The Hot Universe:激動の宇宙 ーX線天文学入門ー 第二日目 松本浩典 京都大学理学部物理第二教室宇宙線研究室 E-mail: matumoto@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp (mail での質問歓迎します！) Web: http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

先週の話 X線は、波長の短い光（電磁波）。その波長は、原子一個分ぐらい(約10-10m)。可視光(目に見える光)の5000分の1くらい。 人間は星の子供。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

今週の話 中性子星：角砂糖一個で約10億トン ブラックホール：光の監獄 銀河団：宇宙最大の階層 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

星の輪廻転生=ライフサイクル 中性子星 星の輪廻転生 年老いた星 超新星爆発 青年時代 ガス雲 再びガス雲へ ブラックホール 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

超新星爆発で内部は圧縮 星の外部は吹き飛んで超新星残骸。 星の内部は圧縮されて 高密度天体になる。 ©CXC 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

高密度天体には二種類 超新星爆発の後に残る高密度天体は二種類。 爆発した星が太陽の8倍から30倍の質量の時 …中性子星が後に残る。 爆発した星が太陽の30倍以上の質量の時 …ブラックホールが後に残る。 ちなみに、太陽の８倍以下の質量の星は、最期に超新星爆発をおこさないと考えられている。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中性子星とは？ あまりに圧縮されすぎて、星を構成する 原子がつぶれて中性子になってしまった星。 水素原子の場合 － 中性子 － ＋ ＋ 電子 完全合体！ 陽子 距離が近づく 注意:これはあくまでイメージで、本当は逆ベータ崩壊が起こって電子が陽子に吸収されて中性子になります。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中性子星の特徴(1) 密度が高い 質量は太陽程度で3x1030kg。(地球は 6x1024kg) 半径はわずかに10km。(地球は 6000km) 体積V=(4πr3)/3=4.2x1018cm3 密度 = (質量)/(体積)=7x1011kg/cm3=約10億トン/ cm3 比較: 水は1cm3あたり 1g、地球は 1cm3あたり 5g。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中性子星の特徴(2) 磁場も同様に圧縮されるので、ものすごく強い。1012ガウス=10兆ガウス (肩こりに効くピップエレキバンは800ガウス。 　地球は0.4ガウス。) 磁力線 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中性子星の特徴(3) 自転がものすごく速い。一秒1000回転するのもざら。 スケーターが手を縮めると速く回転するのと同じ現象（角運動量保存則）。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

宇宙の灯台：パルサー 超強力発電機！ 回転軸 ものすごく強い磁石が高速で回転している！ 磁極がこちらを向いた時だけX線がやってくる。 　回転軸　 中性子星 あまりに磁場が 強くてX線を出す 磁極がこちらを向いた時だけX線がやってくる。 ©HEASARC 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目 こういう天体は、周期的にパルスがやってくるので、パルサーと呼ばれる。

もっとも有名なパルサー：かに星雲 中性子星 1054年に爆発した超新星爆発 中心部のX線写真 可視光で見た全体像 ©CXC ©CXC アニメーション 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中性子星（パルサー）のX線写真集 ©CXC 3C58 The Mouse Vela Pulsar Black Widow Pulsar 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目 PSR0540-69 IC443

もう一つの高密度天体：ブラックホ－ル 広辞苑より 高密度で重力があまりに強いために物質も光も放出できない天体。質量の大きな星が一生の最後に自らの重力で崩壊することで生ずる。そのものは観測できないが、周囲のガスが落ち込むときに放出するX線によってその存在がわかる。 わかったような、わからんような…. 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ブラックホール＝光の監獄 光 脱出 光 脱出 物体 物体 物体 光 重力弱 重力中 重力極大 ＝ブラックホール 2005年1月29日 光　脱出 光　脱出 物体 物体 物体 光 重力弱 重力中 重力極大 ＝ブラックホール 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

重力とは？ 星と物体が引き合う万有引力のこと。 万有引力：ニュートンが発見。 全ての質量をもつ物体は、お互いに引き付けあう。 質量M 質量m 距離R 力 F = GMm/R2 万有引力定数 G=6.67x10-11 N m2 /kg2 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

地球上での重力を計算してみよう おっさんの質量 m=60kg 距離R＝地球の半径 6.4x106m 地球の質量 M=6.0x1024kg 重力F=GMm/R2 =(6.67x10-11)x60x(6.0x1024)/(6.4x106)2=590N 体重計とは、この重力を測る装置です。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

このおっさんが月で体重測ったら？ 月の質量 M=7.4x1022kg 月の半径 R=1.7x106m おっさんの質量 m= 60kg 重力F=GMm/R2 =(6.67x10-11)x60x(7.4x1022)/(1.7x106)2=100N 月で体重計に乗ると、約6分の1になります！ 理由は、月の質量と半径が地球と異なるから。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

脱出速度とは？ ある星から重力を振り切って脱出するには、どのくらいの速度で飛び上がったらよいか？ 質量M 速度ｖ 質量m 星の半径 R 飛び上がれる限界 = 無限遠 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

