Transcript PPTX - 名古屋大学

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
1
通常の天文学 (乙女座銀河団)
2
X線でみると…
3
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
世界観が変わった!
4
集中講義の内容
•
•
•
•
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
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5
講義にあたって
講義中の質問、大歓迎です。
スライド中心の講義です。
ペースが早過ぎるときは、
遠慮なく言ってください。
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6
X線について
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7
電磁波
http://www.astro.isas.jaxa.jp/xjapan/xrayintro/light.html
光子E = 電磁波 hν = 電磁波hλ/c
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8
X線
http://www.astro.isas.jaxa.jp/xjapan/xrayintro/light.html
X線光子E = 0.1keV～100keV
X線天文学の慣習
軟X線: E<1keV、硬X線: E>10keV
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9
エネルギーの単位
eV: エレクトロンボルト (電子ボルト)
+1V
e
1Vの電位差で電子を
加速したときに、電子
が得るエネルギー
0V
1eV=1.6e-12 erg
=1.6e-19 J
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10
次元解析
E = hν ～ kT
4
T～10 K×[E/1eV]
E=1keVのX線の発生
＝熱的なら、10^7Kの現象が関与
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11
X線
http://www.astro.isas.jaxa.jp/xjapan/xrayintro/light.html
12.4Å
比較: ボーア半径 0.5Å
𝜆=
𝐸
(
) X線は原子と直接相互作用
1𝑘𝑒𝑉
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12
1barn=10-24 cm2
X線・ガンマ線と物質の相互作用
炭素原子
1 .光電効果
2. 弾性散乱
3. コンプトン散乱
4. 対生成
X-ray data Booklet
http://xdb.lbl.gov/
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13
断面積
古典電子半径
mc^2 = e^2/r
r = e^2/mc^2 ~ 3e-13 cm^2
トムソン散乱断面積
σ = (8π/3)r^2 = 7e-25 cm^2 ~ 1 barn
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14
光電効果
γ
光子は消滅。電子飛び出す(光電子)。
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15
光電効果
K edge
断面積
σ∝E^-3
σ∝Z^5
K edge
光子E>K edge
… K殻電子飛び出す
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弾性散乱
γ
光子のE変化なし。電子飛び出ない。
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17
コンプトン散乱(非弾性散乱)
γ
光子E減少。電子飛び出る。
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18
コンプトン散乱(非弾性散乱)
断面積 σ∝Z
原子内の電子数に比例
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19
対生成
γ
光子消滅。電子・陽電子が飛び出る。
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20
対生成
断面積 σ∝Z^2
原子の静電エネルギー
に比例
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重い荷電粒子(陽子etc)と物質の相互作用
電離損失
物質を電離しながらエネルギーを失う。
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Bethe-Bloch電離損失公式
定性的導出 W.R. Leo “Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments”
𝑧𝑒: 入射粒子の電荷 γ: 入射粒子の相対論的因子
v: 入射粒子の速度 Ne: 物質の電子個数密度
𝑣: 物質の電子の束縛振動数
me: 電子質量
もっと厳密な式は、例えば
Review of Particle Physics
http://pdg.lbl.gov/index.html
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色々な粒子の電離損失
W.R. Leo “Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments”
入射粒子v~0.96cで最少
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24
その他
• 重たい荷電粒子
–チェレンコフ放射
• 入射粒子V > c/n (n:物質屈折率)
• 軽い荷電粒子
–電離損失
• 軽いのでジグザグ運動。
• 同種粒子の散乱。
–制動放射
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宇宙の観測
H.Bradt, “Astronomy Methods”
地球大気による光の減衰
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電波の観測
大気減衰なし。ミリ波だと水分子が吸収。
