松本浩典 (名古屋大学現象解析研究センター) 宇宙に潜む暗黒加速器 松本浩典 (名古屋大学現象解析研究センター)
目次 宇宙線 暗黒加速器とは？ TeVガンマ線未同定天体 暗黒加速器のX線観測 すざく衛星 すざく観測結果数例 まとめ
宇宙線: 宇宙を飛び交う高エネルギー粒子 最大の謎:どこで生まれる？ 宇宙線フラックス(流束) 日本人最速 由規投手 (ヤクルト) (161km/hr) 宇宙線フラックス(流束) 人類最強加速器 LHC ©WikiPedia 粒子一粒のエネルギー (eV; 1eV=1.6e-19J)
宇宙線起源 超新星残骸が起源の一つ 宇宙線電子成分 あすか衛星で高エネルギー電子のシンクロトロンX線発見 (Koyama et al. 1995) いまホットな分野: 宇宙線陽子起源の観測的証拠を見つける。
宇宙線源を光を使って探そう 光は磁場があっても直進。 宇宙空間磁場 宇宙線 光 高エネルギーの光(X・ガンマ線)を使おう。
TeV(=1012eV)ガンマ線で見た天の川銀河面 Chaves et al. 2009 arXiv:0907.0768v1 TeV ガンマ線 = 1粒で～1TeV(=1e12eV=1.6erg)の光子 (cf. 可視光線 ～数eV)
天の川銀河TeVガンマ線天体 正体不明が一番多い！ WR星(大質量星) (～3天体) 激変星(白色矮星) (～1天体) X線連星系(～6天体) 超新星残骸 (～13天体) パルサー風星雲 (～32天体) 未同定天体 (～33天体) (http://tevcat.uchicago.edu/より。2010年12月現在) 正体不明が一番多い！
暗黒加速器=TeVガンマ線未同定天体 TeVガンマ線 = 高エネルギー粒子の存在 天の川銀河には、天然の加速器が一杯！ LHC Spring-8 TeVガンマ線未同定天体 … ガンマ線以外は暗い 暗黒加速器(dark particle accelerator)
宇宙は「暗黒」が大流行 ©国立天文台 ©KEK 暗黒物質分布(紫色で表示) 流行にのってみました!?
暗黒加速器の謎 いったい何者？ TeVガンマ線を出している粒子は？ 陽子起源説 電子起源説 陽子が星間雲と衝突: p + pπ0粒子TeVガンマ線 電子起源説 電子が周辺の光を蹴っ飛ばす(逆コンプトン散乱)
TeVガンマ線を出すのは陽子？電子？ 陽子起源説 電子起源説 磁場 加速陽子 加速電子 π0 π0 TeVガンマ線 TeVガンマ線 星間雲 低エネルギー光子 加速陽子 加速電子 π0 π0 TeVガンマ線 TeVガンマ線 シンクロトロンX線 星間雲
暗黒加速器の正体解明に向けて 高エネルギー粒子が出すX線を観測しよう！ 検出限界感度 ©高橋忠幸 X線観測は抜群に感度が良い！… X線望遠鏡
+ すざく衛星 日本で5番目のX線天文衛星 2005年7月10日打ち上げ Hard X-ray Detector (HXD) X-ray Telescope (XRT) X-ray Imaging Spectrometer (XIS) +
すざく衛星の特徴: 高感度 名古屋大学+NASA/GSFC 驚異の反射鏡枚数(～1400枚) 低バックグラウンドな衛星軌道 集光能力を重視 低バックグラウンドな衛星軌道 広がった暗いX線天体の研究に最適。 暗黒加速器の研究に理想的 ほかの特徴 高エネルギー分解能CCD ワイドレンジ (0.3—600keV; 3桁！)
最もTeVガンマ線で明るい暗黒加速器 HESSJ1614-518 TeVガンマ線イメージ ～100光年 四角:すざく観測場所
すざくX線イメージ (2-10keV band) ガンマ線ピークにX線天体 ガンマ線の谷にX線天体 X線天体無し
ガンマ線に付随したX線天体 大変暗い! F(X) = 5e-13 erg/s/cm^2 F(TeV) = 1.8e-11 erg/s/cm^2 F(TeV)/F(X) = 34 F:フラックス(流束)
