Transcript Document

ローブからのX線 ～ジェットのエネルギーを測る～
詳しくは、
天文月報
2004年
7月号をご
覧ください。
磯部 直樹（ISAS/JAXA; [email protected]）
田代信、鈴木雅也、阿部圭一、伊藤光一 （埼玉大）、牧島一夫 （東京大学） 他
3. ローブ中のエネルギー
電波は
ローブ中のエネルギー密度
強度 FR
∝ ue
磁場のエネルギー密度 um [erg cm-3]
シンクロトロン放射 : 電子 vs 磁場
中心核
um V
X線は
逆コンプトン散乱 : 電子 vs 種光子
ローブ
ホットスポット
ジェット
強度 FX
ローブは、
ジェットの運搬した膨大なエネルギーの貯蔵庫
その担い手は、（非熱的）電子（粒子）や磁場
△ 中心核からの光子(小さいローブ)
☓ シンクロトロン（いわゆる SSC）
小さなローブ
(< 100 kpc)
30 mG
3 mG
大きなローブ
(> 300 kpc)
0.3 mG
ue ∝ FX / V , um ∝ FR / FX
電子のエネルギー密度 ue [erg
電子の全エネルギー ueV [10 60 erg]
cm-3]
(赤いデータ点はわれわれの結果、文献から引用した黒いデータ点は他の研究者の結果を表す)
ue, um, usoft はローブ中の電子、磁場、種光子
（ほとんどの場合CMB) のエネルギー密度、
V はローブの体積である。
ローブでは電子優勢である。
ue ～ 10 um
エネルギー密度は
5桁程度のばらつきを持つ。
大きなローブほど
エネルギー密度は小さい
検出は結構困難である。
ローブからのXはフラックスが小さい
銀河団中だと不可能
明るい中心核に埋もれてしまう。
ハードなスペクトルを持っている。
2桁程度のばらつきしかない
ローブの進化に伴い、
エネルギー密度は小さくなるが、
全エネルギーはあまり変化しない。
中心核とローブの関係
電子の全エネルギー ueV [10 60 erg]
感度・空間分解能、広エネルギー帯域
を併せ持つ検出器が必須
「あすか」が初めて克服
電波銀河Fornax AのX線カラー画像（中心核は取り除いた）に電波
の等高線画像を重ねたもの。ローブから広がったX線が検出されて
いるのがわかる。(Kaneda et al. 1995, Tashiro et al. 2001)
Chandra, XMM-Newton による発展
Chandra : 超高空間分解能
小さなローブも観測できる。
全エネルギーは
磁場の全エネルギー umV [10 60 erg]
ローブからジェットの
エネルギーを測ろう
「あすか」による「発見」
usoft V
種光子は
○ 宇宙背景放射(CMB)
電波銀河Cygnus Aの電波画像 (Perley et al. 1984)
2. ローブからのX線
∝ ue
ローブ中の全エネルギー
磁場の全エネルギー umV [10 60 erg]
1. ジェットとローブ
どうやって？
中心核のX線ルミノシティ L 2-10 keV [1040 [erg s-1 ]
中心核のX線ルミノシティ L 2-10 keV [1040 [erg s-1 ]
XMM-Newton
大有効面積
高検出感度
広エネルギー帯域
中心核と磁場エネルギーに
明確な関係はない
中心核が活動的なほど、
ローブの電子エネルギーも大きい
ジェットのパワー Ljet [1040 [erg s-1 ]
4. ジェットのエネルギー
暗いローブも検出可能
小さくても観測可能
Chandraによる電波銀河3C 452のX線カラー
画像に、VLA 1.4GHzの電波画像を重ねたもの
XMM-Newtonによる電波銀河3C 98のX線
カラー画像(中心核は差し引いてある)に、
VLA 8.4GHzの電波画像を重ねたもの
現在のところ15個程度のローブで X線が検出されている
ローブ中の電子は
放射冷却(シンクロトロン電波と逆コンプトンX線)
でどんどんエネルギーを失っている。
放射冷却を補うエネルギーをジェットが供給して
いるから、ローブはローブでいられる。
ローブのエネルギーからジェットの運ぶ
力学的なパワー（ルミノシティ）が分かる。
Ljet =100 LX
Ljet = LX
Ljet = (ueV + umV) / Tcool x (1+k)
Tcool : 冷却時間(電波とX線による)
( k : 陽子などの“見えない” 粒子の効果 )
中心核のX線ルミノシティ L 2-10 keV [1040 [erg s-1 ]
z = 0.006 - 0.7
a = 0.6 – 1.1
電波のスペクトル指数の分布
中心核ルミノシティと
ジェットパワーはよく相関している。
ジェットの力学的なパワーは、
放射と同程度以上に重要である。
80 - 1000 kpc
ローブの大きさの分布
赤方偏移の分布
5. ASTRO-E2に向けて ～ ローブの膨張速度を測る ～
中心核 は、
質量降着で輝いているはず。
ジェットも質量降着で駆動することを
示唆していると考えられる。
電波銀河Centaurus A : 我々から最も近い活動銀河(距離3.4 Mpc)
複雑なローブ構造を持つ(4x8°のアウターローブ, ミドルローブ, インナーローブ )
X線観測では、ふるくから温度0.3 keV程度のISM, 北東ジェット, 多数のX線連星などが検出
6.4 keVの輝線幅 [keV]
100 sec観測で予想されるXRSスペクトルと、そこから決まる
プラズマ温度と6.4 keV輝線の幅のConfidence Contour
XRS視野
(約3分角)
Chandra による Centaurus A
インナーローブのX線画像
(0.4-2 keV;Kraft et al. 2003)
XMM-Newton によるインナーローブの
X線画像(0.5-2 keV)に2.4 GHzの電波
画像を重ねたもの(Kraft et al. 2003)。 Centaurus A南ローブの描像
南インナーローブの端に、
X線で明るいシェル状の領域が確認できる。
スペクトルは、ISM(0.3 keV)より十分に高温な、
温度 3 keV程度の熱的プラズマで再現できる。
ISM中をローブが2400 km s-1 程度の超音速
膨張することで衝撃波が生じ、ISMを加熱して
いると考えられる(Kraft et al. 2003)
しかし、光子指数G=2の
非熱的放射も棄却できない。
ASTRO-E2による観測が重要
100 ksecの南インナーローブ
の観測時間を確保
6.4 keV
付近を拡大
4500 km s-1
3000 km s-1
膨張速度 1500 km s-1
プラズマ温度 kT [keV]
ローブの膨張速度 2400 km s-1
ローブの膨張速度がわかると…
ローブがISMに行う仕事量が求められる
(仕事率 = 圧力 x 表面積 x 膨張速度)
ローブの膨張がどの程度ISMを加熱
できるかがわかる。
6.4 keV輝線の幅 50 eV
XRSなら測定できる！
たとえば、
銀河団クーリングフローを抑制する
機構になりうるかもしれない。