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27
赤外線の観測
水、酸素などの分子が吸収。
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可視光の観測
(奇跡的に？)大気吸収がない。
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紫外線の観測
大気(窒素・酸素など)による光電吸収
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30
X線の観測
大気による光電吸収…大気圏外で観測
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ガンマ線の観測
大気によるコンプトン散乱
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大気圏外での観測
ロケット
高度～100km
数10分しか観測できない。
人工衛星
高度>500km
(例:すざく衛星…500km, 1周100分
Chandra … 16000~139000km, 1周64時間)
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33
Ｘ線天文学のはじまり
2012年は、X線天文学50周年
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34
1962年 ASE-MITのロケット実験
自転
ガイガー
カウンター
Space Science Reviews, 1965, 4, 151
35
太陽系外X線源の発見
Sco X-1, Cosmic X-ray Background
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X線放射過程
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熱的放射と非熱的放射
• 熱的放射: 電子がマクスウェル分布
–代表例: 黒体放射、光学的に薄いプラズ
マからの放射
• X線スペクトルにexp(-E/kT)の曲がり
• 非熱的放射: 電子がpower-law分布
–代表例: シンクロトロン放射
• X線スペクトルもpower-law
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38

n
Specific intensity I(ν, Ω)

ある面(法線 n )を、ある方向
(Ω)へ通過する光線(振動数ν)
のエネルギー

n
dE  I ( ,  ) cos  dAdtd  d 
単位は、例えば
[dE] = erg
[I] = erg /cm^2/s/str/Hz
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フラックス
ある面(法線 𝑛 )を単位面積・単位時間あた
りに通過する光線のエネルギー
(I(ν,Ω)を全方向で積分)
𝐹(𝜈) =
𝐼(𝜈, Ω) 𝑐𝑜𝑠𝜃𝑑Ω
単位は例えば、
[F(ν)] = erg/s/cm^2/Hz
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40
光度(Luminosity)
L(ν)
天体が振動数νの光で全方向に放射して
いるエネルギー。
単位は例えば[L(ν)] = erg/s/Hz
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41
光度とフラックス
L(ν)
距離D
フラックスF(ν)
もし天体が等方的に放射していたら、
L(ν) = 4πD^2 F(ν)
多くの場合、等方放射を仮定して、フラックス
から光度を推定。
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42
熱的X線
•光学的に厚いプラズマ
=黒体放射
•光学的に薄いプラズマ
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43
光学的に厚い天体
光子が抜け出てくるまで、何度も物質と衝突。
黒体放射
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44
黒体放射のスペクトル
H. Bradt Astronomy Methods
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45
黒体放射フラックススペクトル
kT=1keV
kT=3keV
kT=10keV
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46
X線を出す物体の温度
Ｉ(ν, T)が最大になる ν
hν_max = 2.82 kT
1keVのX線…ν=2.4e17Hz
ν_max = 2.4e17 Hzのとき、T = 2.0e6 K
数百万度以上でないとX線は出ない。
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47
黒体放射の例
• 中性子星表面からのX線
–kT~0.1keV
• 降着円盤
–多温度の黒体放射の重ね合わせ
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48
光学的に薄い場合
発生した光子が、そのまま出てくる
熱的制動放射
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49
連続成分: 熱的制動放射
•高温のため、プラズマ
状態
•電子は、マクスウェル
ボルツマン分布
•電子が、イオンの電場
で曲げられて、X線放出
50
熱的制動放射
詳細は、例えばRybicki & Lightman
“Radiative Processes in Astrophysics”
Emissivity
= 単位体積あたりの放射率
𝜀 𝑓𝑓
スペクトル
𝜀𝜈
𝑓𝑓
1
𝑑𝑊
=
= 1.4 × 10−27 𝑇 2 𝑛𝑒 𝑛𝑖 𝑍 2 𝑔𝐵
𝑑𝑡𝑑𝑉
(erg s-1 cm-3)
1
𝑑𝑊
−38 −2
=
= 6.8 × 10 𝑇 𝑛𝑒 𝑛𝑖 𝑍 2 𝑔𝑓𝑓 𝑒 −ℎ𝜈/𝑘𝑇
𝑑𝑡𝑑𝑉𝑑𝜈
(erg s-1 cm-3 Hz-1)
51
定性的理解
Emissivity
1
𝑑𝑊
𝑓𝑓
−27 2
2
𝜀 =
= 1.4 × 10 𝑇 𝑛𝑒 𝑛𝑖 𝑍 𝑔𝐵
𝑑𝑡𝑑𝑉
(erg s-1 cm-3)
イオンと電子が衝突  εff∝n_e n_i
(多くの場合n_e～n_i)
衝突回数は電子速度に比例  εff∝T^0.5
