宇宙の様々な加速源 ～粒子加速への入門～ 磯部直樹 ( 理化学研究所宇宙放射線研究室 )

地上に降り注ぐ宇宙線 べき型のスペクトル べき型のスペクトル 1 eV cm -3 GeV) 1 eV cm -3 GeV) eV cm eV cm -3 組成は 組成は p, He, C, O, Fe, etc p, He, C, O, Fe, etc 宇宙線粒子のエネルギー [eV] フラックス [m -2 s -1 sr -1 eV -1 ] ∝ E -3 knee eV ankle eV GZK cutoff eV 高エネルギー宇宙線の発生源・加速源は、 現代宇宙物理学の重要な謎のひとつである。

粒子をどうやって加速するの か？ 荷電粒子の運動方程式 荷電粒子の運動方程式 宇宙で大局的な静電場を維持するのは困 難 宇宙で大局的な静電場を維持するのは困 難 加速に有効な電場とは何か ? 加速に有効な電場とは何か ? 粒子加速には 電場 が必要である dp / dt = q ( E + 1/c v×B) d  / dt = q v E 宇宙は中性である 荷電粒子が移動して、静電遮蔽する 運動する磁気流体が 生み出す電場で加速する Maxwell 方程式 ∇ x B = 1/c dE / dt ∇ x E = -1/c dB / dt

加速に都合のよい天体 磁場が強く、コンパクトな天体 磁場が弱く、大きなスケールの天 体 Hillas diagram (Hillas 1984)Makishima diagram ?? 系の大きさ L > ラーマー半径  mv / qB

粒子加速源をどう特定するか ? Lorents 因子  単位時間当たりの 電子のエネルギー損失 宇宙線は、星間磁場などで向きの情報を失ってい る 加速源からの放射を探査する 陽子より、電子のほうが放射を出しやすい E = mc 2  制動放射 シンクロトロン放射 逆コンプトン散乱

加速された粒子からの放射  制動放射 (Bremsstrahlung, free-free emission) +Ze 電子 -e h 振動数 h ≦ E e フラックス F bremss ∝ n e n i V sync = 120 MHz x (  / 10 4 ) 2 (B / 1  G) sin  F sync ∝ u e u m (u m = B 2 /8  : 磁場のエネルギー密度 u e : 電子のエネルギー密度 )  シンクロトロン放射 (Synchrotron Radiation) 電子 -e 磁場 B h  逆コンプトン放射 (Inverse Compton scattering) 電子 -e h soft h soft = CMB → u CMB = 4.1 x (1+z) 4 erg cm -3  CMB = 1.6 x (1+z) Hz IC = 2.1 x (  / 10 3 ) 2 Hz  IC = 0.87 keV (  / 10 3 ) 2 IC = 4/3  2 soft F IC ∝ u e u soft (u soft : 種光子のエネルギー密度 )

宇宙の様々な加速源 太陽フレア 太陽フレア 中性子星 ( パルサー ) 中性子星 ( パルサー ) 超新星残骸 超新星残骸 ジェット ジェット ブレーザー ブレーザー 電波銀河ローブ、ホットスポッ ト 電波銀河ローブ、ホットスポッ ト 銀河団 銀河団 今日は、以下の加速源を取り上げてみる。

太陽フレアでの加速 適度に加速されてるね

太陽フレア 「ようこう」衛星による太陽の軟 X 線画像 TRACE 衛星 ( 米 ) が紫外線でとらえた 太陽表面の磁場の様子 太陽表面では、磁場が激しく活動

太陽フレアでの粒子加速  磁気リコネクション ( 磁力線の再結合 ) 反対向きの磁力線が近づ く 磁力線のつなぎかえが起こる 磁力線に巻きついたプラズマが 太陽表面での、 磁気リコネクション の様子 加速 松本さんの博士論文 (2002 年 ) 古徳さんの博士論文 (2004 年 ) を参考に

回転駆動型パルサーでの粒子加速 かなり加速されてる ぞ !

