Fermi衛星による 最新成果と今後の展望 Mar. 04, 2013@金沢 (高宇連研究会) T. Mizuno (広島大学　宇宙科学センター) On behalf of the Fermi-LAT collaboration Fermi衛星の最新成果の紹介 研究は積み重ね=>適宜初期の成果も交える

Recent Results by Fermi-LAT and Future Prospects Mar. 04, 2013@Kanazawa (Annual meeting of HEAPA) T. Mizuno (Hiroshima Astrophysical Science Center) On behalf of the Fermi-LAT collaboration 英語のタイトル

Fermi Gamma-ray Space Telescope Fermi = LAT + GBM LAT = GeV Gamma-ray Space Telescope (20 MeV ~ >300 GeV; All-Sky Survey ) 2008.06 launch 2008.08 Sci. Operation Fermi衛星の紹介 3c454.3 Cape Canaveral, Florida 1873 sources Nolan+ 2012, ApJS 199, 31

Fermi-LAT Performance New Dataset and Response (Pass7, 2011.08-) Improved Aeff in low Energy (E<200 MeV) In-orbit calibration of PSF http://www.slac.stanford.edu/exp/glast/groups/canda/lat_Performance.htm Effective Area (P7) PSF Fermi-LATの性能 ８月頭に新データ＆レスポンスをリリース 大きな特徴が二つ PSFは、込み入った領域でも、X線天体との多波長解析が可能 good enough for MW analysis of X-ray sources Ackermann+12, ApJS 203, 70 (CA: Baldini, Charles, Rando)

Fermi-LAT Performance New Dataset and Response (Pass7, 2011.08-) Improved Aeff in low Energy (E<200 MeV) In-orbit calibration of PSF http://www.slac.stanford.edu/exp/glast/groups/canda/lat_Performance.htm Old Aeff (P6) Big improvement over the old P6 response in E<200 MeV 有効面積は、低エネルギー側で大きく向上 科学的にも重要(後で述べる) 是非解析をしていただきたい If you want to analyze data by yourself, please visit Fermi Science Support Center http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/

Fermi-LAT Publications Publications by Fermi-LAT members (Cat I+II+III, as of Dec. 2012) 2008 2009 2010 2011 2012 ~300 papers already published 6-7 papers/month 2FGL catalog paper is the most cited paper in 2012 (in astrophysics) フェルミの高い生産性を示す例として、統計情報を示す。 http://www-glast.stanford.edu/cgi-bin/pubpub

Introduction: Gamma-Ray Astrophysics g-rays = CRs x ISM (or ISRF) Cosmic-rays Interstellar Medium Fermi-LAT (2008-present) 2.4p sr, 20 MeV-300 GeV これから観測の話 まず、ガンマ線天文学について簡単に復習 known ISM distribution => CRs those “measured” CRs => ISM A powerful probe to study CRs and ISM in distant locations

Origin and Propagation of Galactic CRs uCR~1 eV/cm3 at the solar system Vgal=1067-68 cm3, tesc~107 yr ESN~1051 erg, FSN~1/30 yr If h~0.1 PCR~1041 erg/s g-ray Pinj~1041 erg/s sun 宇宙線の加速・伝搬について基本的な枠組みをまとめる SNR, Diffuseの観測が必要 To test this SNR paradigm of CRs, we need to observe CR distribution outside of the solar system CRs accelerated at SNRs

Origin and Propagation of Galactic CRs uCR~1 eV/cm3 at the solar system Vgal=1067-68 cm3, tesc~107 yr ESN~1051 erg, FSN~1/30 yr If h~0.1 PCR~1041 erg/s g-ray Pinj~1041 erg/s sun This talk will cover Fermi-LAT obs. of diffuse gama-rays SNRs This talk will also cover local group galaxies, star-forming galaxies extragalactic gamma-ray background (+ISM) この話で触れる話題 SNR, diffuse 関連する話題として、星生成銀河、宇宙背景ガンマ線放射(時間があれば)、ISM

ISM Component not Visible by Standard Tracers ISM has been mapped by radio surveys (HI by 21 cm, H2 by 2.6 mm CO) Fermi revealed a component of ISM not measurable by those standard tracers Chamaeleon Molecular Cloud g-rays w/ CO contour Residual g-rays when fitted by N(HI)+CO まず星間ガス 伝統的な電波サーベイが見逃していた星間ガス 林克弘君の仕事 ガンマ線超過信号 Ackermann+12, ApJ 755, 22 (CA: Hayashi, TM)

