Transcript PPT - 名古屋大学

宇宙に潜む暗黒加速器
松本浩典
(名古屋大学KMI)
1
目次
• 宇宙線
• 暗黒加速器とは？
– TeVガンマ線未同定天体
• 暗黒加速器のX線観測
– すざく衛星
– すざく観測結果数例
• まとめ
2
宇宙線: 宇宙を飛び交う高エネルギー粒子
宇宙線フラックス(流束)
最大の謎:どこで生まれる？
人類最強加速器
LHC
日本人最速
由規投手
(ヤクルト)
(161km/hr)
粒子一粒のエネルギー (eV; 1eV=1.6e-19J)
©WikiPedia
3
宇宙線起源
宇宙線電子成分
• 超新星残骸が起源の一つ
– あすか衛星で高エネルギー
電子のシンクロトロンX線発
見 (Koyama et al. 1995)
いまホットな分野: 宇宙線陽子起源の観測的証拠を見つける。
4
宇宙線源を光を使って探そう
光は磁場があっても直進。
宇宙空間磁場
宇宙線
光
高エネルギーの光(X・ガンマ線)を使おう。
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TeV(=1012eV)ガンマ線で見た天の川銀河面
Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1
TeV ガンマ線 = 1粒で～1TeV(=1e12eV=1.6erg)の光子
(cf. 可視光線 ～数eV)
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天の川銀河TeVガンマ線天体
•
•
•
•
•
•
WR星(大質量星) (～3天体)
激変星(白色矮星) (～1天体)
X線連星系(～6天体)
超新星残骸 (～13天体)
パルサー風星雲 (～32天体)
未同定天体 (～33天体)
(http://tevcat.uchicago.edu/より。2010年12月現在)
正体不明が一番多い！
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暗黒加速器=TeVガンマ線未同定天体
• TeVガンマ線 = 高エネルギー粒子の存在
– 天の川銀河には、天然の加速器が一杯！
LHC
Spring-8
TeVガンマ線未同定天体 … ガンマ線以外は暗い
暗黒加速器(dark particle accelerator)
8
宇宙は「暗黒」が大流行
©国立天文台
©KEK
暗黒物質分布(紫色で表示)
流行にのってみました!?
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暗黒加速器の謎
• いったい何者？
• TeVガンマ線を出している粒子は？
– 陽子起源説
• 陽子が星間雲と衝突: p + pπ0粒子TeVガンマ線
– 電子起源説
• 電子が周辺の光を蹴っ飛ばす(逆コンプトン散乱)
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TeVガンマ線を出すのは陽子？電子？
陽子起源説
電子起源説
磁場 低エネルギー光子
加速陽子
π0
π0
TeVガンマ線
加速電子
TeVガンマ線
シンクロトロンX線
星間雲
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暗黒加速器の正体解明に向けて
検出限界感度
高エネルギー粒子が出すX線を観測しよう！
©高橋忠幸
X線観測は抜群に感度が良い！… X線望遠鏡
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すざく衛星
日本で5番目のX線天文衛星
2005年7月10日打ち上げ
X-ray Telescope (XRT)
Hard X-ray Detector (HXD)
X-ray Imaging Spectrometer (XIS)
+
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すざく衛星の特徴: 高感度
名古屋大学+NASA/GSFC
• 驚異の反射鏡枚数(～1400枚)
– 集光能力を重視
• 低バックグラウンドな衛星軌道
広がった暗いX線天体の研究に最適。
暗黒加速器の研究に理想的
ほかの特徴
• 高エネルギー分解能CCD
• ワイドレンジ (0.3—600keV; 3桁！)
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最もTeVガンマ線で明るい暗黒加速
器
HESSJ1614-518
TeVガンマ線イメージ
～100光年
四角:すざく観測場所
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すざくX線イメージ (2-10keV band)
ガンマ線ピークにX
線天体
ガンマ線の谷に
X線天体
X線天体無し
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ガンマ線に付随したX線天体
• 大変暗い!