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52
スペクトルの例
 
ff
dW
dVdtd 
 6 . 8  10
 38

T
1
2
2
n e n i Z g ff e

hv
kT
曲がり方温度。
光度ne ni V
𝑛𝑒 𝑛𝑖 𝑉:
emission integral
(emission measure)
kT=1keV
kT=3keV
kT=10keV
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53
輝線: 特性X線
γ
空席が発生
•衝突で励起
•光電効果
特性X線
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54
輝線: 特性X線
特性X線のエネルギー
γ
•どの殻からどの殻へ
落ちるか。
•原子内のその他の
電子の状態
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55
特性X線の呼称
微細構造も含めて
Kα線
L殻  K殻
Kβ線
M殻K殻
Lα線
M殻  L殻
Lβ線
N殻L殻
など
©X-RAY DATA BOOKLET
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56
電子が出る時もある
空席が発生
•衝突で励起
•光電効果
オージェ電子
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57
特性X線を出す確率 (蛍光収率)
©X-RAY DATA BOOKLET
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58
特に重要な特性X線
例:天の川銀河中心X線
•6.4keV線
中性Fe Kα線
•6.7keV線
He状イオンFe Kα線
•6.9keV線
H状イオンFe Kα線
Koyama et al. 2007, PASJ, 59, 245
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59
どんなイオンになっているか
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60
Seward,
F. & Charles. P. “Exploring the X-ray Universe”
二電子性再結合
ν
この場合は、ヘリウム状イオンのKα線より、
少しだけエネルギーの低いX線が出る。
サテライト線
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61
連続成分: free-bound放射
γ
自由電子が捕まった場合
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62
Free-bound放射
0
電子の
運動E
の範囲
光子数
E
スペクトル
電子の運動E
の範囲
-Eb
Eb
F-B放射からも温度がわかる。
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E
63
光学的に薄い高温プラズマのX線放射
連続成分
制動放射、FB遷移
輝線成分
サテライト線なども全て考慮
X線天文業界でメジャーなプラズマモデルは、
MEKAL、APEC、Raymond-Smithなど。
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64
プラズマX線放射モデルのパラメター
• 温度
– 衝突電離平衡プラズマの時は、
kT_e = kT_p = kT_イオン化
– 衝突電離非平衡 … 超新星残骸など
各種の温度が異なる。
nt: 密度×電離時間もパラメター
• アバンダンス
– 各原子の存在比(n_z/n_p)。太陽組成や宇宙
組成が基準。
• Emission Integral
– n_e n_p V 明るさを決める(normalization)
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65
太陽組成比の例
X線天文で良く使う、Anders & Grevesse
Anders E. & Grevesse N. (1989, Geochimica et Cosmochimica Acta 53, 197)
個数密度比(n_Z/n_p)。水素Hを1として、
Mg: 3.80e-5
He: 9.77e-2
Si: 3.55e-5
C: 3.63e-4
S:1.62e-5
N: 1.12e-4
Ar: 3.63e-5
O: 8.51e-4
Fe: 4.68e-5
Ne: 1.23e-4
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(代表的なものだけ)
66
等価幅
I
ライン強度
IL erg/s
EL
連続線強度
IC(EL) erg/s/eV
E(eV)
等価幅
EW = IL/I(EL) eV
等価幅
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67
等価幅とアバンダンス
連続成分強度 IC(EL)∝nenp
ライン強度 IL∝ nenion
𝐼𝐿
𝑛𝑒 𝑛𝑖𝑜𝑛 𝑛𝑖𝑜𝑛 𝑛𝑍
𝐸𝑊 =
∝
=
∝
𝐼𝐶 𝐸𝐿
𝑛𝑒 𝑛𝑝
𝑛𝑝
𝑛𝑝
等価幅はアバンダンスを反映
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68
APECモデルによる計算例
アバンダンス
1 solar
kT=1keV
kT=3keV
kT=10keV
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69
6~7keVの鉄の特性X線あたり
kT=1keV
kT=3keV
kT=10keV
6.7keV輝線
は、多くの
微細構造線
サテライト線
の混合
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70
1keVあたりを拡大
kT=1keV
ライン放射の
寄与が大。
主に鉄。
kT=1keV
kT=3keV
kT=10keV
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71
高温プラズマのcooling curve
Seward, F. & Charles. P. “Exploring the X-ray Universe”
Cooling rate = P×n_e n_i V
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72