ISM Component not Visible by Standard Tracers ISM has been mapped by radio surveys (HI by 21 cm, H2 by 2.6 mm CO) Fermi revealed a component of ISM not measurable by those standard tracers, confirming an earlier claim based on EGRET study (Grenier+05) Residual gas inferred by dust Residual g-rays when fitted by N(HI)+CO 超過信号は星間ガス由来 ガンマ線スペクトル 傍証として、ダストから示唆されるガス See also Abdo+10 (ApJ 710, 133), Ackermann+11 (ApJ 726, 81) and Ackermann+12 (ApJ 756, 4)

CRs outside the Solar System (1) Mid-high lat. region in 3rd quadrant small contamination of IC and molecular gas correlate g-ray intensity with N(HI) electron-bremsstrahlung nucleon-nucleon LAT data model from the LIS Local CR spectra ~ those directly measured at the Earth (uCR~1 eV/cm3) 次は、星間空間中の宇宙線の話 最初に出版した、広がったガンマ線放射の話を紹介(近傍の宇宙線) Abdo+09, ApJ 703, 1249 (CA: TM) 12

CRs outside the Solar System (2) Data Model on average, local CR spectra ~ those measured at the Earth (uCR~1 eV/cm3) 今のは初期の成果。それが今ではこうなっている 銀画面をマスクして全天 エネルギー範囲の拡大 太陽活動によるモジュレーションを除くうえでも大事 Casandjian+ in prep. 13

CRs on Galactic Scale No single model to reproduce the all-sky data, but overall agreement is good Outer Galaxy Diffuse model (total) Local pi0 銀河全体の宇宙線の分布 e- brems. IC Inner Galaxy Ackermann+12, ApJ 750, 3 (CA: Johannesson, Porter, Strong) 1GeV 10 100 14

CR Luminosity inferred from a model PCR=(6-8)x1040 erg/s and Lg=(7-10)x1038 erg/s are inferred by (particular) set of models MW is electron calorimeter if IC is included Luminosity of MW CR p CR a CR e- ガンマ線をおおむね説明できたので、宇宙線のエネルギー収支の議論が可能に Radio g-ray CR e+ Halo size: 2kpc 4 10 2kpc 4 10 Models by numerical calculation, Strong+10 (ApJ 722, L58) Diffusive Reacceleration, zh=4kpc 15

SNRs seen by Fermi-LAT ten 2FGL sources are now identified as, or associated with SNR (# of possible association ~60) Hadronic scenario is usually favored 次は加速源の話題として、SNRの話 Fermiで検出した、代表的なSNRのイメージ

SNRs seen by Fermi-LAT ten 2FGL sources are now identified as, or associated with SNR (# of possible association ~60) Hadronic scenario is usually favored ここで紹介するのは、右下の二つ(IC443, W44)

IC443 Image and Spectrum g-ray spectrum w/ pi0-decay dominated model 5-10 GeV g-ray image w/ radio contour 2-10 GeV 2-10 GeV EGRET Fermi MAGIC VERITAS PSF IC443のイメージとガンマ線スペクトル PSF Hadronic scenario gives Wp=1x1049 erg (ECR>500 MeV) Abdo+10, ApJ 712, 459 (CA: Giordan, Kamae, Rodriguez, Torres) 18

W44 Image and Spectrum g-ray spectrum w/ pi0-decay dominated model Deconvolved g-ray image w/ Spitzer 4.5um contour (tracer of shocked H2) g-ray spectrum w/ pi0-decay dominated model 2-10 GeV 同じく、W44のイメージとガンマ線スペクトル こちらの方が空間構造が分かりやすい Wp=6x1049 erg, We=1x1048 erg (ECR>100 MeV) Abdo+10, Science 327, 1103 (CA: Tajima, Tanaka, Uchiyama) 19

Pion-Decay Bump in LowE Spectrum Spectrum below 200 MeV clearly deviates from bremsstrahlung and agrees well with a hadronic scenario ここまでは初期の成果。これが今はどうなっているかを示したのがこちらの図 IC443 W44 WSN 1x1051 erg 5x1051 erg WCR 4x1049 (n/20cm-3)-1erg 4x1049 (n/100cm-3)-1erg Convincing evidence of proton acceleration, ESNh=WCR~1050 erg Ackermann+13, Science 339, 807 (CA: Funk, Tanaka, Uchiyama) 20

Local Group/Starburst Galaxies Study CR/ISM interaction in wide range of samples Contribution to EGB LMC M82 次は関連する話題として、近傍銀河 モチベーションの一つ：宇宙線の注入、伝搬をよりよく理解 N253 M31 SMC

