1 / 31

電波ローブからの X 線 ～ジェットのエネルギーを測る～

電波ローブからの X 線 ～ジェットのエネルギーを測る～. 磯部直樹 ( 理化学研究所基礎特別研究員 ) 田代信 ( 埼玉大理 ) 、牧島一夫 ( 東大理 / 理研 ) 、 金田英弘 (ISAS/JAXA) 、伊予本直子 (GSFC/NASA). 本題の前に. 全天 X 線監視装置 MAXI をよろしくお願いします。 2008 年度に、国際宇宙ステーションに搭載します。 2 種類の X 線カメラを搭載しています。 GSC : 大面積比例計数管 SSC : X 線 CCD( 国産 ) 約 90 分ごとに、Ｘ線で全天をスキャンします。

liesel
Download Presentation

電波ローブからの X 線 ～ジェットのエネルギーを測る～

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. 電波ローブからのX線～ジェットのエネルギーを測る～電波ローブからのX線～ジェットのエネルギーを測る～ 磯部直樹(理化学研究所基礎特別研究員) 田代信(埼玉大理)、牧島一夫(東大理/理研)、 金田英弘(ISAS/JAXA)、伊予本直子(GSFC/NASA)

  2. 本題の前に • 全天X線監視装置MAXIをよろしくお願いします。 • 2008年度に、国際宇宙ステーションに搭載します。 • 2種類のX線カメラを搭載しています。 • GSC : 大面積比例計数管 • SSC : X線CCD(国産) • 約90分ごとに、Ｘ線で全天をスキャンします。 • 史上最高の感度を持っています。(1 mCrab/week) 2 weeks

  3. 電波ローブからのX線～ジェットのエネルギーを測る～電波ローブからのX線～ジェットのエネルギーを測る～ 磯部直樹(理化学研究所基礎特別研究員) 田代信(埼玉大理)、牧島一夫(東大理/理研)、 金田英弘(ISAS/JAXA)、伊予本直子(GSFC/NASA)

  4. ホットスポット ローブ ジェット 中心核 電波銀河のローブ FR II型の電波銀河 Cygnus A (4.9 GHz, Perlay et al. 1984 ApJ)

  5. 電波ローブからジェットを探る • 電波ローブは • ジェットの運搬したエネルギーの巨大な貯蔵庫 • ジェットの過去の活動の痕跡 • エネルギーの担い手は、粒子(電子)と磁場 • どうやって測定するのか？ • シンクロトロン電波 : 電子vs 磁場 • 逆コンプトン(IC)Ｘ線 : 電子vs 種光子 • 種光子は? • ×シンクロトロン光子(いわゆるSSC) • △中心核からの光子(小さいローブで有効, Brunetti et al. 1997) • ○宇宙マイクロ波背景放射 (CMB, Harris & Grindlay 1979) 電波ローブをＸ線で観測して、 ジェットのエネルギーを測定したい

  6. 電波ローブからのＸ線～「あすか」による「発見」～電波ローブからのＸ線～「あすか」による「発見」～ • アイデアは簡単 • 現実は、困難だった • 電波ローブからのIC X線は • 非常に暗い • 高感度・高空間分解能が必要 • 銀河団中では、不可能 • 明るい中心核に埋もれる • スペクトルがハード(aX～ 0.7) • 広いエネルギー帯域が必要 • 「あすか」がはじめて克服 (ROSATでも「発見」, Fiegelson et al. 1995) Fornax A (Kaneda eta l. 1995, Tashiro et al. 2001)

  7. 電波ローブからのＸ線～「あすか」による発見～電波ローブからのＸ線～「あすか」による発見～ Centaurus B 4C 73.08 10分角 5分角 大きいローブ(～5分角以上)でなければならなかった。

  8. 3C 452 (Isobe et al. 2002) 3C 427.1 (z = 0.571) 2分角 等高線:電波 カラー : X線 電波ローブからのＸ線～Chandraによる「発展」～ • Chandraの特徴 • 超高空間分解能(～秒角) ⇒ 視野角の小さな(i.e. 遠くの)ローブも観測できる。 ⇒ 中心核や明るい背景天体に埋もれることがない