回転駆動型パルサーでの粒子加速 回転駆動型パルサーは、高速回 転する強力な磁石 ( 磁気双極子 ) 回転駆動型パルサーは、高速回 転する強力な磁石 ( 磁気双極子 ) B ～ G B ～ G 粒子が磁場とともに回転し、遠 心力で加速される ( 慣性系から 見ると、磁力線に沿った電場で 加速される ) 粒子が磁場とともに回転し、遠 心力で加速される ( 慣性系から 見ると、磁力線に沿った電場で 加速される ) 回転速度が光速度を超えるとこ ろ ( 光円柱 ) で、磁場と粒子が外 向きに噴出す。 回転速度が光速度を超えるとこ ろ ( 光円柱 ) で、磁場と粒子が外 向きに噴出す。 → パルサー風 → パルサー風 パルサー風が周囲のガスと衝撃 波を起こし、シンクロトロン放 射で輝く パルサー風が周囲のガスと衝撃 波を起こし、シンクロトロン放 射で輝く → パルサー星雲 → パルサー星雲 ( 宮崎大の森さんの発表を参考にした ) 回転

かに星雲・パルサー Chandra による X 線画像 HST による可視光画像 ( ) かに星雲のスペクトル (Spectral energy distribution; SED) X線X線 γ線γ線 電波可視 シンクロトロン逆コンプトン  ～ (10 15 eV)

超新星残骸での粒子加速 Knee までの宇宙線の起源は、超新星残骸らし い

超新星残骸 SN1006 へり へり : シンクロトロン 内側 : 熱的な放射 内部 SN1006 については、理研の馬場さんに聞いてみよう 「すざ く」 2-5 keV Chandra ヘリの部分では、 eV 程度まで 電子が加速

超新星残骸 SN 1006 からの γ 線 ? Cangaroo による TeVγ 線画像 HESS による TeVγ 線画像 有意な γ 線が検出されなかった B = 6.5 ± 2  GB > 25  G 多波長スペクトル (SED) ASCA が示してないねぇ (Allen et al. 2001)

超新星残骸での陽子加速の証拠 ? RXJ – 3946 p + p →  + X ( X = ハドロン ) p +  →  + X e + + e - + X  0 → 2  Cangaroo による TeVγ 線画像多波長スペクトル

超新星残骸での粒子加速 超新星残骸は、超音速 (>1000 km /s) 膨張するので、衝撃波 (shock) が生じる 流体速度 v 1 v 2 密度  1  2 磁場 B 衝撃波加速 (Fermi 加速、 diffusive shock acceleration) 強い衝撃波での Rankine-Hugoniot の関係 ( 質量保存、運動量保存、エネルギー保存 ) v 2 = (  -1 /  +1) v 1  2 = (  +1/  -1)  1  = c p / c V = 5 / 3 ( 非相対論的 ) 4 / 5 ( 相対論的 ) 密度大密度小 一部の粒子は、磁場の揺らぎ (Alfven 波 ) で散乱され上流と下流を往復する。 v 1 > v 2 なので、散乱されるときに 上流で得るエネルギー > 下流で失うエネルギー 何度も往復すると、粒子加速にな る ( 統計加速と呼ばれることもある ) 得られる電子のエネルギースペクトル N(E) ∝ E – (r+2)/(r-1) r =  +1 /  -1 ( 圧縮比 )

ジェットでの粒子加速 けっこう、いけてる でももう少しがんばれる？

ジェットとは ? Centaurus A の X 線画像 (Chandra)  細く絞られた、超高速のプラズマ流  活動銀河中心核 (AGN) 、ブラックホール、中性子 星、白色矮星、原始星など、あらゆる天体から噴 出  ジェットを持つ AGN は、全体の 10% 程度 NGC 6251 の電波画像 NGC4261 の可視光と 電波の画像 10 kpc 500 kpc 10 kpc

ジェットでの加速 1. ジェット自身の駆 動 2. ジェットでの粒子加 速 → 衝撃波が起こる ( 内部衝撃波 ) → 衝撃波で粒子加速が起こる 11 22 中心核 中心核は、絶えずプラズマの塊を放 出  1 >  2 ならば、どこかで追いつ く  ジェットをどう駆動するの かは、宇宙物理学の謎のひと つ  ３つの問題 加速 (  ～ 10 ) 収束 ( < 1°) 方向性の維持 ( >100 kpc ) 良く信じられているジェットの駆動 方法 磁場

