1 / 23

銀河団 非熱的な現象を求めて

銀河団 非熱的な現象を求めて. 宇宙科学研究本部 中澤　知洋 深沢泰司（広大理）、牧島一夫（東大理）、ほか. 　　銀河団とは？. ○ 　銀河団＝宇宙最大の天体 （自己重力系）. ○ Coma 銀河団（可視光＋ X 線 ）. M.Watanabe et al. ○ 　銀河団の 3 大構成要素. 「ダークマターの重力ポテンシ ャル」 の中に、 「星＝銀河」 と、 大量の 「銀河間ガス」 が閉じ込 められた系。. ２度 ( ～ 3 Mpc). X 線温度ムラ. 銀河団に広がる高エネルギー電子 ー第 4 の主要な要素？ー. X 線コントア.

andres
Download Presentation

銀河団 非熱的な現象を求めて

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 銀河団非熱的な現象を求めて 宇宙科学研究本部 中澤　知洋 深沢泰司（広大理）、牧島一夫（東大理）、ほか

  2. 　　銀河団とは？ ○　銀河団＝宇宙最大の天体 （自己重力系） ○Coma 銀河団（可視光＋X線） M.Watanabe et al. ○　銀河団の3大構成要素 「ダークマターの重力ポテンシ ャル」の中に、「星＝銀河」と、 大量の「銀河間ガス」が閉じ込 められた系。 ２度 (～ 3 Mpc)

  3. X線温度ムラ 銀河団に広がる高エネルギー電子 ー第4の主要な要素？ー X線コントア 電波グレー 可視光写真 Mpcスケールの拡がった シンクロトロン電波 ３Mpc

  4. 電波 スペクトル Coma銀河団の電波ハロー＋硬X線 ○　電波ハロー  GeV 電子のシンクロトロン放射 ○　銀河団からの硬X線放射  CMBの逆コンプトン？ Coma-C 1.4 GHz image 熱的な成分（ガス） 超過成分 BeppoSAX X線スペクトル Coma銀河団 ２度 (～ 3 Mpc) 10 50 keV →40余りの銀河団で確認 Coma銀河団

  5. Coma銀河団の電波ハロー＋硬X線 ○　電波ハロー  GeV 電子のシンクロトロン放射 ○　銀河団からの硬X線放射  CMBの逆コンプトン？ Abell２２５６銀河団

  6. HCG62銀河群 Fukazawa, nakazawa et al 2001 X-ray spectra 可視光＋X線 イエージ 超過硬X線 kT=1.03+/-0.02 keV Z=0.13+/-0.01Zsol Chi2=241/74 4分 ・2.5 keV以上でfitすると、 1 keV 付近で合わない ＋ kT=2.35+/-0.5 keV 15分 ⇒　強い超過ハード成分

  7. X線温度ムラ NeXTで狙える非熱的な現象 →Mpc スケールの動的な宇宙 １：銀河団ガスのバルクモーション/対流 →ドップラー測定。「動的な銀河団像」 ＊銀河団形成、巨大なプラズマの渦、、 ２：相対論的な電子からの放射 シンクロトロン光度　∝　Ub×Ue 逆コンプトン光度　∝　Ucmb×Ue Ucmbは既知→Ue, Ub全て分かる！ 参考： ・f(sync)=4.2(B[uG]) γ^2 [Hz] →γ=18000 @ 1GHz, 1uG →γ= 9300 @ 365 MHz, 1uG ・f(IC)=4/3 f(seed) γ^2 [Hz] →γ=10500 @ 100 keV,CMB(7e-4 eV) 硬X線 電波

  8. メインじゃない話題：　動的な銀河団 例：A2319　銀河団の 　　シミュレーション 乱流による広がり? ガスの動き? ハードX線？ A3667銀河団の温度ムラ （Newton） Mpc スケールの運動、 非熱的なエネルギー B. Ulrich et al 合体・衝突で渦巻く銀河団ガス？

  9. 銀河団からの硬X線観測の意義 ○「硬X線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」 問題点 ・SAX　のみた硬X線が、明るすぎる。嘘？ Ue=4 uG相当、Ub=0.15uG（？）←RMでは 3uGくらい ・本当にシンクロトロン＋逆コンプトンなの？？ ・電波の観測はOK→MpcスケールのGeV電子は存在する。 しかしながら、そもそもMpcスケールに電波ハローが拡がっ ていることが説明困難。拡散の問題。 　　　　　　　　　　　　　　　→「そこら中で加速」とか、、 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　あるいは「電子じゃない」とか、、 　　　　　　　　　　　　　　　　　つまり、放射機構も加速機構も、 　　　　　　　　　　　　　　　　　なぞなぞなぞ、、、、、

  10. 銀河団からの硬X線観測の意義 ○「硬X線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」 ＜単純な考え＞ HXI：イメージング with 電波　→　 ・相対論的な電子の分布、磁場の分布 SGD：スペクトル 300 keVまで？広い視野　→ ・銀河団ハードの検証・検出　確定作業＆「沢山」でできること ・スペクトルを電波と比較→放射機構 ＜ひねった考え＞ 電子の密度/ベキの分布から →その電子を生成しているものへの 厳しい制約 →陽子か？（内山講演参照） 10’ Mpc A3667NW Relic　電波

  11. 銀河団からの硬X線観測の意義 １：陽子。 γ=10000の電子の寿命は、1e8 yr、γ=300くらいでは1e10 order →陽子は、m_e/m_p　で　「ハッブルタイム以上」 「電子の背景にいる、陽子に迫れないか？」 SNR、リッジなど、「似通った」天体からの演繹も利用 → Diffusive Acceleration　の物理の一環として、 最大の天体としての「銀河団」 ２：銀河団形成における、エネルギーの散逸・抽出・拡散 →宇宙の大規模構造の進化のエナジェティクス