– F(X) = 5e-13 erg/s/cm^2
– F(TeV) = 1.8e-11 erg/s/cm^2
– F(TeV)/F(X) = 34
F:フラックス(流束)
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TeVガンマ線の起源は？
陽子起源説
電子起源説
磁場 低エネルギー光子
加速陽子
π0
π0
TeVガンマ線
加速電子
TeVガンマ線
シンクロトロンX線
星間雲
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F(TeV)/F(x)=34: 陽子起源説を支持
陽子起源説
• TeVガンマ線: 陽子
• X線: 二次電子などのシ
ンクロトロン放射
• F(TeV)/F(X): 状況による
電子起源説
• TeVガンマ線: 電子 + 光子
• X線: 電子 + 磁場
• F(TeV)/F(X)
～U(光子)/U(B) < 1
U:エネルギー密度
U(光子(3K放射))～0.3 eV/cc
U(B) ～ 0.6 eV/cc *(B/5uG)^2
暗黒加速器HESSJ1614は、宇宙線陽子の故郷候補
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X線天体のスペクトル
非熱的なべき型スペクトル
(検出器の応答込)
C(E) ∝ E^-1.7
吸収柱密度 NH = 1.2e22 cm^-2
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吸収柱密度: NH=1.2e22cm^-2
光電吸収
×
×
星間物質量 NH～1.2e22cm^-2
～銀河中心までの物質量
HESSJ1614までの距離 D～8.5kpc (=25000光年)
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Log Count
X線スペクトルのべき: 電子の分布
HESSJ1614
E^-1.7
超新星残骸
E^-2.5
• HESSJ1614: E^-1.7
• 超新星残骸: E^-2.5
• HESSJ1614には、高エネ
ルギー電子の割合が多
い。
Log E
通常の超新星残骸より高いエネルギーまで電子を加速
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ガンマ線の谷間の天体
すざくX線
TeVガンマ線
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谷間天体のスペクトル
非熱的なX線スペクトル
C(E)∝E^-3.2
NH=1.1e22 cm^-2
F(2-10keV)=5.2e-13 erg/cm^2/s
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吸収 NH=1.1e22 cm^-2
• 谷間天体: NH=1.1e22 cm^-2
• HESSJ1614: NH=1.2e22 cm^-2
HESSJ1614と、谷間天体は等距離にいる。
物理的に関連する可能性大。
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スペクトル ： E^-3.2
• 異様にべきが大きい (3.2)
– 他の天体からの非熱的放射の例:
• 超新星残骸: ～2.5
• パルサー風星雲: ～2
• 活動銀河核: ～2
– Anomalous X-ray pulsarと呼ばれる特殊なパルサーは
、～3のべきを持つ。
谷間天体は、Anomalous X-ray pulsarか？
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パルサー (中性子星)
代表例: かに星雲
高速回転中性子星
超新星爆発で誕生
パルサー風星雲
中性子星(=強力な磁
石)の回転エネル
ギーで、電磁場を通
して、粒子加速。
X線イメージ
動画
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Anomalous X-ray Pulsar
• パルサーの一種: ～10例
• 自転周期が長い (P=2～12s)
– 比較: かに星雲 (P=33ms)
• 自転周期変化率が大 (dP/dt=5e-13～1e-10 s s^-1)
– 比較: かに星雲 (dP/dt = 4.21e-13 s s^-1)
• X線で明るい。
仮定: 磁気双極子放射で、自転周期が長くなる。
異様に磁場の強い中性子星 (B～1e14 -1e15 G)か？
(比較: かに星雲 B～3e12 G)
HESSJ1614の谷間X線天体もAXPか？
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HESSJ1614に似た系: 超新星残骸CTB37B
TeVガンマ線イメージ
等高線: 電波
SNR CTB37B
• 電波観測で、超新星
残骸とわかっている。
• TeVガンマ線が出てい
る。
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CTB37Bのすざく観測
Nakamura et al. 2009, Sato et al. 2010
AXP
スペクトル ∝ E^-3.2
P=3.8s
べきの小さな非熱的X線
スペクトル ∝ E^-1.5
(高効率電子加速)
F(TeV)/F(X-ray) ～ 0.6
すざくX線イメージ
緑: TeVガンマ線
青: 電波
HESSJ1614とそっくり。
ただし、F(TeV)/F(X)を除く。
Cf. HESSJ1614 F(TeV)/F(X) = 34
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個人的予想
ある特別な超新星爆発は、異常に磁場の強い中性子星を生
む。
その超新星残骸は、高効率の電子加速。
