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X線天文学と
宇宙の高エネルギープラズマ
名古屋大学KMI
現象解析研究センター
松本浩典
新潟大学集中講義
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新潟大学集中講義
2
集中講義の内容
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X線、X線放射過程
超新星残骸プラズマ
銀河団プラズマ
天の川銀河中心プラズマ
新潟大学集中講義
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通常の天文学 (乙女座銀河団)
4
X線でみると…
5
目で見る世界とX線の世界
©SDSS
銀河団=銀河の集団
©RASS
銀河団 = 数千万度の火の玉
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銀河団のX線スペクトル例
おとめ座銀河団
輝線が有る  高温ガスからの熱的放射
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銀河団
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重力で束縛された宇宙最大の構造
サイズ: 1～10Mpc
銀河数: 数個～300個
銀河団ガスに満たされている
–温度 数keV～10keV
–密度 中心で0.01～0.1個/cc
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銀河団X線イメージの例
中心巨大銀河無し
Abell1367
中心巨大銀河有り
Abell262
不規則
0.25Mpc
0.25Mpc
Abell2256
Abell85
規則的
1Mpc
1Mpc
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Ｘ線の形状
巨大中心銀河なし
不規則的 Lx < 1E44 erg/s
kT=1-4keV
個々の銀河の放射も
渦巻銀河>40%
中心銀河密度低
Lx>1e44 erg/s
規則的
kT>6kV
中心に低温ガス無し
渦巻銀河<20%
中心銀河密度大
巨大中心銀河有り
Lx<1e44 erg/s
kT=1-4keV
中心銀河のハロー
渦巻銀河>40%
中心銀河密度低
Lx>3e44 erg/s
kT>6keV
中心に低温ガス有り
渦巻銀河<20%
中心銀河密度大
不規則型規則型へと進化か？
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銀河団ガスの状況
高温ガスの音速
𝑣∼
2𝛾𝑘𝑇
𝑇
8
∼ 1.7 × 10 𝑐𝑚/𝑠
𝑚𝑝
108 𝐾
0.5
音速が横切る時間
𝑇
𝑡 ∼ 5.8 × 10 𝑦𝑟
108 𝐾
8
−0.5
𝐷
10
< 10 yr
1𝑀𝑝𝑐
銀河団ガスは、～静水圧平衡
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銀河団質量の求め方
𝐺𝑀 𝑟 𝜌𝑔
𝑑𝑃
=−
𝑑𝑟
𝑟2
𝜌𝑔 𝑘𝑇
𝑃=
(𝜇 ∼ 0.6)
𝜇𝑚𝑝
𝑘𝑇𝑟 𝑑ln 𝜌𝑔 𝑑ln 𝑇
𝑀 𝑟 =−
+
𝐺𝜇𝑚𝑝 𝑑ln 𝑟
𝑑ln 𝑟
ガスの密度分布、温度勾配が必要。
半径でどこまで求めるか。
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銀河団ガス密度の求め方
最も古典的なやり方: βモデル。
重力はダークマターが決める。
ダークマターが等温であれば、
3
2 −2
𝑟
𝜌 𝑟 = 𝜌0 1 +
𝑟𝑐
が、r<10r_cで良い近似 (King分布)
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ガスの分布
3
2 −2
𝑟
𝜌 𝑟 = 𝜌0 1 +
𝑟𝑐
のダークマターが作る重力に、等温度のガスを入れると、
𝜌𝑔 𝑟 = 𝜌𝑔0
𝑟
1+
𝑟𝑐
3
2 −2𝛽
𝜇𝑚𝑝 𝜎 2
𝜎
𝑇
𝛽=
= 0.73
𝑘𝑇
1000 𝑘𝑚 𝑠 108 𝐾
σ:速度分散(ダークマター～銀河と仮定)
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βモデル
𝜌𝑔 𝑟 = 𝜌𝑔0
𝑟
1+
𝑟𝑐
3
2 −2𝛽
のガスによる表面輝度分布は、
𝑟
𝑆 𝑟 = 𝑆0 1 +
𝑟𝑐
1
2 −3𝛽+2
S(r)で表面輝度分布をfitｒ_cとβ。
全光度より 𝜌𝑔2 𝑑𝑉がわかるので、ρ_g0が決まる。
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βモデルfitting例
新潟大学集中講義
Jones&Forman 1984
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βモデル以外
𝑟
𝜌 𝑟 = 𝜌0
𝑟𝑠
−𝜂
𝜌𝑔 𝑟 = 𝜌𝑔0 𝑒
𝑟
1+
𝑟𝑠
−𝐵
𝑟
1+
𝑟𝑠
𝜂−𝛼
𝐵𝑟𝑠
𝑟
(NFWモデル。Navarro et al. 1996, Makino et al. 1998)
他にも現象論的、理論的両面から多様
なモデルが使用されている。
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モデル依存しないガス分布推定
各球殻では、温
度・密度・アバンダ
ンスなどは一定と
仮定。
射影の効果を考慮して、
外から内へと求める
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質量分布の例
Chandra衛星。A2029の例
赤はプロジェクションの効果を考慮
銀河団ガスの10倍以上の質量ダークマター
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The Bullet Cluster (1E0657-56)
銀河団同士の衝突
可視光+X線(赤)
©CXC
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重力レンズで質量を求める
©CXC
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X線分布と重力分布
500kpc
©CXC
ダークマターはすり抜ける。ガスは衝突する。
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ガスと星の分布
Fukazawa, Y. PhD theｓis 1997
ガスの方が広く分布
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ガス質量と星質量
Fukazawa, Y. PhD theｓis 1997
大きな銀河団は、ガス>星
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すざく衛星による銀河団外縁部の観測
すざくCCDのBGDノイズの低さが威力を発揮
