総研大短期スクール 「銀河系とダークマター」 2009 「すざく」衛星による粒子加速域の探索

1. 総研大短期スクール「銀河系とダークマター」2009「すざく」衛星による粒子加速域の探索総研大短期スクール「銀河系とダークマター」2009「すざく」衛星による粒子加速域の探索 堂谷忠靖 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部 （共同研究者　馬場彩）

2. 目次 • X線天文の歴史と「すざく」衛星 • X線天体と質量降着 • 超新星残骸の非熱的放射 • 衝撃波の基礎 • 宇宙に見られる様々な衝撃波 • 衝撃波と粒子加速 • 超新星残骸からのＸ線放射とTeVガンマ線放射 • コンパクト天体での粒子加速

3. 地球大気を透過する電磁波の窓 可視 紫外 ガンマ線 Ｘ線 赤外 電波 人工衛星 大気圏外からの電磁波がどの高度まで到達できるか ロケット 大気圧 高度 気球 波長

4. Ｘ線天文学の始まり ジャコーニ博士 1962年ロケット実験 Sco X-1 Ｘ線背景放射

5. ウフル衛星 ブルーノ・ロッシ 1970年打ち上げ 初のX線天文衛星 全天を観測し、339のX線天体を観測

6. 白鳥座X-1：ブラックホールの発見 Ｘ線天体の場所の特定 ウフル衛星 ロケット実験 小田稔 可視光での観測 スダレコリメータ 連星周期5.6日 太陽の10倍の質量 太陽の33倍の質量 50km/s ブラックホール 想像図

7. ペンシルロケット水平発射 ロケット事始め 1955年前後 ペンシルロケットを組み立てる糸川英夫

8. 日本初の人工衛星「おおすみ」打ち上げ 「おおすみ」 1970年2月11日 鹿児島県内之浦

9. 日本のX線天文衛星 1970 1980 1990 2000 2010 2020 はくちょう てんま ぎんが あすか (Failed) Astro-E すざく Astro-H IXO

10. 「すざく」衛星 我が国５番目のＸ線天文衛星 打ち上げ: 2005年７月10日 ロケット： M-V 軌道：高度570km、傾斜角31度重量：1700kg 電力：1400W 日米国際協力による開発 目的 広帯域（軟Ｘ線からγ線）かつ高エネルギー分解能でX線天体を観測する。 射場クリーンルームでの「すざく」

11. 『すざく』衛星断面図 6.5m Extension Ｘ線反射鏡（５台） 1.9m 硬X線検出器 （Ｘ線反射鏡は使用せず） Ｘ線CCDカメラ （４台） マイクロカロリーメータ （トラブルのため使用不可）

12. Emission line due to ionized Fe atom. PIN Diodes 100 GSO/BGO phoswich counters Intensity of Radiation Absorption due to interstellar gas surrounding the black hole 10 X-ray CCD Camera 1 Hard X-ray Detector 「すざく」のデータ例: Cen-A • By the HXD team for the press release Deconvolved spectrum

13. Ｘ線で見るアンドロメダ銀河

14. Ｘ線連星系からのＸ線放射 ブラックホール 中性子星 Ｘ線放射 超高温プラズマ （一千万度） ＋ 通常の星 光度：太陽の数万倍の明るさ 近接連星系 星のエネルギー源 • 主系列星：核融合エネルギー（水素→ヘリウム） • Ｘ線連星：重力エネルギー

15. Compact starへの質量降着 重力エネルギーを取り出すには、何かを落下させる事が必要 質量供給源：伴星 ← Roche-lobeを満たす Roche-lobeを溢れたガスがLagrange点を通りNS/BHに流入 ブラックホール(BH) 中性子星(NS) ロッシュローブ 中性子星 ブラックホール 通常の星 ロッシュローブを溢れるガスが作る降着円盤の想像図

16. 連星系のポテンシャル構造 ラグランジュ点 連星系とともに回転する回転系で考える L1, L2, L3：鞍点（不安定） L4, L5：極大点（安定） L4 L2 L1 L3 L1を通る等ポテンシャル面 L5 ロッシュローブ 各々の星の重力圏に対応

