Transcript 宇宙の様々な加速源
宇宙の様々な加速源 ～粒子加速への入門～ 磯部直樹 (理化学研究所宇宙放射線研究室) フラックス [m-2 s-1 sr-1 eV-1] 地上に降り注ぐ宇宙線 ∝E-3 べき型のスペクトル 1 eV cm-3 (@ GeV) 10-4 eV cm-3 (@knee) 組成は p, He, C, O, Fe, etc knee 1015.5 eV GZK cutoff 1020 eV ankle 1019 eV 宇宙線粒子のエネルギー [eV] 高エネルギー宇宙線の発生源・加速源は、 現代宇宙物理学の重要な謎のひとつである。 粒子をどうやって加速するのか？ 荷電粒子の運動方程式 dp / dt = q ( E + 1/c v×B) de / dt = q v E 粒子加速には 電場 が必要である 宇宙で大局的な静電場を維持するのは困難 宇宙は中性である 荷電粒子が移動して、静電遮蔽する 加速に有効な電場とは何か? Maxwell 方程式 ∇ x B = 1/c dE / dt ∇ x E = -1/c dB / dt 運動する磁気流体が 生み出す電場で加速する 加速に都合のよい天体 Hillas diagram (Hillas 1984) Makishima diagram ?? 系の大きさ L > ラーマー半径 gmv / qB 磁場が強く、コンパクトな天体 磁場が弱く、大きなスケールの天体 粒子加速源をどう特定するか? 宇宙線は、星間磁場などで向きの情報を失っている 加速源からの放射を探査する 陽子より、電子のほうが放射を出しやすい 単位時間当たりの 電子のエネルギー損失 制動放射 シンクロトロン放射 逆コンプトン散乱 Lorents 因子 g -1 101 103 105 E = mc2 g 加速された粒子からの放射 制動放射(Bremsstrahlung, free-free emission) hn 電子 -e 振動数 hn ≦ Ee フラックス Fbremss ∝ ne ni V +Ze シンクロトロン放射 逆コンプトン放射(Inverse Compton scattering) hn (Synchrotron Radiation) 電子 -e 磁場 B 電子 -e hn nsync = 120 MHz x (g / 104)2 (B / 1 mG) sinf Fsync ∝ ue um (um = B2 /8p : 磁場のエネルギー密度 ue : 電子のエネルギー密度) hnsoft nIC = 4/3 g2 nsoft FIC ∝ ue usoft (usoft : 種光子のエネルギー密度) soft = CMB → uCMB = 4.1 x 10-13(1+z)4 erg cm nCMB = 1.6 x 1011 (1+z) Hz -3 nIC = 2.1 x 1017 (g / 103)2 Hz eIC = 0.87 keV (g / 103)2 宇宙の様々な加速源 今日は、以下の加速源を取り上げてみる。 太陽フレア 中性子星(パルサー) 超新星残骸 ジェット ブレーザー 電波銀河ローブ、ホットスポット 銀河団 太陽フレアでの加速 適度に加速されてるね 太陽フレア 「ようこう」衛星による太陽の軟X線画像 TRACE衛星(米)が紫外線でとらえた 太陽表面の磁場の様子 太陽表面では、磁場が激しく活動 太陽フレアでの粒子加速 磁気リコネクション(磁力線の再結合) 反対向きの磁力線が近づく 太陽表面での、 磁気リコネクション の様子 磁力線のつなぎかえが起こる 磁力線に巻きついたプラズマが 加速 松本さんの博士論文(2002年) 古徳さんの博士論文(2004年)を参考に 回転駆動型パルサーでの粒子加速 かなり加速されてるぞ ! 回転駆動型パルサーでの粒子加速 回転 回転駆動型パルサーは、高速回 転する強力な磁石(磁気双極子) B ～ 1012 G 粒子が磁場とともに回転し、遠心 力で加速される(慣性系から見る と、磁力線に沿った電場で加速さ れる) 回転速度が光速度を超えるとこ ろ(光円柱)で、磁場と粒子が外向 きに噴出す。 → パルサー風 パルサー風が周囲のガスと衝撃 波を起こし、シンクロトロン放射で 輝く → パルサー星雲 (宮崎大の森さんの発表を参考にした) かに星雲・パルサー Chandra によるX線画像 かに星雲のスペクトル (Spectral energy distribution; SED) シンクロトロン 逆コンプトン HST による可視光画像 電波 可視 X線 γ線 g ～ 1010 (1015 eV) ( http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0052/movies.html ) 超新星残骸での粒子加速 Knee までの宇宙線の起源は、超新星残骸らし い 超新星残骸 SN1006 内部 「すざく」 2-5 keV Chandra へり へり : シンクロトロン 内側 : 熱的な放射 ヘリの部分では、 1014 eV程度まで 電子が加速 SN1006については、理研の馬場さんに聞いてみよう 超新星残骸 SN 1006 からのγ線? 