宇宙科学研究本部 中澤 知洋 深沢泰司（広大理）、牧島一夫（東大理）、ほか 銀河団 非熱的な現象を求めて 宇宙科学研究本部 中澤　知洋 深沢泰司（広大理）、牧島一夫（東大理）、ほか

銀河団とは？ ○ Coma 銀河団（可視光＋X線） ○ 銀河団＝宇宙最大の天体 （自己重力系） ○ 銀河団の3大構成要素 　　銀河団とは？ ○　Coma 銀河団（可視光＋X線） ○　銀河団＝宇宙最大の天体 （自己重力系） M.Watanabe et al. ○　銀河団の3大構成要素 「ダークマターの重力ポテンシ ャル」の中に、「星＝銀河」と、 大量の「銀河間ガス」が閉じ込 められた系。 ２度 (～ 3 Mpc)

銀河団に広がる高エネルギー電子 ー第4の主要な要素？ー X線コントア 電波グレー 可視光写真 Mpcスケールの拡がった ３Mpc シンクロトロン電波 ３Mpc

Coma銀河団の電波ハロー＋硬X線 Coma銀河団 ○ 電波ハロー  GeV 電子のシンクロトロン放射 ○ 銀河団からの硬X線放射 ○　電波ハロー  GeV 電子のシンクロトロン放射 ○　銀河団からの硬X線放射  CMBの逆コンプトン？ Coma-C 1.4 GHz image 熱的な成分（ガス） 電波 スペクトル 超過成分 BeppoSAX X線スペクトル Coma銀河団 ２度 (～ 3 Mpc) 10 50 keV →40余りの銀河団で確認 Coma銀河団

Coma銀河団の電波ハロー＋硬X線 Abell２２５６銀河団 ○ 電波ハロー ○ 銀河団からの硬X線放射 ○　電波ハロー  GeV 電子のシンクロトロン放射 ○　銀河団からの硬X線放射  CMBの逆コンプトン？ Abell２２５６銀河団

HCG62銀河群 X-ray spectra 可視光＋X線 イエージ 超過硬X線 4分 15分 ⇒ 強い超過ハード成分 Fukazawa, nakazawa et al 2001 X-ray spectra 可視光＋X線 イエージ 超過硬X線 kT=1.03+/-0.02 keV Z=0.13+/-0.01Zsol Chi2=241/74 4分 ・2.5 keV以上でfitすると、 　1 keV 付近で合わない ＋ 　kT=2.35+/-0.5 keV 15分 ⇒　強い超過ハード成分

NeXTで狙える非熱的な現象 →Mpc スケールの動的な宇宙 １：銀河団ガスのバルクモーション/対流 ２：相対論的な電子からの放射 硬X線 →ドップラー測定。「動的な銀河団像」 ＊銀河団形成、巨大なプラズマの渦、、 ２：相対論的な電子からの放射 シンクロトロン光度　∝　Ub×Ue 逆コンプトン光度　∝　Ucmb×Ue Ucmbは既知→Ue, Ub全て分かる！ 参考： ・f(sync)=4.2(B[uG]) γ^2 [Hz] →γ=18000 @ 1GHz, 1uG →γ= 9300 @ 365 MHz, 1uG ・f(IC)=4/3 f(seed) γ^2 [Hz] →γ=10500 @ 100 keV,CMB(7e-4 eV) 硬X線 電波

Mpc スケールの運動、 非熱的なエネルギー メインじゃない話題： 動的な銀河団 例：A2319 銀河団の シミュレーション メインじゃない話題：　動的な銀河団 例：A2319　銀河団の 　　シミュレーション 乱流による広がり? ガスの動き? ハードX線？ A3667銀河団の温度ムラ （Newton） Mpc スケールの運動、 非熱的なエネルギー B. Ulrich et al 合体・衝突で渦巻く銀河団ガス？

銀河団からの硬X線観測の意義 ○「硬X線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」 問題点 ・SAX のみた硬X線が、明るすぎる。嘘？ Ue=4 uG相当、Ub=0.15uG（？）←RMでは 3uGくらい ・本当にシンクロトロン＋逆コンプトンなの？？ ・電波の観測はOK→MpcスケールのGeV電子は存在する。 しかしながら、そもそもMpcスケールに電波ハローが拡がっ ていることが説明困難。拡散の問題。 　　　　　　　　　　　　　　　→「そこら中で加速」とか、、 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　あるいは「電子じゃない」とか、、 　　　　　　　　　　　　　　　　　つまり、放射機構も加速機構も、 　　　　　　　　　　　　　　　　　なぞなぞなぞ、、、、、

銀河団からの硬X線観測の意義 10’ Mpc A3667NW Relic 電波 ○「硬X線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」 ＜単純な考え＞ HXI：イメージング with 電波　→　 ・相対論的な電子の分布、磁場の分布 SGD：スペクトル 300 keVまで？広い視野　→ ・銀河団ハードの検証・検出　確定作業＆「沢山」でできること ・スペクトルを電波と比較→放射機構 ＜ひねった考え＞ 電子の密度/ベキの分布から →その電子を生成しているものへの 厳しい制約 →陽子か？（内山講演参照） 10’ Mpc A3667NW Relic　電波

銀河団からの硬X線観測の意義 １：陽子。 γ=10000の電子の寿命は、1e8 yr、γ=300くらいでは1e10 order →陽子は、m_e/m_p　で　「ハッブルタイム以上」 「電子の背景にいる、陽子に迫れないか？」 SNR、リッジなど、「似通った」天体からの演繹も利用 → Diffusive Acceleration　の物理の一環として、 最大の天体としての「銀河団」 ２：銀河団形成における、エネルギーの散逸・抽出・拡散 →宇宙の大規模構造の進化のエナジェティクス