エネルギー保存則を使います 速度v 質量m 運動エネルギー = ½ mv2 位置エネルギー = mgh 高さh 運動中常に一定 万有引力の時は、位置エネルギーとして、 mgh の変わりに、-GMm/r を使います。 G: 万有引力定数 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

合計が保存するので、mv2/2 – GMm/R = 0 これを解いて、v=(2GM/R) 運動エネルギー=0 位置エネルギー=-GMm/=0 速度ｖ 星の半径 R 質量M 質量m 合計が保存するので、mv2/2 – GMm/R = 0 これを解いて、v=(2GM/R) 従って v = (2GM/R) この速度以上で飛び立てば脱出できる。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

地球の脱出速度 地球の場合、 質量M = 6x1024kg 半径R=6000km 脱出速度は v = (2GM/R)=11 km/s = 時速40000km 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

光速を超えることは不可能 どんな物体も光速を超えて動くことは不可能。 自然はそういうふうに出来ている。 アルバートアインシュタイン(1879 – 1955) が相対性理論を作って、初めてこのことに気が付いた。 その後、数限りない実験で相対性理論はテストされ、今のところ間違っているという証拠は一つもない。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

今年は世界物理年です。 2005年は、アインシュタインが特殊相対性理論を発表した1905年から百年。 2002年10月9－12日、ベルリンで開催されたIUPAP（国際純正応用物理学連合）総会で、 2005年を世界物理年（World Year of Physics, WYP2005）とすることが決まりました。 ©WYP2500 全ての人々が科学の成果とその意義を共有する運動を世界的にもまた地域でも展開します。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

脱出速度が光速だったら… 脱出速度: v = (2GM/R) が光速 c だったら、 c = (2GM/R) これを解いて、R=2GM/c2 もし質量Mの星の半径が、2GM/c2 より小さかったら、脱出速度が光速以上になるので、何物も星から脱出できない！光すら出てこないので、黒く見えるはず。 こういう星をブラックホールといいます。 注意:本当はここの計算には相対性理論を用いなければいけません。 でも結果は同じです。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ブラックホールになるには R = 2GM/c2 : ブラックホール半径 太陽の場合、 M = 2x1030 kg 従って　R = 3000 m = 3km 地球の場合 M = 6x1024kg 従って R = 0.009m = 0.9cm もし太陽や地球がこのくらいの大きさまで縮んだらブラックホールになります。 超新星爆発の時、星の芯は爆発で内側に圧縮されるので、ブラックホールになり得る。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ブラックホールはどこにある？ 要するに、小さい領域に大きな質量が閉じ込められていると、ブラックホールになるわけだが… もっとも確実なブラックホール候補天体のひとつは、我々の銀河中心 銀河中心領域を見てみましょう。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

我々の住む銀河＝天の川銀河 これはNGC2997ですが… 中心核にブラックホール 左の写真のような渦巻き銀河だと考えられています。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

? 銀河中心の星の動き 星の動きから、銀河中心に何がいるか探る！ (アニメーション) 遠心力と万有引力のつりあいを考えると、 質量M M=rv2/G と書ける。 質量M 速度v ? 距離r 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

銀河中心に潜む物の質量は？ 距離内に含まれる質量 まさにブラックホールと考えられる！ 銀河中心からの距離（パーセク） 前頁の式を使って、銀河中心からの距離と、その中に含まれる質量を計算。1パーセク=3光年 銀河中心には、すごく狭い領域に太陽の200万倍もの質量の「何か」がいる！ 銀河中心からの距離（パーセク） まさにブラックホールと考えられる！ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

銀河中心X線写真 大質量ブラックホール 30光年 アニメーション ©CXC 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

なぜ X 線が出てくるのか どんなものも中から出てこられないのに、なぜ ブラックホールはX線で光るのでしょうか？ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ブラックホール近傍拡大図(想像図) X線 ブラックホール 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

どのくらいの温度になる？ 落ち込む物質はほとんど水素。 運動エネルギー E = ½ mv2 = ½ mc2 = 7.7x10-11J ここで、m = 1.7x10-27 kg, c = 3x108 m/s エネルギーと温度の変換：E = kT ボルツマン定数　k = 1.4x10-23 J/度 kT = ½ mc2 従って、T = ½ mc2 / k = 5.5x1012度 = 5.5兆度！ 現実世界はもっと複雑で、数千万度くらいだが、十分高温でX線を出す。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ブラックホールの種類 つい最近まで、ブラックホールには次の二種類しかないと思われてきました。 小質量ブラックホール 太陽の10倍くらいの質量 大質量ブラックホール 太陽の百万倍から10億倍の質量 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

小質量ブラックホール 太陽の10倍くらいの質量のブラックホール X線写真 白鳥座X-1 もっとも有名な 小質量ブラック ホール ポツンと点にしか見えないけど… 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

白鳥座X-1 想像図 一番最初に発見されたブラックホール(候補)。 1971年、日本の小田稔博士による。 太陽の33倍の質量の星 太陽の15倍程度の質量のブラックホール 想像図 ©HEASARC 一番最初に発見されたブラックホール(候補)。 1971年、日本の小田稔博士による。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