ブレーザー ジェットを正面から見た AGN ジェットを正面から見た AGN ジェットの根元近くの内部 衝撃波を観測している ジェットの根元近くの内部 衝撃波を観測している ジェットの相対論的な運動 で、放射が強調されている (Beaming) ジェットの相対論的な運動 で、放射が強調されている (Beaming) 多波長で変動が激しい 多波長で変動が激しい 多波長にわたる非熱的スペ クトル 多波長にわたる非熱的スペ クトル シンクロトロンと逆コン プトン シンクロトロンと逆コン プトン Seed 光子は、 Seed 光子は、 SSC : シンクロトロン光子 SSC : シンクロトロン光子 ERC : 外部からの光子 ERC : 外部からの光子 Mrk 421 (Takahashi et al ) TeVγ 線 硬X線硬X線 X線X線 紫外線 シンクロトロ ン 逆コンプト ン 電波可視 X線X線 γ線γ線

ブレーザーでの粒子加速 粒子加速に関連したパラメタ (Kubo et al. 1998) Mrk 421 Mrk 501 (Kataoka et al. 2001) 明るくなると、粒子が増える 明るくなると、加速が盛んになる

電波銀河 ホットスポットやローブは、最高エネルギー宇宙線の加速源の数少 ない候補になりうる (Hillas 1984) ホットスポットやローブは、最高エネルギー宇宙線の加速源の数少 ない候補になりうる (Hillas 1984) 磯部は、ローブのエキスパートである 磯部は、ローブのエキスパートである ジェットを持つ AGN を横から見ると、電波銀河に なる 中心核 Cygnus A の電波画像 (1.4GHz) ジェット ローブ (>100 kpc) ホットスポット : ジェットの終端衝撃波

ホットスポットでの粒子加速 Cygnus A のホットスポッ トの Chandra による X 線画像 (Wilson et al. 2000) ホットスポットのスペクト ル 電波 シンクロトロ ン X 線 SSC B ～ 150  G  ～ 10 5 までは加速されている シンクロトロン放射が X 線までのびる 激しいホットスポットもある (Pictor A ; Wilson et al. 2001)

ローブからの X 線 「あすか」により、ローブから広がった X 線を発見 「あすか」により、ローブから広がった X 線を発見 ローブは非常に希薄なので、 IC の種光子は CMB ローブは非常に希薄なので、 IC の種光子は CMB → 磁場と電子のエネルギー密度が正確にわかる → 磁場と電子のエネルギー密度が正確にわかる 1 keV の X 線は、  ～ 10 3 の電子から出る 1 keV の X 線は、  ～ 10 3 の電子から出る 電波銀河 Fornax A の X 線画像 (Kaneda et al. 1995) 電波銀河 Centaurus B の X 線画像 (Tashiro et al. 1998) Faint Diffuse Hard spectrum Low BGD Wide band High efficiency 100 kpc

ローブからの X 線 Newton による 3C 98 の X 線画像 (Isobe et al. 2005) Newton による Fornax A の X 線画像 (Isobe et al. in press) Chandra による 3C427.1 の X 線画像 Chandra による 3C452 の X 線画像 (Isobe et al. 2002)

ローブの電子と磁場のエネル ギー 電子優勢 u e > u m 3  G

ジェットでの加速のまとめ B = 50 – 300  G u e / u m ～ 1 (e.g Hardcastle et al. 2004, Kataoka et al. 2004) ホットスポット B = 1 – 100  G u e / u m ～ 10 ローブ ; 磯部の成果 Blazars ( ジェットの根元 ) B = 0.1 – 1 G u e / u m ～ 10 (e.g Inoue and Takahara 1996, Kubo 1998)  = 10 4 ～ 10 5 までは加速されているようだ

銀河団での粒子加速 ? もしかすると凄いかも

銀河団 可視光 : 多数の銀河 10 ～ 1000 個くら い かみのけ座銀河団 ( ４億光年の距離にある ) X 線 : 高温ガスからの放射 (2 ～ 10 keV) 質量のうちわけ： 星 5 %, 高温ガス 10%, 暗黒物質 90 % ( 可視光 ) (X 線 ) 1° (400 万光年～ 1Mpc) + 加速された粒子