じゃあ、NeXTで見えるの？ A3667 NWレリック Abell３６６７ Coma銀河団 熱的成分の 分離 →端、やや低温 SAXの結果は 怪しいかも、、 A２２５６銀河団 じゃあ、電子と磁場の エネルギーが、 等分配だと思って計算しても 見える天体はないの？？

Astro-E2、INTEGRAL、NeXT の感度 連続成分：100 ks　観測、5’x5’の広がり A3667NWレリック Coma銀河団 full HCG62 full INTEGRAL 悲観的に計算しても ぎりぎり見える！ HCG62 5’x5’ 「均一」計算でもOK →「ムラムラ」なら余裕 π0ガンマ？ Astro-E2 Coma銀河団 　　　　5’x5’ そして GLAST NeXT ムラムラ万歳！！

銀河団の形成、合体における、非熱的なエネルギー生成。 電子だけで考えると、総エネルギーは 熱的な成分の１％～0.01％以下程度に見えるが、 陽子を考慮するともっと多い？ 銀河団の中では、相対論的な陽子は、冷却もされず、 逃げ出しもせず、いつまでもたまってゆく。（ごく自然なこと） 銀河団誕生から、現在にいたるまでの全ての ハッブル時間にわたる非熱的なエネルギーの溜まり場。 →　相対論的な電子は、2次電子？ GLASTと共同で、広い帯域を見る。NeXTは撮像が売り。 　　　（ただし、SAXを信じると破綻）→高精度の観測必須。 ハドロニックな 相互作用の世界

本日のメインの１つ NeXTの旗印は何だ？？ おしまい、、 銀河団は。 言って見れば、銀河団から「物理」の第1要素的な 抽出は向いていない。暗いから。 しかし、「加速器天文学」の「展開」の先として、 実に魅力的。宇宙最大。大規模構造の進化。天体形成。 扱える程度には、明るい。見える！ 本日のメインの１つ NeXTの旗印は何だ？？

NeXTへの要求 ○ 銀河団、SNR（の一部）、リッジとか→ ・Diffuse への感度＝有効面積＋低いBGD ・折れ曲がりを見る帯域。数百keVまで？ ・CCDや分光計との協力は？必要？？ ○　核ガンマ→ ・同上＋優れたエネルギー分解能 ・?? MeVまでの帯域 ○　パルサー→ ・時間分解能＋偏光？ ○　BH、AGN、WD、NS→ ・点源への感度＝角分解能＋面積＋低いBGD ○　銀河の進化 ・HXIでの探査。 Compton thickなAGN＝成長するAGN？ 典型的な サイズは？ 狙うラインのエネルギーは？

HXI感度計算 5x5min Diffuse Src Point Src →硬X線バンドの感度を支配する のは検出器のNXB！（点源でも） 古沢さん、前田さん、岡島君ほかと共同 一部修正込み HXI感度計算 ○パラメータ ・XRT　HPD=30’、60cmφx4、FL=12m ・Det NXB CCD = 4e-4 c/s/keV/cm2 CdTe pix = 1e-4 c/s/keV/cm2 ・Confusion 0.1src/HPD ・混入限界 ・CXB３σ ・NXB３σ ・5 photon 0.1 mCrab 　　　　～ULX Gal. Cen. 5x5min Diffuse Src Point Src →硬X線バンドの感度を支配する のは検出器のNXB！（点源でも）

銀河団からの硬X線観測の現状 ○ ハードX線は２天体のみ (by SAX) ○ 感度のギャップ＠10 keV 名前 電波(1.4 GHz) 硬X線 [erg/s/Hz/cm2] [erg/s/cm2] Coma 32.0e-13 2.2e-11 A2319 8.5e-13 （<2e-11） A2256 1.9e-13 1.2e-11 A2255 2.0e-13 -- A2218 0.2e-13 -- 電波ハローを持つ銀河団（近い順） 集光なし、BGD高い、天体暗い ・銀河団の硬X線は、20～30 keV 以下では熱的放射に隠れる ・10 keV　以上では検出器の感度が２桁劣る ⇒　銀河団の硬X線の観測は困難、イメージもない

・Cluster and group of Galaxies: cluster merger event, gas bulk motion, turbulence, acceleration … A3667 cluster : merging Coma cluster: hard excess Radio relic (Roettinger et al) Temperature distribution (B. Ulrich et al.) Temperature distribution (M. Watanabe et al.)

中心付近の銀河数との弱い相関？ ○ NGC4325群＝ハード成分なし ハードあり ハードなし 銀河１こ 300 kpc ハードの兆候 ・示さないもの 　単独の孤立した銀河 ・示すもの 　中心に複数の銀河 ○ RGH80 群＝ハード成分あり 銀河２こ ⇒銀河群の進化との関係？ 300 kpc

硬X線の広がり ○ 半径方向の輝度分布 Gas (0.5-4 keV) Hard Excess (4-8 keV) PSF ○　半径方向の輝度分布 Gas　(0.5-4 keV) Hard Excess (4-8 keV) PSF 中心銀河からの距離（分） ・硬X線は、広く分布しており、（単一の）点源ではない。 ・高温ガスと良く似た広がりをもつ。

New X-ray Telescope (NeXT) 計画（2010-?） 「広帯域＋高精度分光」 ・80 keV までの硬X線イメージ ・高精度分光 ・600 keV まで感度１桁向上 →非熱的な物理に迫る ・Astro-E2とNeXTの有効面積 撮像・集光 非撮像 ・多層膜スーパーミラー ・CCD+CdTe 撮像カメラ ・TESカロリーメータ ・狭視野コンプトンカメラ など（案） 撮像 非撮像