  9. 3C 98 (Isobe et al. 2005) グレー : 電波 等高線 : X線 Fornax A (Isobe et al. 2006) 等高線:電波 カラー : X線 電波ローブからのＸ線～XMM-Newtonによる発展～ • XMM-Newtonの特徴 • 大有効面積 • 高感度 • 広いエネルギー帯域 • 暗いローブも検出できる

  10. 電波ローブからのX線 3C 223 3C 219/Chandra (Brunetti et al.2003 ) 等高線:電波 カラー : X線 XMM-Newton (Croston et al. 2004) 3C 284 Chandra, XMM-Newtonにより、多数の電波ローブからＸ線が検出されている。

  11. X線が検出された電波ローブ 赤方偏移の分布 すでに20個以上の電波銀河のローブからＸ線が検出れている。 (Isobe et al. 2001, 2005, 2006, Brunetti et al. 2002, Comastri et al. 2003, Croston et al. 2004, 2005, etc) 0 < z < 2.12 スペクトル指数の分布 サイズの分布 Size < 1 Mpc 0.6 < a < 1.1

  12. X線のスペクトル • aX = 0.62 - 0.15 • S1keV = 86 -9 nJy + 0.24 +18 電波ローブのスペクトル Fornax A • 電波のスペクトル • aR = 0.68±0.05 aR = aX IC X線 (Isobe et al. 2006) 29.9 MHz, 100 MHz : Finlay & Jones (1973), 408 MHz : Robertoson (1973) 843 MHz : Jones & McAdam (1992), 1.4 GHz : Ekers et al (1983), 2.7 GHz : Ekers (1969), 5.0 GHz : Kuhr et al. (1981)

  13. 観測量 電波フラックス SR Jy @ fR Hz Ｘ線フラックス SX Jy @ fX Hz (eX/1 keV = fX/2.42x1017 Hz) スペクトル指数 a (aX = aR) 赤方偏移 z 体積 V cm3(見かけの大きさから推定) 物理量 : CMB が種光子とすると (Harris & Grindlay 1979) 磁場 B1+a ∝(SR/SX) (fR/fX)a (1+z)a+3 磁場のエネルギー密度 um = B2 / 8p 電子数密度 N(g) ∝ (SX/fX)0.5g -(1+2a)V-1 (1+z)2 電子ローレンツ因子 g = 1070 eX0.5 = 104 (fR/120 MHz)0.5 (B/1mG)-0.5 電子のエネルギー密度 ue = ∫(mc2g) N(g) dg (ここでは“見えている”電子だけ積分 : g = 103 - 105) 電波ローブの観測量と物理量

  14. 30mG 3mG 0.3mG 5桁 電波ローブ中のエネルギー密度 電子優勢: ue=10um

  15. 小さな/若い ローブ (<100 kpc) 進化・発展 中程度のローブ (～300 kpc) 巨大な/年老いた ローブ (>> 500 kpc) 電波ローブ中のエネルギー密度 電子優勢: ue=10um

  16. 電波ローブ中のエネルギー密度 BIC～0.7Bme ue～ 5um 電子優勢 電子優勢 Log (B/Beq) FX / Feq FIC : 観測されたIC X線のフラックス Feq : 等分配での予想フラックス (Croston et al. 2005) B : 観測されたIC X線のフラックス Beq : 等分配での予想磁場 (Kataoka & Stawarz 2006)

  17. ジェットの力学的パワー • ローブ中の電子や磁場のエネルギーは、ジェットが運搬し供給したのものである • ローブの全エネルギーと電波銀河の年齢から、ジェットの力学的パワーを評価できるはず • Ljet =(ueV+umV)/Tagex(1+k) • Tage : 電波銀河の年齢 • k :”見えない”粒子

  18. ueV = umV ueV = 100 umV 磁場のエネルギー umV[1060 erg] 電子のエネルギー　ueV[1060 erg] 電波ローブ中の全エネルギー 全エネルギーにすると、2～3桁のばらつきしかない

  19. ジェットパワー Ljet [1040 erg s-1] 拡大 中心核のX線光度 LX [1040 erg s-1] 中心核活動とジェットのパワー

  20. 中心核活動とジェットのパワー • 中心核のX線ルミノシティー LXと、ローブのエネルギーから求めたジェットのパワーLjetには、相関が見られる。 • 中心核は、質量降着で輝いていると考えられる。 • ジェットも、質量降着で駆動していれば、自然な結果ではないか？ Ljet=(ueV+umV)/Tage ジェットパワー Ljet [1040 erg s-1] 中心核のX線光度 LX [1040 erg s-1]