多波長スペクトル(SED) ASCAが示してないねぇ(Allen et al. 2001) CangarooによるTeVγ線画像 HESSによるTeVγ線画像 有意なγ線が検出されなかった > 25 B =B6.5 ± mG 2 mG 超新星残骸での陽子加速の証拠? RXJ1713.7 – 3946 CangarooによるTeVγ線画像 p + p → p + X ( X = ハドロン ) p+g →p+X e+ + e - + X 多波長スペクトル p0 → 2g 超新星残骸での粒子加速 衝撃波加速(Fermi加速、diffusive shock acceleration) 超新星残骸は、超音速(>1000 km /s) 膨張するので、衝撃波(shock)が生じる 磁場 B 強い衝撃波でのRankine-Hugoniotの関係 (質量保存、運動量保存、エネルギー保存) v2 = (g-1 / g+1) v1 r2 = (g+1/ g-1) r1 g= cp / cV = 5 / 3 (非相対論的) 4 / 5 (相対論的) 一部の粒子は、磁場の揺らぎ(Alfven波)で 散乱され上流と下流を往復する。 v1 > v2 なので、散乱されるときに 上流で得るエネルギー >下流で失うエネルギー 密度小 流体速度 v1 密度 r1 密度大 v2 r2 何度も往復すると、粒子加速になる (統計加速と呼ばれることもある) 得られる電子のエネルギースペクトル N(E) ∝ E – (r+2)/(r-1) r = g+1 / g-1 (圧縮比) ジェットでの粒子加速 けっこう、いけてる でももう少しがんばれる？ NGC 6251 の電波画像 500 kpc ジェットとは? NGC4261の可視光と 電波の画像 Centaurus A の X線画像 (Chandra) 10 kpc 10 kpc 細く絞られた、超高速のプラズマ流 活動銀河中心核(AGN)、ブラックホール、中性子星、 白色矮星、原始星など、あらゆる天体から噴出 ジェットを持つAGNは、全体の10%程度 ジェットでの加速 1. ジェット自身の駆動 2. ジェットでの粒子加速 ジェットをどう駆動するのかは、 宇宙物理学の謎のひとつ ３つの問題 加速 ( G～10 ) 磁場 収束 ( < 1°) 方向性の維持( >100 kpc ) 中心核は、絶えずプラズマの塊を放出 良く信じられているジェットの駆動方法 G1 > G2 ならば、どこかで追いつく 中心核 G1 G2 →衝撃波が起こる(内部衝撃波) →衝撃波で粒子加速が起こる ブレーザー ジェットを正面から見たAGN ジェットの根元近くの内部衝 撃波を観測している ジェットの相対論的な運動で、 放射が強調されている (Beaming) 多波長で変動が激しい 多波長にわたる非熱的スペ クトル シンクロトロンと逆コンプトン Seed 光子は、 SSC : シンクロトロン光子 ERC : 外部からの光子 Mrk 421 (Takahashi et al. 2000 ) TeVγ線 硬X線 X線 紫外線 シンクロトロン 逆コンプトン 電波 可視 X線 γ線 ブレーザーでの粒子加速 粒子加速に関連したパラメタ (Kubo et al. 1998) Mrk 421 明るくなると、粒子が増える Mrk 501 (Kataoka et al. 2001) 明るくなると、加速が盛んになる 電波銀河 ジェットを持つAGNを横から見ると、電波銀河になる Cygnus A の電波画像(1.4GHz) ジェット 中心核 ローブ (>100 kpc) ホットスポット : ジェットの終端衝撃波 ホットスポットやローブは、最高エネルギー宇宙線の加速源の数少ない候 補になりうる(Hillas 1984) 磯部は、ローブのエキスパートである ホットスポットでの粒子加速 Cygnus A のホットスポットの ChandraによるX線画像 ホットスポットのスペクトル (Wilson et al. 2000) 電波 シンクロトロン X線 SSC シンクロトロン放射がX線までのびる 激しいホットスポットもある (Pictor A ; Wilson