星間雲とぶつかって、TeVガンマ線放射し、暗黒加速器とな
る。
宇宙線もAXPも暗黒加速器で一挙に説明？
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明るい暗黒加速器もう1例:HESSJ1616-508
HESS TeV image (excess map)
Provided by S. Funk (MPI)
(l, b)=(332.391, -0.138)
すざく観測場所
45ks
HESSJ1616
32
HESSJ1616: パルサー風星雲？
XMM-Newton衛星によるX線イメージ
Landi et al. 2007
TeVガンマ線位置
パルサー
超新星残骸
すざくの高感度ならパ
ルサー風星雲が見え
る？
33
HESSJ1614本体:すざくX線イメージ
TeV image
松本他 2007
•
X線対応天体無し (ぼうっと見えるのは銀河面X線放射)
• F(X) < 3e-13 erg/s/cm^2
• F(TeV)/F(X) > 55 … TeVガンマ線の陽子起源示唆
34
パルサー風星雲なし
すざくX線
TeVガンマ線
パルサー
+
HESSJ1616とパルサーは関係なさそう。
HESSJ1616の正体は不明。
35
ASTRO-H衛星
• 2014年打ち上げ予定。
• 高エネルギーX線撮像分光
– 硬X線望遠鏡(HXT) + 半導体検
出器(HXI)
• 精密X線分光
– カロリメーター
• 広視野
– CCD
• 軟ガンマ線 (E<600keV)
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高エネルギーX線望遠鏡
名古屋大学、愛媛大学、ISAS他
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電子加速はどこまで？
Log Count
すざく衛星
ASTRO-H HXT+HXI
？
0.3keV
10keV
Log E
80keV
電子がどこまで加速されているかわかる。
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まとめと今後
• 暗黒加速器=TeVガンマ線未同定天体
– 一部はAnomalous X-ray Pulsarを生む特殊な超新星
の残骸か。
– 一部は依然として正体不明
• F(TeV) > F(X) … TeVガンマ線は陽子起源示唆
• X線スペクトルのべきが小…高効率の電子加速
• 今後の課題
– 他の暗黒加速器の系統的調査
– 陽子が衝突している星間雲の発見(電波観測)
– X線～ガンマ線のスペクトルの、より定量的な説明
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バックアップ
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TeVガンマ線天体
銀河系外(ほとんどAGN) + 銀河系内 (色々)
Kappes et al. 2007
詳細なモデル計算: 陽子起源支持
Mizukami et al. ApJ submitted
TeV: 電子起源説
青点線: 電子の逆コンプトン散乱
青実線: 電子のシンクロトロン
黒点線: 星間雲中での電子の制動放射
TeV陽子起源説
青点線: π0崩壊
青実線: 一次電子のシンクロトロン
赤実線: 二次電子のシンクロトロン
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HESSJ1614谷間天体はAXPか？
X線強度の時間変動
左図のフーリエ変換
すざくデータにパルスなしAXPの確証なし。
(現在、もっと時間分解能の良い衛星データで研究中)
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興味: 銀河面diffuse TeV放射との関連
カラー: diffuse TeV 放射 (H.E.S.S.)
コントア: 電波CS(=分子雲)
HESSJ1741
このあたり
(Aharonian et al. 2006)
•銀河面diffuse TeV放射の起源も不明
•HESSJ1741は、銀河面diffuse TeV放射の氷山一角？
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すざく衛星による観測
A
• 2箇所を観測
– A: 2009年2月24日 45ks
• 銀径で東側のピークを狙う
B
– B: 2008年10月4日 54ks
• 西側のピークと、パルサー
を狙う。
四角はX線CCDの視野。
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A
観測領域A
B
(a) 0.4-2keV
(b) 2-10keV
高エネルギーX線で、新天体発見。
46
A
パルサーX線放射なし。
TeVとも関係なし。
観測領域B
B
すざくX線イメージ
(a) 0.4-2keV
(b) 2-10keV
Foreground star
X線新天体: 白色矮星連星系
吸収量小よりforeground天体。暗黒加速器と関
係はなさそう。
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もう一つの例: HESSJ1731-347
Diffuse放射
スペクトル∝E^-(2.4～2.7)
べきは超新星残骸的
F(TeV)/F(X)～2.5
AXP候補
スペクトル∝E^-4.7
周期変動は検出なし。
グレー: XMM X線
等高線: TeVガンマ線
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TeVガンマ線の電子起源を仮定すると…
Suzaku upper limit
異常に弱い磁場
(B<1uG)か、スペ
クトルに強い折れ
曲がりがあれば説
明できるが….