X線連星系 ブラックホール 伴星 落下する物質 X線 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

大質量ブラックホール ほとんどの銀河の中心にある、太陽の百万倍 以上もの質量を持つブラックホール X線写真 M87銀河 乙女座銀河団の 中心の巨大銀河 ジェット 可視光写真 10光年 巨大ブラックホール 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ジェットの出てる大質量BHのX線写真 Centaurus A Pictor A ©CXC 想像図 なぜジェットが出るのか、良くわかっていない。 X線写真 GB1508+5714 PKS 0637-752 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ブラックホール誕生の謎 小質量ブラックホール（太陽の10倍） 星が寿命を終える時に起こす大爆発、 超新星爆発でできる。(アニメーション) 大質量ブラックホール（太陽の100万倍以上） どうやって出来るの？成長する？ 中間の奴が 見つからない 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中質量ブラックホールを発見 M82銀河 中間のサイズの ものがいた！ ブラックホール 太陽質量の1万倍ぐらい は成長する！ の中質量ブラックホール 中間のサイズの ものがいた！ ブラックホール は成長する！ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

中質量ブラックホールは我々が発見。 十数社の新聞記事になりました。 京大理学部物理学科にきて、一緒に研究しましょう！ Astro-E2が打ち上がれば、どんどんこんなニュースが出るでしょう。 京大理学部物理学科にきて、一緒に研究しましょう！ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ここまでは、星の仲間の話をしてきました。 話変わり… ここまでは、星の仲間の話をしてきました。 （「変な」星の仲間でしたけど…） 最後に、もっともっと大きな構造に目を向けてみましょう。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

宇宙は階層構造 星 銀河団=宇宙最大の構造 銀河が数千個集まる。 直径数億光年。 銀河団＝銀河の集合 銀河＝星の集合 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

髪の毛座銀河団 X線で銀河団を見ると、銀河と銀河の間の何もないところまでX線で輝いている。なぜ？ 可視光 X線 ©CXC ©CXC 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

銀河団ガスのX線スペクトル 様々な原子からの特性X線が見える。 このスペクトルから、銀河団には数千万度の高温ガスがあることがわかる。 乙女座銀河団のスペクトル このスペクトルから、銀河団には数千万度の高温ガスがあることがわかる。 様々な原子からの特性X線が見える。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

銀河団ガス 銀河団がX線で輝いているのは、銀河団が数千万度の高温気体(銀河団ガス)で満たされているから。 銀河団ガスの質量 > 全銀河の総質量 銀河団は、「銀河の集まり」というより、巨大な火の玉（高温ガスの集まり）。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

原子の分布を調べる 乙女座銀河団X線写真 中心部 外縁部 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

原子の分布 原子の量 重い原子(鉄など) 軽い原子(酸素など) 中心からの距離 重い原子は中心に集まっている。 軽い原子は一定の分布。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

原子分布の違いの意味 鉄などの重い原子 最近銀河団ガスにばらまかれたので、まだ中心に溜まっている。 酸素などの軽い原子 ばらまかれてから時間がたったので、拡散している。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

例えるなら コップの水に砂糖を一つまみ入れて放置すると、 時間の流れ 時間がたつにつれて、濃度は一様になっていく。 水の深さ 砂糖の濃度 砂糖は次第に拡散 砂糖の濃度 時間の流れ 時間がたつにつれて、濃度は一様になっていく。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

重い星と軽い星 恒星は、重い星ほど寿命が短く、 生まれてすぐに超新星爆発を起こす。 軽い原子が、重い原子より先に 銀河団ガスにばらまかれたということは… 重い星が酸素などの軽い原子をばらまき、 軽い星が鉄などの重い原子を最近ばらまいた。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

銀河団ガスの閉じ込め 銀河団ガスは、銀河団の重力(万有引力)によって、銀河団の中に閉じ込められています。 そのためには、銀河団はどのくらいの 質量を持つ必要があるのでしょうか？ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

銀河団の質量 銀河団ガスを閉じ込めるには、ガスの熱エネルギーより、重力の位置エネルギーのほうが低い必要があります。 kT- GMm/R < 0  M>(RkT)/Gm=1045 kg ここで、k: ボルツマン定数、T: 銀河団ガスの温度 (1億度)、M: 銀河団の質量, R: 銀河団の半径 (1000万光年), G:万有引力定数 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ダークマター 銀河団ガスを閉じ込めていることから、銀河団は1045kgよりも重いことがわかった！ この宇宙には、目に見えない何かが、見える物質の10倍以上含まれている！ これをダークマターといいます。 ダークマターの正体は未だに謎のままです。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

二日目のまとめ 中性子星は、あまりに圧縮されたため、星を構成している原子が全部中性子になったもの。強烈な磁場をもち、高速で回転するのでX線パルサーとなる。 ブラックホールは、重力が強すぎて光すら脱出できない星。周囲の物質が落ちるときにX線を出す。 銀河団は、数千万度の火の玉。 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目

ご静聴ありがとうございました。 研究のことに限らず、なんでも質問してください。 Mail での質問も歓迎します。 E-mail: matumoto@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp Web: http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/ 2005年1月29日 西大和学園 SSH 講義 2日目