光学的に薄い高温プラズマ放射の例
•
•
•
•
超新星残骸
楕円銀河
銀河団
星のコロナ
などなど、枚挙にいとまがない。
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73
非熱的X線
代表例:シンクロトロン放射
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74
Power-law 型スペクトル
Log N
N
非熱的な放射の場合、電子のエネルギー分
布はpower-law型をしている場合が多い。
Log N∝-p LogE
N∝E^-p
E
power-lawを生みだす機構
…例えばフェルミ加速
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Log E
75
シンクロトロン放射
相対論的電子が、
磁場に巻きついて
放射
http://www.isas.ac.jp/ISASnews/No.201/micro.html
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76
サイクロトロン振動数
p
𝑣
𝑝𝜔 = 𝑒 𝐵
𝑐
𝑒𝑣𝐵
𝜔=
𝑝𝑐
電子が遅い
電子
ωΔt
B
☉
𝑒𝐵
𝑝 = 𝑚𝑣 𝜔𝐵 =
𝑚𝑐
電子が相対論的 𝑒𝐵
𝑝 = 𝛾𝑚𝑣 𝜔𝐵 =
𝛾𝑚𝑐
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77
シンクロトロン周波数
2
𝛾
𝑒𝐵
𝐸
定性的 𝜔c ∼ 𝛾 3 𝜔𝐵 =
=
𝑚𝑐
𝑚𝑐 2
詳しくは 3 𝛾 2 𝑒𝐵
𝐸
17
𝜔c =
∼ 1.0 × 10 𝐻𝑧
2 𝑚𝑐
1𝑇𝑒𝑉
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2
2
𝑒𝐵
𝑚𝑐
𝐵
1𝑚𝐺
78
粒子の速度が遅いとき(サイクロトロン放射)
Rybicki & Lightman “Radiative Processes in Astrophysics”
観測者が見る電場
t
周波数分布
ω/ωB
ωB=qB/γmc
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79
粒子が中間速度
観測者が見る電場
周波数分布
ω/ωB
ωB=qB/γmc
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80
粒子が相対論的(シンクロトロン放射)
観測者が見る電場
0.29ωcぐらいでピーク
周波数分布
ωc/ωB
ω/ωB
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81
電気双極子放射
2 −3
放射率P (erg/s): 𝑀𝐿 𝑇
1 3
2 2
−1
電荷e (esu): 𝑀 𝐿 𝑇
加速度 a (cm/s2): 𝐿𝑇 −2
光速 c (cm/s): 𝐿𝑇 −1
次元解析: 𝑃 ∝
𝑒2 2
𝑎
3
𝑐
ちゃんとやると、𝑃 =
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2𝑒 2 2
𝑎
3
3𝑐
82
1個の電子のシンクロトロン放射
放出される光子の平均的なE(erg)
2
𝐸~ℎ𝜔𝑐 ∝ 𝐵 𝐸
放射率P(erg/s)
2
2
2𝑒 𝑒𝛾𝛽𝐵
2 2
𝑃= 3
∝𝐵 𝐸
3𝑐
𝑚
(粒子の静止系で電場=𝛾𝛽𝐵)
磁場との角度が色々な粒子がいるので、
2
4𝑒 𝑒𝛾𝛽𝐵
𝑃 = 3
9𝑐
𝑚
2
E
= 2.54 × 10 𝑒𝑉 𝑠
1TeV
3
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2
B
1mG
83
2
シンクロトロン放射のスペクトル
Power-law分布(∝E^-p)をしている電子が
シンクロトロン放射をすると、
F(E) ∝ E^-Γ
Γ = (p+1)/2
[F] = photons/s/cm^2/eV
放射スペクトルもpower-law。
べき Γ : photon indexと呼ぶ。
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84
Power-law放射の定義の違い
業界(波長)により定義が違うことがある。
電子がE^-pの分布のとき、
S(ν)∝ν^-α : α=(p-1)/2
[S] = erg/s/cm^2/Hz
電波業界で主に使用
F(E)∝E^-Γ : Γ= (p+1)/2 = α+1
[F] = photon/s/cm^2/eV
X線業界で主に使用
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85
シンクロトロンX線放射の例
• パルサー風星雲
• 活動銀河核のジェット
• 超新星残骸
などなど
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86
X線放射過程は他にもたくさん
• 荷電交換反応
• 非熱的電子による低エネルギー光子の逆
コンプトン散乱
• 熱的電子による低エネルギー光子の逆コ
ンプトン散乱
• 非熱的電子による制動放射
• 電子がPower-law分布でない非熱的放射
などなど。
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87
X線検出技術
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88
X線の検出: 比例計数管
ν 窓(Beなど)
アンプ
芯線
希ガス(Arなど)
+少量の混ぜ物(CH4など)
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R
1000～2000V
89
動作原理
ν
Zが大きくて気体
希ガス
光電効果
電離損失
(一次電子雲)
比例係数管の電
場で加速。
衝突電離で増幅
(二次電子雲)
なだれ増幅
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90
入射光子のエネルギー測定
出力電圧(V)
∝二次電子数 N
∝ 入射光子 E(=hν)
エネルギー分解能ΔE/E
∝ ΔV/V
∝ ΔN/N
(ガイガーカウンター: 感度をあげるため、電圧をうんと
上げる。そのため、NとEが比例しない。)
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91
エネルギー分解能
一次電子数 N’ ∝ E/W (W～20eV)
ΔN’ ∝ sqrt(N’) = sqrt(E/W)
ΔN’/N’ ∝ sqrt(W/E)
二次電子N
ΔN/N = sqrt (W/E + なだれ増幅ゆらぎ….)