  21. ローブの当分配エネルギー シンクロトロン年齢 中心核活動とジェットのパワー ◎ FR I ★ FR II ▲ BLRG ■ RG ( z > 0.5) □ quasar (Rawlings & Saunders 1991)

  22. ジェットパワー Ljet [1040 erg s-1] 中心核のX線光度 LX [1040 erg s-1] 中心核活動とジェットのパワー Fornax A 昔はこのくらいの明るさで 光っていたに違いない。 ローブの電子の冷却時間Tcool = 1.6x108年前以内に、 中心核は活動を弱めた (Iyomoto et al. 1998)

  23. 今後の課題 • “見えている”電子 • IC X線 : g = 103(0.5-10 keV ⇒ g=500-3000) • シンクロトロン電波 : g = 104-105 • より低エネルギーの電子を観測したい • エネルギーの総量は低エネルギー電子が支配 ( 電子スペクトル N(g)∝g2a+1) ⇒IC可視光の観測が重要 • Ｘ線と電波で“同じ”電子を観測したい。 • 電子のローレンツ因子の上限を決めたい。 ⇒より高エネルギーのIC X線の検出が必要

  24. 10分角(880kpc) 課題克服のために～「すざく」～ • 現在稼働中の、日本の第5代Ｘ線天文衛星 • 低バックグラウンド/高感度を特徴とする検出器を搭載 • XIS : 0.5 – 10 keV • HXD : 10 – 600 keV • 電波ローブからのX線を50 keV程度(g=7000)まで、検出で来る可能性がある • ただし、十分な大きさが必要である (>5 分角) • いくつかの天体の観測提案が採択されている。 • Fornax A (AO1,AO2) • 3C 326(AO2) 3C 326 (1.4 GHz)

  25. 課題克服のために～NeXT～ • 次世代X線観測衛星 • 2012年頃の打上げを目指す • 4種類の検出器を搭載 • SXS/SXI/HXI/SGD • 高エネルギー分解能 • 適度な角分解能 • 高い感度 • 広エネルギー帯域 • SXS : 0.3 – 10 keV • SXI : 0.5 – 12 keV • HXI : 5 – 80 keV • SGD : 10 – 300 keV Fornax A East Lobe 3C 452 NeXTの点源感度

  26. Fornax A (Cheng 2006) 約1年間の観測の シミュレーション画像 (Sambruna2007 @ GLAST Symposium) 課題克服のために～GLAST～ ＧＬＡＳＴ • 2008年秋に打ち上げ予定のg線観測衛星 • 20 MeV～300 GeV • 1990年代に活躍したEGRET衛星の30倍の程度の高感度を持つ。

  27. まとめ • 我々は、世界に先駆けて、電波銀河のローブからのIC X線を検出した。 • 電波とIC X線の比較から、ローブ中の電子と磁場のエネルギー密度を正確に測定した。その結果、ローブでは電子優勢であることを明らかにした。 • ローブ中の電子と磁場の全エネルギーから、ジェットの力学的なパワーを推定した。その結果、ジェットのパワーは、現在の中心核の活動と相関していることを明らかにした。 • 今後、「すざく」, GLAST, NeXTなどにより、さらに研究が進むと考えられる。 • 本研究は、電波とＸ線の協力が非常に有効である。

  28. 付録

  29. 電波強度 SRの分布 : uexumの分布 IC X線強度SXの分布 : uexusoftの分布 CMBなので一様 ueの分布 ∝ SXの分布 umの分布 ∝ SR / SXの分布 エネルギーの空間分布 ローブの平均的・積分的なエネルギーを考えてきた。 エネルギーの空間分布は分からないか？ ローブの生成・発展に重要な情報のはず。

  30. 軸方向に投影 SX分布 SR分布 エネルギーの空間分布 • 3C452 ue B ue / um

  31. エネルギーの空間分布 Fornax A SR,SXの分布 (Tashiro et al. 2001) Centaurus B ue/um分布 (Tashiro et al. 1998) 3C219のイメージ X線が電波よりも 中心核によっている (Brunetti et al. 2003) ローブの端で磁場が 強まることを示唆。

More Related