F(TeV)/F(X)>50
TeVの陽子起源を
示唆
でも正体不明
Matsumoto et al. 2007, PASJ, 59, 199
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PSRJ1617-5055のオフセットパルサー風星雲？
オフセットPWN … 中性子星とPWNの位置が異なる。
INTEGRAL 18-60keV
XMM-Newton 0.5-10keV
PSRJ1617
PSRJ1617
Landi et al. 2007
SNR RCW103
•オフセットPWNの典型例HESSJ1825-137と異なる。
•電波(Kaspi et al. 1998)でもX線でもPWNは検出されていない。
•TeVのみで光るPWN?
50
銀河面diffuse TeV放射 vs 中性鉄蛍光X線 (6.4keV line)
カラー: 6.4keV line (すざく)
コントア: 銀河面diffuse TeV
HESSJ1741
この辺
•中性鉄蛍光X線分布は、銀河面diffuse TeV放射の分布と似ている。
•HESSJ1741から、中性鉄が見つかる可能性は？
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X線新天体:SuzakuJ1740.5-3014
TeVガンマ線
すざくX線
2-10keV
A
B
•X線新天体の位置は、パルサーから明らかにずれる。(～90秒角)
•パルサーにX線無し。 パルサーはTeVガンマ線と関係ない
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X線スペクトル
– 吸収
NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2
– べきΓ=0.83(0.69~0.97)
– F(2-10keV)= 2.2×10-12 erg s-1 cm
• クリアに3本の鉄特性X線
– H状イオン@6.9keV
• 等価幅172(123~232)eV
– He状イオン@6.7keV
• 等価幅186(140~240)eV
– 中性@6.4keV
• 等価幅172(125~224)eV
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周期的時間変動
FFT解析 (XIS0+XIS3: 1-9keV band)
Folded light curve (432.1s)
2.3x10-3Hz (P=432.1±0.1s)
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SuzakuJ1740.5-3014
• 磁場を持った激変星(白色矮星連星系)
– スペクトルに3本の鉄ライン
• 中性(6.4keV), He状イオン(6.7keV), H状イオン(6.9keV)
– 432.1sの周期的時間変動
• HESSJ1741より手前。TeV放射と関係ない可能性大。
–
–
–
–
SuzakuJ1740.5: NH=1.62(1.30~1.98)x1022cm-2
HESSJ1741 :NH=4.00(1.93~7.40)x1022cm-2
距離はD～2kpc
光度L(2-10keV)=1x1033 erg/s
• 激変星の中でも、Intermediate polar に典型的な値
HESSJ1741の正体は、まだ闇の中
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今後の課題
• 他の暗黒加速器の系統的調査
• ぶつかっている星間雲を見つけ出す。
– 電波による分子雲探査を計画中
• X線とTeVガンマ線の他は？
– 特に、Fermi衛星によるGeVガンマ線は？
• 電波からX線・ガンマ線に至る広いスペクトルを、
定量的に説明する。
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TeVで暗い暗黒加速器:HESSJ1741-302
• 暗黒加速器で、TeV flux
が最も小さい部類
B
A
(Omar et al. 2008, 2009)
– F(1-10TeV) = 2e-12
erg/s/cm^2
(HESSJ1614 F(TeV)～2e11)
• 付近のパルサーと関連？
• すざくで二か所観測
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B
観測領域A
A
すざくX線
• パルサーのX線放射な
し
– HESSJ1741と関係なし
• X線新天体は白色矮星
連星系
X線新天体
– 吸収量小。Foreground
– HESSJ1741と関係なし
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領域B: X線対応天体発見
すざくX線
TeVガンマ線
HESSJ1741のX線対応天体発見
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X線対応天体のスペクトル
非熱的なスペクトル
吸収NH=4(1.9-7.4)e22 cm^-2
スペクトル∝E^-1.1 (0.6-1.8)
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HESSJ1741:X線スペクトル
• 吸収が大きい NH=4.0(1.9～7.4)x1022cm-2
– 銀河中心付近の天体 (D～10kpc)
• F(1-10TeV)/F(2-10keV) ～ 6
– TeVガンマ線の陽子起源示唆
• 小さなべき C(E) ∝ E^-1.1 (0.6～1.8)
– HESSJ1614, CTB37Bらに共通
– 効率の良い電子加速
残念ながら、HESSJ1741の正体自身は不明。
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