実際の比例計数管は、ΔE/E ～0.1 (@5keV)
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92
位置を測定
ν
V1
x
V2
大きな抵抗を持つ芯線
L
x/L ～ V2/(V1+V2)
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93
エネルギー分解能をあげる
二次電子数N
ΔN/N = sqrt (W/E + なだれ増幅ゆらぎ….)
•
•
Wが小さい
なだれ増幅しない
 半導体検出器
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94
例:pn型半導体
n
ν
p
空乏層中の
光電効果、電離損失
で一次電子雲発生
一次電子数N = E/W
W=3.6 eV
増幅しなくても良い。
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95
半導体検出器と比例計数管の比較
半導体検出器(Si)
比例計数管
Mn KαとKβ
分離できない。
Mn Kα
5.89keV
Mn Kβ
6.49keV
©大野喜明修士論文@大阪大学
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96
X線CCD
1pixelが一つの半導体検出器
エネルギー分解能が良い。
位置分解能も良い。
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97
時間分解能
読み出し回路を各ピクセル毎に作れない。
バケツリレー
時間分解能に劣る (例:すざく衛星8秒)
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98
長所短所
時間
例
エネル 空間
ギー
分解能 分解能
分解能
比例計数管 ×
△
○
Einstein, ROSAT, ぎんが,
etc.
X線CCD
○
○
×
あすか、すざく、
Chandra, XMMNewton ,etc
もちろん、検出器は他にもたくさんあります。
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99
X線反射鏡
金属板のバームクーヘン。薄く当てて反射。
金属と光
プラズマ振動数
金属内の自由電子の反応スピード
次元解析
−1
プラズマ振動数 𝜔𝑝 = 𝑇
1 3
2 2
電荷 𝑒 = 𝑀 𝐿 𝑇 −1
電子数密度 𝑛 = 𝐿−3
電子質量 𝑚 = 𝑀
𝜔𝑝 =
𝑛𝑒 2
𝑚
X-ray 𝜔 > 𝜔𝑝 遮蔽が効かず、金属に侵入。
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101
金属の屈折率
X線領域では、𝑛 =
1−
𝜔𝑝 2
𝜔
<1
すれすれ入射で全反射
𝜔𝑝 の大きい金属=貴金属(Au、Pt etc)を使用
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102
活躍中の主要X線天文衛星
すざく衛星(日本) 2005年7月～
総重量1.7t
消費電力660W
全長6.5m
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103
すざく衛星搭載機器
X線望遠鏡
(XRT)
X線CCD (XIS)
+
硬X線検出器(HXD)
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104
X線望遠鏡(XRT)+X線CCD(XIS)
• 表面照射型(FI) 3台 (現在2台;1台故障)
– E>2keVの有効面積大
• 裏面照射型(BI) 1台
– E<2keVの有効面積大
• 角度分解能～2分角
• エネルギー分解能～130eV@6keV
• 有効面積～160cm^2 (FI), 110cm^2 (BI) at 8keV
バックグラウンドノイズが低い。
高エネルギーdiffuse放射の検出が得意。
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105
硬X線検出器(HXD)
• 半導体検出器(PIN) + シンチレーター(GSO)
– PIN 10—70keV
– GSO 40—600keV
• 時間分解能 61μs
• 画像は取れない (光学系なし)
低いバックグラウンドノイズ。高エネルギー
放射の検出が得意。
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106
アメリカ: Chandra衛星
•全長14m, 4.6トン
(すざく 全長6.5m, 1.7トン)
•スペースシャトル コロンビアで1999年打ち上げ
107
Chandra衛星の特徴
かに星雲: Chandra衛星
ROSAT衛星
X線望遠鏡+X線CCD
綺麗なX線画像
108
ヨーロッパ: XMM-Newton衛星
•全長10m , 3900トン
•アリアンVロケットで、1999年打ち上げ
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XMM-Newton衛星の特徴
X線望遠鏡+X線CCD
空の何も無い所を
長時間見た結果
•全てブラック
ホール
暗い天体まで
よく見える。
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