  12. じゃあ、NeXTで見えるの？ Abell３６６７ Coma銀河団 熱的成分の 分離 →端、やや低温 A3667 NWレリック SAXの結果は 怪しいかも、、 A２２５６銀河団 じゃあ、電子と磁場の エネルギーが、 等分配だと思って計算しても 見える天体はないの？？

  13. Astro-E2、INTEGRAL、NeXT の感度 連続成分：100 ks　観測、5’x5’の広がり A3667NWレリック Coma銀河団 full HCG62 full INTEGRAL 悲観的に計算しても ぎりぎり見える！ HCG62 5’x5’ 「均一」計算でもOK →「ムラムラ」なら余裕 π0ガンマ？ Astro-E2 Coma銀河団 5’x5’ そして GLAST NeXT ムラムラ万歳！！

  14. 銀河団の形成、合体における、非熱的なエネルギー生成。銀河団の形成、合体における、非熱的なエネルギー生成。 電子だけで考えると、総エネルギーは 熱的な成分の１％～0.01％以下程度に見えるが、 陽子を考慮するともっと多い？ 銀河団の中では、相対論的な陽子は、冷却もされず、 逃げ出しもせず、いつまでもたまってゆく。（ごく自然なこと） 銀河団誕生から、現在にいたるまでの全ての ハッブル時間にわたる非熱的なエネルギーの溜まり場。 →　相対論的な電子は、2次電子？ GLASTと共同で、広い帯域を見る。NeXTは撮像が売り。 　　　（ただし、SAXを信じると破綻）→高精度の観測必須。 ハドロニックな 相互作用の世界

  15. おしまい、、 銀河団は。 言って見れば、銀河団から「物理」の第1要素的な 抽出は向いていない。暗いから。 しかし、「加速器天文学」の「展開」の先として、 実に魅力的。宇宙最大。大規模構造の進化。天体形成。 扱える程度には、明るい。見える！ 本日のメインの１つ NeXTの旗印は何だ？？

  16. NeXTへの要求 ○　銀河団、SNR（の一部）、リッジとか→ ・Diffuse への感度＝有効面積＋低いBGD ・折れ曲がりを見る帯域。数百keVまで？ ・CCDや分光計との協力は？必要？？ ○　核ガンマ→ ・同上＋優れたエネルギー分解能 ・?? MeVまでの帯域 ○　パルサー→ ・時間分解能＋偏光？ ○　BH、AGN、WD、NS→ ・点源への感度＝角分解能＋面積＋低いBGD ○　銀河の進化 ・HXIでの探査。 Compton thickなAGN＝成長するAGN？ 典型的な サイズは？ 狙うラインのエネルギーは？

  17. 古沢さん、前田さん、岡島君ほかと共同 一部修正込み HXI感度計算 ○パラメータ ・XRTHPD=30’、60cmφx4、FL=12m ・Det NXB CCD = 4e-4 c/s/keV/cm2 CdTe pix = 1e-4 c/s/keV/cm2 ・Confusion 0.1src/HPD ・混入限界 ・CXB３σ ・NXB３σ ・5 photon 0.1 mCrab 　　　　～ULX Gal. Cen. 5x5min Diffuse Src Point Src →硬X線バンドの感度を支配する のは検出器のNXB！（点源でも）

  18. 銀河団からの硬X線観測の現状 ○　ハードX線は２天体のみ (by SAX) ○　感度のギャップ＠10 keV 名前 電波(1.4 GHz)硬X線 [erg/s/Hz/cm2] [erg/s/cm2] Coma 32.0e-13 2.2e-11 A2319 8.5e-13 （<2e-11） A2256 1.9e-13 1.2e-11 A2255 2.0e-13 -- A2218 0.2e-13 -- 電波ハローを持つ銀河団（近い順） 集光なし、BGD高い、天体暗い ・銀河団の硬X線は、20～30 keV 以下では熱的放射に隠れる ・10 keV　以上では検出器の感度が２桁劣る ⇒　銀河団の硬X線の観測は困難、イメージもない

  19. ・Cluster and group of Galaxies: cluster merger event, gas bulk motion, turbulence, acceleration … Coma cluster: hard excess A3667 cluster : merging Radio relic (Roettinger et al) Temperature distribution (B. Ulrich et al.) Temperature distribution (M. Watanabe et al.)

  20. 中心付近の銀河数との弱い相関？ ○ NGC4325群＝ハード成分なし ハードあり ハードなし 銀河１こ 300 kpc 中心 50 kpc 以内の銀河の数 ハードの兆候 ・示さないもの 　単独の孤立した銀河 ・示すもの 　中心に複数の銀河 ○ RGH80 群＝ハード成分あり 銀河２こ ⇒銀河群の進化との関係？ 300 kpc

  21. 硬X線の広がり ○　半径方向の輝度分布 Gas(0.5-4 keV) Hard Excess (4-8 keV) PSF 中心銀河からの距離（分） ・硬X線は、広く分布しており、（単一の）点源ではない。 ・高温ガスと良く似た広がりをもつ。

  22. New X-ray Telescope (NeXT) 計画（2010-?） 「広帯域＋高精度分光」 ・80 keV までの硬X線イメージ ・高精度分光 ・600 keV まで感度１桁向上 →非熱的な物理に迫る ・Astro-E2とNeXTの有効面積 撮像・集光 非撮像 ・多層膜スーパーミラー ・CCD+CdTe 撮像カメラ ・TESカロリーメータ ・狭視野コンプトンカメラ など（案） 撮像 非撮像

More Related