TeVガンマ線の起源は？ 陽子起源説 電子起源説 磁場 加速陽子 加速電子 π0 π0 TeVガンマ線 TeVガンマ線 星間雲 低エネルギー光子 加速陽子 加速電子 π0 π0 TeVガンマ線 TeVガンマ線 シンクロトロンX線 星間雲
F(TeV)/F(x)=34: 陽子起源説を支持 電子起源説 TeVガンマ線: 陽子 X線: 二次電子などのシンクロトロン放射 F(TeV)/F(X): 状況による TeVガンマ線: 電子 + 光子 X線: 電子 + 磁場 F(TeV)/F(X) ～U(光子)/U(B) < 1 U:エネルギー密度 U(光子(3K放射))～0.3 eV/cc U(B) ～ 0.6 eV/cc *(B/5uG)^2 暗黒加速器HESSJ1614は、宇宙線陽子の故郷候補
X線天体のスペクトル 非熱的なべき型スペクトル C(E) ∝ E^-1.7 吸収柱密度 NH = 1.2e22 cm^-2 (検出器の応答込) C(E) ∝ E^-1.7 吸収柱密度 NH = 1.2e22 cm^-2
吸収柱密度: NH=1.2e22cm^-2 光電吸収 × × 星間物質量 NH～1.2e22cm^-2 ～銀河中心までの物質量 HESSJ1614までの距離 D～8.5kpc (=25000光年)
X線スペクトルのべき: 電子の分布 HESSJ1614: E^-1.7 超新星残骸: E^-2.5 Log Count HESSJ1614 E^-1.7 超新星残骸 E^-2.5 Log E 通常の超新星残骸より高いエネルギーまで電子を加速
ガンマ線の谷間の天体 すざくX線 TeVガンマ線
谷間天体のスペクトル 非熱的なX線スペクトル C(E)∝E^-3.2 NH=1.1e22 cm^-2 F(2-10keV)=5.2e-13 erg/cm^2/s
吸収 NH=1.1e22 cm^-2 谷間天体: NH=1.1e22 cm^-2 HESSJ1614: NH=1.2e22 cm^-2 物理的に関連する可能性大。
スペクトル ： E^-3.2 異様にべきが大きい (3.2) 他の天体からの非熱的放射の例: 超新星残骸: ～2.5 パルサー風星雲: ～2 活動銀河核: ～2 Anomalous X-ray pulsarと呼ばれる特殊なパルサーは、～3のべきを持つ。 谷間天体は、Anomalous X-ray pulsarか？
パルサー (中性子星) 代表例: かに星雲 高速回転中性子星 超新星爆発で誕生 パルサー風星雲 中性子星(=強力な磁石)の回転エネルギーで、電磁場を通して、粒子加速。 X線イメージ 動画
Anomalous X-ray Pulsar パルサーの一種: ～10例 自転周期が長い (P=2～12s) 比較: かに星雲 (P=33ms) 自転周期変化率が大 (dP/dt=5e-13～1e-10 s s^-1) 比較: かに星雲 (dP/dt = 4.21e-13 s s^-1) X線で明るい。 仮定: 磁気双極子放射で、自転周期が長くなる。 異様に磁場の強い中性子星 (B～1e14 -1e15 G)か？ (比較: かに星雲 B～3e12 G) HESSJ1614の谷間X線天体もAXPか？
HESSJ1614に似た系: 超新星残骸CTB37B 電波観測で、超新星残骸とわかっている。 TeVガンマ線が出ている。 等高線: 電波 電波観測で、超新星残骸とわかっている。 TeVガンマ線が出ている。 SNR CTB37B
CTB37Bのすざく観測 Nakamura et al. 2009, Sato et al. 2010 AXP スペクトル ∝ E^-3.2 P=3.8s べきの小さな非熱的X線 スペクトル ∝ E^-1.5 (高効率電子加速) F(TeV)/F(X-ray) ～ 0.6 すざくX線イメージ 緑: TeVガンマ線 青: 電波 HESSJ1614とそっくり。 ただし、F(TeV)/F(X)を除く。 Cf. HESSJ1614 F(TeV)/F(X) = 34
個人的予想 ある特別な超新星爆発は、異常に磁場の強い中性子星を生む。 その超新星残骸は、高効率の電子加速。 星間雲とぶつかって、TeVガンマ線放射し、暗黒加速器となる。 宇宙線もAXPも暗黒加速器で一挙に説明？