銀河団での粒子加速の証拠 電波ハローや Relic をもつ銀河 団 電波ハローや Relic をもつ銀河 団 銀河団からの硬 X 線 (SAX) 銀河団からの硬 X 線 (SAX) (Fusco-Femiano et al. 1999, Kastra et al. 1999, Nevalainen et al. 2004) (Fusco-Femiano et al. 1999, Kastra et al. 1999, Nevalainen et al. 2004) 銀河群の硬Ｘ線 ( 「あすか」 ) 銀河群の硬Ｘ線 ( 「あすか」 ) (Fukazawa et al. 1999, Nakazawa 2000) (Fukazawa et al. 1999, Nakazawa 2000) 極端紫外線の検出 (EUVE) 極端紫外線の検出 (EUVE) (Lieu et al など多数 ) (Lieu et al など多数 ) 硬 X 線の発生機構は良くわかっていない  GeV (γ=10 4 ) 電子の逆コンプトン ?  MeV 電子の制動放射 ? HXD に期待 SAX PDS による 14 個の銀 河団スペクトルの重ね合わ せ (560 ksec, Nevalainen et al. 2004) A3667 の電波 (Gray) と X 線の画像 ( 等高線 ) Relic 「あすか」による 銀河群 HCG62 のスペクトル Hard excess 1 Mpc

どうやって銀河団で加速が起こる か ? 銀河団どうしのマージングにともなう衝撃波や 乱流 銀河団どうしのマージングにともなう衝撃波や 乱流 (e.g. Ensslin et al. Fujita ＆ Sarazin 2001, Takizawa et al. 2002,Fujita et al. 2003) (e.g. Ensslin et al. Fujita ＆ Sarazin 2001, Takizawa et al. 2002,Fujita et al. 2003) 銀河団ポテンシャルに物質が落ち込むときに生 じる衝撃波 (e.g. Fujita ＆ Sarazin 2001) 銀河団ポテンシャルに物質が落ち込むときに生 じる衝撃波 (e.g. Fujita ＆ Sarazin 2001) 銀河団中の銀河の運動で生じる電磁誘導 銀河団中の銀河の運動で生じる電磁誘導 ( 牧島先生の説, Nakazawa 2000) ( 牧島先生の説, Nakazawa 2000) プロトンの衝突で高エネルギー電子が発生 プロトンの衝突で高エネルギー電子が発生 (e.g. Colafrancesco & Blasé 1998) (e.g. Colafrancesco & Blasé 1998) などなどまだま諸説紛々 などなどまだま諸説紛々

牧島先生の説によると 磁場 銀河の 運動や回転 熱いプラズマ 冷たいプラズマ 銀河 磁気リコネクション プラズマの加熱 と粒子加速 北口君いかがですか ? ( 太田さんより )

陽子の加速源を直接特定するには ? 狙うべきは、  0 → 2  GLAST LAT

まとめ 地球に降り注ぐ宇宙線の加速源は宇宙物理の大 きな謎のひとつである 地球に降り注ぐ宇宙線の加速源は宇宙物理の大 きな謎のひとつである 実際に宇宙に存在する加速源 ( 候補 ) を紹介した 実際に宇宙に存在する加速源 ( 候補 ) を紹介した 太陽フレア、パルサー、超新星残骸、ジェット、銀 河団 太陽フレア、パルサー、超新星残骸、ジェット、銀 河団 今日紹介できなかった様々な加速源も 今日紹介できなかった様々な加速源も 球状星団にともなう粒子加速 ( 岡田さんの博士論文 ) 球状星団にともなう粒子加速 ( 岡田さんの博士論文 ) 銀河面からの γ 線放射 銀河面からの γ 線放射 スターバースト銀河の宇宙線ハロー (NGC 253, Itoh et al. 2002, 2003) スターバースト銀河の宇宙線ハロー (NGC 253, Itoh et al. 2002, 2003) ガンマ線バースト ガンマ線バースト 加速源の多くは、 HXD のよい観測対象である 加速源の多くは、 HXD のよい観測対象である 陽子の加速源の特定は、 GLAST に期待したい 陽子の加速源の特定は、 GLAST に期待したい