17. 重力ポテンシャルの比較 参考 水素の核燃焼（H-->He)：0.7% *10M⦿ブラックホールのシュバルツシルド半径

18. ブラックホール 降着円盤：重力エネルギーを熱に変換 重力エネルギー 降着円盤 熱エネルギー 高温の円盤 X線放射

19. 降着円盤の標準モデル 中心天体 特徴 降着円盤 • 軸対象で薄い • ガスは基本的にケプラー運動 • 半径方向にゆっくり落下 • 各部が黒体放射 中心＝速度大 外周＝速度小 異なる半径間で速度差 隣り合う流れに速度差がある 摩擦により運動エネルギーが熱に変化

20. 降着円盤での熱生成 降着物質が　　だけ落下したとすると‥‥。 重力エネルギーの減少分 = 回転エネルギーの増分 + 熱への転換分 半分は運動エネルギーの増分 もう半分は熱に変化 重力ポテンシャル

21. 降着円盤の温度 質量降着率 の間で発生する熱 = これを黒体放射として放出 これから、降着円盤の温度は 典型的な値を代入して 降着円盤（の内縁付近）からは１keV程度のX線が放射される

22. X線観測 降着円盤のエネルギースペクトル 降着円盤 中心天体 異なる温度の黒体放射の重ね合わせ 黒体放射 黒体放射 黒体放射 放射強度が1/3に比例 降着円盤に特徴的。 多温度円盤放射

23. 観測されたエネルギースペクトルの変化例 Ｘ線新星GS2000+25 (Ginga) 2成分の存在 ＝ 熱的な成分 ＋ ベキ関数成分 1. 熱的な成分 降着円盤からの輻射で、多温度黒体輻射。 2. ベキ関数成分 高温プラズマによる、逆コンプトン散乱成分。 Tanaka 1992, Ginga Memorial Symposium エネルギー（キロ電子ボルト）

24. 降着円盤のパラメータの時間変化 降着円盤内縁の半径が一定 Ｘ線光度 降着円盤がシュバルツシルド半径の３倍で切れている 内縁温度 ２成分フィッティング 内縁半径 シュバルツシルド半径の３番 アウトバーストからの経過日数

25. 「すざく」で観測したCyg X-1のlow/hard state 降着円盤成分：Diskbb 逆コンプトン成分：compps 鉄輝線：Gaussian 0.1 1 10 100 1000 Energy (keV)

26. Low/Hard状態の降着円盤 Hot plasma: patchy structure Inner disk radius 330km 250km 200km 75km Reflection fraction: Seed accretion disk does not intrude deeply into the hot corona. Disk line -disk is largely retreated from 3rs in the low/hard state. (i=45 deg, emissivity ∝ r -3)

27. Ｘ線の全天マップ 赤：0.1–0.4 keV、緑：0.5–0.9 keV、青：0.9–2 keV

28. 大マゼラン雲で発生した超新星SN1987A

29. 超新星爆発の分類 Ia型 II, Ib, Ic型など 白色矮星の近接連星系 大質量星の死 ∞ 全エネルギー：　1044 J 放出ガスの質量：1 M◎ 放出ガスの速度：104 km/s 残存天体： なし 全エネルギー：　1044 J 放出ガスの質量：10 M◎ 放出ガスの速度：104 km/s 残存天体：パルサー、BH

30. 超新星残骸の構造 パルサー風 圧縮された星間ガス 超新星爆発に伴う放出ガス 星間ガス 音速〜10km/s 数千km/sec 接触不連続面 数百万度 衝撃波面

31. いろいろな波長で見た超新星残骸（カシオペア座A）いろいろな波長で見た超新星残骸（カシオペア座A） Ｘ線 可視光 高温プラズマからの熱放射 赤外線 電波 高エネルギー電子からのシンクロトロン放射 ダストからの熱放射

32. 電子のエネルギースペクトル 超新星残骸SN1006

33. knee=1015.5eV ankle=1018.5eV (Cronin 1999) 宇宙線とは? 宇宙を飛び交う超高E粒子 uCR ~ 1eV/cc G = 2.7 c.f. CMB 0.3 eV/cc stellar light < 0.3 eV/cc magnetic field 0.3 eV/cc turbulence 0.3 eV/cc thermal energy 0.01 eV/cc 銀河の基本構成要素! G = 3.1 宇宙線加速現場・機構は 発見以来100年近くたった現在も 謎のまま

34. 天体で宇宙線はどこまで加速できるのか? 宇宙線は磁場中でジャイロ運動をする → ジャイロ半径より小さな系では加速できない! ジャイロ半径~ 電子のE/磁場 Emax 1015 eV 1 2 source size 1pc B 1mG = Zb Z: 電荷、=v/c 系のサイズが大きいほど 磁場が強いほど 宇宙線を高エネルギーまで加速できる!