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ガス分布
R_200: 宇宙臨界密度の
200倍になる半径。
～Virial radius
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Baryon fraction
宇宙論から予測さ
れるバリオン量が
見つかった。
外側のf>0.15
ガスがclumpy
であることを示唆。
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温度-光度関係
例えばMarkevitch 1998
𝐿∝𝑇
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2.64
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進化する銀河団
シンプルな見積もり 𝑀𝑚𝑝
𝑘𝑇 ∼ 𝐺
𝑅
3
2
𝑀 ∝ 𝑅 なので、𝑇 ∝ 𝑅
𝐿𝑥 ∝
2
𝑛𝑔𝑎𝑠 𝑉
𝑇=
2
𝑀𝑔𝑎𝑠
𝑉
𝑓 2 𝑅6
2 4
2
𝑇∝ 3 𝑅 =𝑓 𝑅
𝑅
(𝑀𝑔𝑎𝑠 = 𝑓𝑀)
𝐿𝑥 ∝ 𝑇
2
大筋では観測と合う。銀河団は進化する証拠。
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食い違い
2
シンプルな予測 𝐿 ∝ 𝑇
𝛼
観測 𝐿 ∝ T , 𝛼 ∼ 2.5 − 3.0
(Bialek, Evrard & Mohr 2001; Brighenti & Mathews 2001; Muanwong
et al. 2002; Borgani et al. 2002; Tornatore et al. 2003; Borgani et al.
2005など多数。)
小さいgroup galaxiesでは、𝐿 ∝ 𝑇
5
(Mulchaey 2000)
原因はよくわかっていない。
例えばpre-heating
(Bialek, Evrard & Mohr 2001; Brighenti & Mathews
2001; Muanwong et al. 2002; Borgani et al. 2002; Tornatore et al.
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2003; Borgani et al.新潟大学集中講義
2005など多数。)
銀河団の進化
例えば光度関数を調査 Vikhlinin et al. 2009
モデルと比較ΛCDMをサポート
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銀河団X線観測を用いた宇宙論
詳しくは、日本物理学会 ２０１２年秋季大会合同シンポジウム
「宇宙Ｘ線観測の50年と物理学へのインパクト」
http://heapa.astro.isas.ac.jp/activity/2012/jpssymp12/
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Steve Allen講演「X-ray Astrophysics
and Cosmology」
宇宙の化学進化
ビッグバン当初: ほとんどH, He
どういう星・超新星が、どんな割合で重元素
を作ったのか？
銀河団を「貯蔵庫」とみて研究できる。
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鉄の量と星
Iron Mass to Light Ratio～MFe/Mstar
Makishima et al. 2001
大きい径は閉鎖系。小さい径は開放系。
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銀河団のアバンダンス
鉄の存在比: 0.2~0.3 solar
1/5～1/3のガスは、星でreprocessされたもの。
SiとFeの傾向の違いは？
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超新星爆発の元素合成計算例
Tsujimoto et al. 1995
Type Ia
Type II
重い元素メイン
(Feなど)
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軽い元素メイン
(O～Siなど)
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Si/Feの比
Fukazawa et al. 1998
Type IIで出来たものは、外へ抜ける傾向？
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すざく衛星による詳細測定の例
Sato et al. 2007
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SNII/SNIa～3
Sato et al. 2007
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銀河団内部での分布
Matsumoto et al. 1996
おとめ座銀河団
O
Si
S
Fe
傾向は銀河団ごとに色々。勾配のないものも。
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2Mpc離れたところも汚染
Fujita et al. 2007
中心部～r_2Mpc: 0.2 solar
強力な銀河風が起こった証拠。
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銀河団中にレアメタル
すざく衛星
Perseus銀河団
～1Msecに及ぶ
観測データ
Tamura et al .2009
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冷えないのか？
ガスの冷却時間
t cool
𝑛𝑝
10
∼ 8.5 × 10 𝑦𝑟
10−3 𝑐𝑚−3
−1
𝑇
108 𝐾
1
2
ある銀河団では、中心部分(n~0.01/cc
kT~107K)で、t_cool<銀河団年齢
冷える周囲からガスが落ちてくる
密度上がる余計冷える
Cooling flow
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どうもそんなに冷えてないらしい
新潟大学集中講義
Makishima et al. 2001
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中央部のAGNからのfeedback
おとめ座銀河団
=18kpc
これで全てが解決するのかは不明だが…
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ASTRO-Hに期待
Turbulenceが見える。エネルギー注入量がわ
かる。静水圧平衡の仮定も検証。
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