et al. 2001) B ～ 150 mG g ～ 105までは加速されている ローブからのX線 電波銀河 Fornax A のX線画像 (Kaneda et al. 1995) 電波銀河 Centaurus B のX線画像 (Tashiro et al. 1998) 100 kpc Low BGD Wide band High efficiency Faint Diffuse Hard spectrum 「あすか」により、ローブから広がったX線を発見 ローブは非常に希薄なので、ICの種光子は CMB →磁場と電子のエネルギー密度が正確にわかる 1 keV の X線は、g ～ 103の電子から出る ローブからのX線 Newtonによる 3C 98 のX線画像 (Isobe et al. 2005) Chandraによる3C452のX線画像 (Isobe et al. 2002) Chandraによる 3C427.1 のX線画像 Newtonによる Fornax A のX線画像 (Isobe et al. in press) ローブの電子と磁場のエネルギー 3 mG 電子優勢 ue > um ジェットでの加速のまとめ ホットスポット B = 50 – 300 mG ue / um ～ 1 (e.g Hardcastle et al. 2004, Kataoka et al. 2004) Blazars (ジェットの根元) B = 0.1 – 1 G ue / um ～ 10 ローブ ; 磯部の成果 B = 1 – 100 mG ue / um ～ 10 (e.g Inoue and Takahara 1996, Kubo 1998) g = 104 ～ 105 までは加速されているようだ 銀河団での粒子加速 ? もしかすると凄いかも 銀河団 かみのけ座銀河団(４億光年の距離にある) 1° (400万光年～1Mpc) 可視光 : 多数の銀河 10～1000個くらい X線 : 高温ガスからの放射 (2～10 keV) 質量のうちわけ： 星 5 %, 高温ガス 10%, 暗黒物質 90 % (可視光) (X線) + 加速された粒子 銀河団での粒子加速の証拠 電波ハローやRelicをもつ銀河団 銀河団からの硬X線(SAX) (Fusco-Femiano et al. 1999, Kastra et al. 1999, Nevalainen et al. 2004) 硬X線の発生機構は良くわかっていない GeV (γ=104)電子の逆コンプトン? MeV電子の制動放射? 銀河群の硬Ｘ線(「あすか」) (Fukazawa et al. 1999, Nakazawa 2000) 極端紫外線の検出(EUVE) HXDに期待 (Lieu et al. 1996 など多数) A3667の電波(Gray) とX線の画像(等高線) SAX PDSによる14個の銀河 団スペクトルの重ね合わせ 「あすか」による 銀河群HCG62のスペクトル (560 ksec, Nevalainen et al. 2004) Relic Hard excess 1 Mpc どうやって銀河団で加速が起こるか? 銀河団どうしのマージングにともなう衝撃波や乱流 (e.g. Ensslin et al. Fujita ＆Sarazin 2001, Takizawa et al. 2002,Fujita et al. 2003) 銀河団ポテンシャルに物質が落ち込むときに生じる 衝撃波(e.g. Fujita ＆Sarazin 2001) 銀河団中の銀河の運動で生じる電磁誘導 (牧島先生の説, Nakazawa 2000) プロトンの衝突で高エネルギー電子が発生 (e.g. Colafrancesco & Blasé 1998) などなどまだま諸説紛々 牧島先生の説によると 銀河 磁場 銀河の 運動や回転 磁気リコネクション 熱いプラズマ 冷たいプラズマ 北口君いかがですか? (太田さんより) プラズマの加熱 と粒子加速 陽子の加速源を直接特定するには? 狙うべきは、 p0 → 2g GLAST GLAST LAT まとめ 地球に降り注ぐ宇宙線の加速源は宇宙物理の大き な謎のひとつである 実際に宇宙に存在する加速源(候補)を紹介した 今日紹介できなかった様々な加速源も 太陽フレア、パルサー、超新星残骸、ジェット、銀河団 球状星団にともなう粒子加速(岡田さんの博士論文) 銀河面からのγ線放射 スターバースト銀河の宇宙線ハロー(NGC 253, Itoh et al. 2002, 2003) ガンマ線バースト 加速源の多くは、HXDのよい観測対象である 陽子の加速源の特定は、GLASTに期待したい