35. Hillas Diagram (1984) maximum E knee

36. 衝撃波の基礎：terminology shock front (us) outer region (u1 = 0) inner region (u2) 超新星爆発 shock front (us = 0) upstream region (uu = us) downstream region (ud) 実験室系: 衝撃波静止系:

37. downstream region (ud = us) g+1 g-1 衝撃波の基礎：方程式 上流と下流の物理量を結びつける保存則 Rankine-Hugoniotの関係式 質量保存 運動量保存 エネルギー保存 ：比熱比 マッハ数 これを解くと、 (=5/3) 速度1/4 密度４倍 shock front upstream region (uu = us)

38. エネルギー保存則の導出 流体のエネルギー　　　　　　　の時間変化を考える ここで この式の意味を考えるため、x1→x2で積分 仕事 正味の出入り 変化分 を使うと

39. 衝撃波の性質 下流のマッハ数 Mu>1ならMd<1 下流は亜音速。一度衝撃波を起こした流れは再び衝撃波を起こす事はない。 変化の向き 弱い衝撃波を考える： エントロピー変化 sd>suなので、mu>0。つまり、Mu>1でないといけない。 必ず、上流が超音速でないといけない。

40. 地球磁気圏のbow shock

41. Heliosphere（太陽圏） 終端衝撃波 Bow shock 星間ガス 太陽風ガス 太陽系 星間ガス

42. オリオン大星雲：若い星によるbow shock 高速の星風 星風 Bow shock

43. 活動銀河中心核：白鳥座A 波長6cm電波マップ ジェット 衝撃波

44. 合体する銀河団が作るbow shock Chandra衛星によるＸ線画像 1E0657-56

45. 『あすか』衛星によるかみのけ座銀河団のＸ線観測『あすか』衛星によるかみのけ座銀河団のＸ線観測 カラーマップ： ガス温度分布 等高線： Ｘ線強度分布 背景：　 DSS光学画像

46. shock front uy 実験室系 x ux ud uu 衝撃波を行き来するたびに加速 衝撃波による加速の原理 上流･下流内では、磁気的な乱流状態にあり、散乱を繰り返す事で、速度が等方化される。一部の粒子は、衝撃波を横切って移動する。 上流の静止系（実験室系） 静止 下流の静止系 静止

47. 衝撃波による加速の原理 • 散乱毎の平均的なエネルギー増分：β • 散乱毎に加速領域に残る確率：P k回散乱の後には、 ここで、NはE以上のエネルギーを持つ粒子の総数である事に注意すると、 Power-law型のエネルギースペクトルを持ち、べきはエネルギー増分と逃避確率で決まる。

48. 逃避確率とエネルギー増分 • 上流→下流→上流の1サイクルで粒子が逃げる確率 h = 4ud/v ~ 4ud/c p= 1- h = 1 - 4ud/c 1サイクルで生き残る確率 • 粒子が1サイクルで得るエネルギー 1+vku (uu – ud)cosqku/c2 1+vkd (uu – ud)cosqkd/c2 大雑把には、 1次のフェルミ加速 きちんと計算するには、角度依存性を考慮する必要あり Ek+1 = Ek qkd qku 角度について平均し、粒子速度はcとすると、

49. 衝撃波加速のスペクトル 残存確率 エネルギー増分 スペクトルのベキ （理想気体の強い衝撃波の場合） 衝撃波加速では、ベキ−2のpower-law型のスペクトル Diffusive shock acceleration

50. シンクロトロン放射とIC放射 • シンクロトロン放射 3g2eBsin(a) 2mec wc = Psync = 4/3 sTcb2g2UB べきpのpower-law電子からの放射のべき s = (p-1)/2 • 逆コンプトン散乱（IC）による放射 PIC = 4/3 sTcb2g2Uph → Psync/ PICから、現場の磁場が分かる → 最高エネルギーもわかる