Ｘ線で宇宙を見よう 1. Ｘ線て何だ？ 2. ダークマターやブラックホールが 見える 3. 「すざく」衛星について 首都大学東京 ( 東京都立大学 ) 大橋隆哉
Ｘ線って何だ？ Ｘ線は波長の短い電磁波 光子のエネルギー ( h = hc / ) が大きい 高温の物質がＸ線で輝く 太陽のコロナ ブラックホールへ落ち 込むガス 銀河団を満たす高温ガス 電磁波のスペクトル
Ｘ線で見る太陽 可視光 Ｘ線 ( 「ようこう」衛星 ) ：太陽 黒点は高温プラズマの噴出口 Ｘ線で見える天体の姿は可視光とは大きく異なる 可視光では見えないものがＸ線で見える
地球の大気はＸ線を通さない 小田 稔「宇宙線」 裳華房 1974
X 線天文衛星 「あすか」 ( 日 ) ローサット ( 独 ) チャンドラ ( 米 ) XMM ニュートン (ESA) 1999-
高解像度撮像：チャンドラ衛星 かに星雲中心のパルサー ( 中性子星 ) 角分解能 0.5 秒角 ⇔ 光のハッブル宇宙望遠鏡に匹敵 電波銀河ケンタウルス座 A の ジェット 3 光年 (1.6 分角 ) 光年
活動銀河の 鉄ライン Ｘ線のエネル ギー Ｘ線強度Ｘ線強度 相対論的速度で回転する降 着円盤を中心核のＸ線が照 射 重力による赤方偏移と、近 づくガスの青方偏移が合成 され、 広がった輝線スペクトルの 構造が期待される 「あすか」の観測結果は理 論的予想に合う 「あすか」による活動銀河 MCG からの鉄の輝線
宇宙を構成するもの 可視光Ｘ線 軟Ｘ線 ( 未解明 ) 我々が直接観測できている物質は宇宙全体の 1 2% に過ぎない
銀河団 約 1 千万光年の中に銀河が数 100 個集まった巨大な集団 宇宙の大構造の中でも特に濃い 領域が銀河団になる 宇宙年齢をかけて作られてきた 重力はダークマターが支配して いる 我々の観測できる物質はほとん どがＸ線で光る高温ガス ダークマター：高温ガス：銀河 ≒ 75:20:5 かみのけ座銀河団 銀河分布が示す 宇宙の大構造
銀河団の X 線放射 可視光 ( 中心領域の銀河 ) ペルセウス座銀河団 X 線の画像 (500 万光年 ) 鉄の輝線 Ｘ線のエネルギー Chandra の見た 中心 30 万光年 (Fabian et al. 2003) 約 6 千万度 の高温ガ スが充満
なぜダークマターがあると 言えるのか？ 銀河団の中には高温ガスが閉じ込められ ている ( 観測事実 ) 重力が弱いと熱いガスは蒸発して逃げて しまう ( お湯を沸かすと熱い湯気は逃げて いく ) 銀河や高温ガスの質量を合計しても、ガ スを閉じ込める重力に足りない ( ガスが熱 すぎる。銀河の運動も活発すぎる。 ) ゆえに、見えない物質が重力の源になっ ていると考えざるを得ない。
質量分布 A1060 ケンタウルス座銀河団 重力質量 高温ガス 重力質量 高温ガス 銀河 銀河団の重力質量： ～ M ☉ ( 太陽質量 ) 高温ガスは銀河の合計より 4-5 倍重い 重力質量は銀河と高温ガスの合計より 4-5 倍重い ⇒ダークマター 半径
「すざく」衛星 2005 年 7 月 10 日 JAXA 宇宙科 学研究本部から打ち上げ 2000 年打ち上げ失敗の再挑戦 重量 1700 kg 観測装置 X 線反射望遠鏡 4 台 [ マイクロカロリメータ 1 台 ] CCD 検出器 4 台 硬 X 線検出器 1 台
「すざく」総合試験 熱真空槽へ 太陽電池発 電能力試験 重心測定 振動試験振動試験
Ｘ線天文衛星の性能比較 XMM-Newton ニュートン Chandra チャンドラ Astro-E2 すざく 良いエネル ギー分解能 大きな面積 高エネルギ ーの感度 解像度
「すざく」の観測装置 XRT HXD: シンチレー タ + Si 検出器 プリコリメータ keV keV 視野 : 度
「すざく」の観測装置 XRS: マイク ロ カロリメータ XIS: X 線 CCD E = 120 eV 視野 : 19 分 x 19 分 4 セット, 日米協力 E = 6 eV 視野 : 2.6 分 x 2.6 分 日米協力 首都大も参加
「すざく」の有効面積 XRT+FPD Non-imaging Detector 0.5 keV ～ 700 keV までをほぼ連続的に観測可能
Suzaku image of the Fornax cluster Raw spectra (XIS1) O line Hard excess 「すざく」の見たろ座銀河団