperature and abundance of the thermal plasma with the 6.68 keV line is $kT = 3.0^{+0.8}_{-0.7}$ keV and $Z = 0.5 \pm 0.2$ solar, respectively. These values are explained by the thermal plasma generated by the stellar winds of O stars.

研究の動機と目的

• 本研究の目的は、W51Cおよび関連する硬いX線源におけるFe K殻線放出の起源を特定することである。
• 6.40 keV線が低エネルギー宇宙線によるフラーレンス励起か、光電離化かを調査することである。
• コンパクトなH II領域G49.0−0.3における6.68 keV線の性質を検討し、星風衝撃波由来の熱いプラズマかを検証することである。
• 観測された線強度が銀河のくぼみX線背景（GRXE）と整合するかを評価することである。

提案手法

• W51Cおよび周辺領域の深いX線スペクトルを取得するために、SuzakuのXISおよびHXD機器が用いられた。
• 銀河のくぼみX線発光（GRXE）に関する先行研究から、背景のFe K殻線強度が推定された。
• XSPECを用いたスペクトルフィッティングにおいて、6.40 keVおよび6.68 keV線をガウス成分としてモデル化し、複数のコンポonentから成る連続スペクトル上に重ね合わせた。
• 非熱的および熱的プラズマモデルがテストされ、硬いX線源に対しては、パワーライトおよびAPECモデルが用いられた。
• 線の増強の有意性は、背景モデルとのχ²およびF検定の比較によって評価された。
• 陽子-陽子相互作用の理論的モデリングが適用され、ガンマ線データおよび分子雲密度を用いて、期待される6.40 keV線の放射度が推定された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 W51Cにおける強化された6.40 keV Fe Kα線の起源は何か：宇宙線によるフラーレンス励起か、光電離化か？
• RQ2 G49.0−0.3における6.68 keVヘリウム様Fe Kα線は、星風衝撃波由来の熱的放射であるか？
• RQ3 観測された6.40 keV線強度は、予想される銀河のくぼみX線発光（GRXE）背景とどのように比較されるか？
• RQ4 複数の超新星残骸において、6.40 keV線の放射度と0.1–100 GeVガンマ線放射度の間に相関があるか？
• RQ5 G49.0−0.3における6.68 keV線は、O星風由来の熱的プラズマで説明可能か？

主な発見

• W51Cにおける6.40 keV線強度は、GRXE背景を2.0σ上回っており、これは拡散放射に起因しない有意な過剰であることを示している。
• 6.40 keV線の過剰は、分子雲と相互作用する低エネルギー宇宙線によるフラーレンス励起によって最も妥当に説明できる。
• コンパクトなH II領域G49.0−0.3において、6.68 keV線に3.4σの増強が検出され、局所的な高温プラズマを示している。
• 6.68 keV線のスペクトルフィッティングから、プラズマ温度はkT = 3.0+0.8−0.7 keV、金属元素の過剰度Z = 0.5 ± 0.2太陽単位が得られ、O星風の衝撃加熱と整合的である。
• 6.40 keV線の放射度はF6.4 keV = 5.0 × 10−6 光子 s−1 cm−2 であり、照射源の放射度は(0.07–1)×10−8 erg s−1 cm−2 と推定されたが、これは通常の硬X線源の放射度をはるかに上回っている。
• SNRs全体にわたり、6.40 keV線と0.1–100 GeVガンマ線放射度の間に弱い正の相関（r ∼0.3）が見られ、これは宇宙線相互作用に共通の起源があることを支持する。