明るい暗黒加速器もう1例:HESSJ1616-508 すざく観測場所 HESSJ1616 45ks HESS TeV image (excess map) (l, b)=(332.391, -0.138) すざく観測場所 45ks Provided by S. Funk (MPI) HESSJ1616
HESSJ1616: パルサー風星雲？ XMM-Newton衛星によるX線イメージ TeVガンマ線位置 パルサー 超新星残骸 Landi et al. 2007 XMM-Newton衛星によるX線イメージ TeVガンマ線位置 パルサー 超新星残骸 すざくの高感度ならパルサー風星雲が見える？
HESSJ1614本体:すざくX線イメージ 松本他 2007 X線対応天体無し (ぼうっと見えるのは銀河面X線放射) TeV image 松本他 2007 X線対応天体無し (ぼうっと見えるのは銀河面X線放射) F(X) < 3e-13 erg/s/cm^2 F(TeV)/F(X) > 55 … TeVガンマ線の陽子起源示唆
パルサー風星雲なし すざくX線 TeVガンマ線 パルサー + HESSJ1616とパルサーは関係なさそう。 HESSJ1616の正体は不明。
TeVで暗い暗黒加速器:HESSJ1741-302 暗黒加速器で、TeV fluxが最も小さい部類 B 付近のパルサーと関連？ A 暗黒加速器で、TeV fluxが最も小さい部類 F(1-10TeV) = 2e-12 erg/s/cm^2 (HESSJ1614 F(TeV)～2e-11) 付近のパルサーと関連？ すざくで二か所観測 b=0.0° l=358.5° (Omar et al. 2008, 2009)
観測領域A パルサーのX線放射なし X線新天体は白色矮星連星系 B A すざくX線 HESSJ1741と関係なし l=358.5° B A 観測領域A すざくX線 パルサーのX線放射なし HESSJ1741と関係なし X線新天体は白色矮星連星系 吸収量小。Foreground X線新天体
領域B: X線対応天体発見 すざくX線 TeVガンマ線 HESSJ1741のX線対応天体発見
X線対応天体のスペクトル 非熱的なスペクトル 吸収NH=4(1.9-7.4)e22 cm^-2 スペクトル∝E^-1.1 (0.6-1.8)
HESSJ1741:X線スペクトル 吸収が大きい NH=4.0(1.9～7.4)x1022cm-2 銀河中心付近の天体 (D～10kpc) F(1-10TeV)/F(2-10keV) ～ 6 TeVガンマ線の陽子起源示唆 小さなべき C(E) ∝ E^-1.1 (0.6～1.8) HESSJ1614, CTB37Bらに共通 効率の良い電子加速 残念ながら、HESSJ1741の正体自身は不明。
ASTRO-H衛星 2014年打ち上げ予定。 高エネルギーX線撮像分光 精密X線分光 広視野 軟ガンマ線 (E<600keV) 硬X線望遠鏡(HXT) + 半導体検出器(HXI) 精密X線分光 カロリメーター 広視野 CCD 軟ガンマ線 (E<600keV)
高エネルギーX線望遠鏡 名古屋大学、奈良女子大学、愛媛大学、ISAS他
電子加速はどこまで？ すざく衛星 ASTRO-H HXT+HXI Log Count ？ Log E 0.3keV 10keV 80keV 電子がどこまで加速されているかわかる。
まとめと今後 暗黒加速器=TeVガンマ線未同定天体 F(TeV) > F(X) … TeVガンマ線は陽子起源示唆 一部はAnomalous X-ray Pulsarを生む特殊な超新星の残骸か。 一部は依然として正体不明 F(TeV) > F(X) … TeVガンマ線は陽子起源示唆 X線スペクトルのべきが小…高効率の電子加速 今後の課題 他の暗黒加速器の系統的調査 陽子が衝突している星間雲の発見(電波観測) X線～ガンマ線のスペクトルの、より定量的な説明