Energy Spectrum Starburst -- Hard spectrum by Fermi+IACT (G~2) Local Group -- Softer spectrum (G>2.5) Escape limited in MW. Short diffusion length in LMC MW(+) & LMC(+) M82 初期の成果として、M82とLMC スペクトルの違いを理解するヒント：MWはescapeが効く。LMCは拡散長が短く、おそらくescapeが効いている G=2.2 G=2.7 Abdo+10, ApJL709, 152 (CA: Bechtol, Dermer, Reimer, Rodriguez, Torres) Abdo+10, A&A 512, A7 (CA: Jean, Knodlseder, Porter)

SFR-Lg Relation A sample of 69 is examined: quasi-linear relation between star-formation rate and Lg (Lg∝LIR1.0-1.2) SFR-Lg relation and hard spectrum implies hadron calorimetry N1068 N4945 M82 N253 M31 これまでは初期の成果。今どうなっているかを示したもの =>星生成銀河を総ざらいし, ガンマ線光度-星生成率の間の関係を見る ガンマ線光度は星生成率の1.0-1.2乗でおおむね比例 明るい銀河は、ハードなスペクトル =>CR p カロリメータ MW LMC SMC Ackermann+12, ApJ 755, 164 (CA: Bechtol, Cillis, Funk, Torres)

SFR-Lg Relation A sample of 69 is examined: quasi-linear relation between star-star-formation rate and Lg (Lg∝LIR1.0-1.2) SFR-Lg relation and hard spectrum implies hadron calorimetry NB MW is escape limited N1068 N4945 M82 N253 M31 ガンマ線放射をより理解するため、縦軸をガンマ線光度/星生成率にする 点線は、カロリメータの場合の予想 明るいものは予想に近く、ほぼガスとの反応で消費、または反応で消費されるものが、escapeと同程度 暗いものは比が小さく、escapeが効いている MW LMC SMC Ackermann+12, ApJ 755, 164 (CA: Bechtol, Cillis, Funk, Torres)

Extragalactic g-ray Background GeV gamma-ray sky = Point sources + Gal. Diffuse gs + ExtraGal. Diffuse gs Vela Geminga 最後の話題として、宇宙背景ガンマ線放射(CXBのガンマ線版) Crab 3c454.3 Fermi-LAT 1 year all-sky map

Extragalactic g-ray Background (EGB) どうやって

Why is EGB Important? The EGB may encrypt the signature of the most powerful processes in astrophysics Star forming galaxies, etc. Point sources or diffuse 73% Dark Energy 4% Atoms 23%Dark Matter Blazars contribute 20-100% of the EGB EGBを調べる意義 ブレーザー(系外ガンマ線源の主要メンバ) 　EGRET時代の最有力候補 通常の銀河(天の川銀河)、スターバースト 　最近のはやり 銀河間空間での宇宙線加速 DMの対消滅、崩壊 Markevitch+05 Annihilation of Cosmological Dark Matter Particles accelerated in Intergalactic shocks

EGB of EGRET Era “Cosmic” Extragalactic Gamma-ray Background (EGB) known since 1970s (SAS-2) G ~ 2.1 E2 x Flux EGRET時代のEGB X線からGeVガンマ線での系外放射まとめ X線はほぼ点源に分解 EGRETは分解能が悪く、EGBへの制限はゆるかった CXB (resolved into AGNs) GeV background (EGRET) Sreekumar+98 keV MeV GeV

softer than EGRET result The Fermi EGB Fermi data + improved diffuse model new EGB spectrum in 0.2-100 GeV + = LAT sky gal. diffuse point sources Instrumental BG Featureless PL softer than EGRET result 精度の良くスペクトルを決めることが重要 　高品質のデータ 　優れた銀河系のディフューズモデルが役立つ 全ガンマ線放射=gal. diffuse + 点源 +　装置BG + EGB 系統誤差も注意して評価 単一のPL 従来より「ソフト」で低いEGB G ~ 2.4 Abdo+10, PRL 104, 101101  0.1 1 GeV 10 100 (CA: Ackermann, Porter, Sellerholm) +”EGB”

Contribution of Blazars >70% of resolved high-lat. sources are blazars Unresolved Blazars account for 23+/-5(stat)+/-12(sys)% of the EGB logN-logS: Most of un-associated sources are likely to be blazars Fermi EGB vs. source contribution EGBの起源として、点源の寄与を考える。 ブレーザーの寄与は確定分は10-40% 左図：logN-logS(ある明るさ以上の天体の数) 未同定天体 ~ ブレーザー 感度を考慮し、分解できない天体の寄与を見積もる。右がバンド毎の寄与。 ブレーザーの寄与はと20%程度(10-40%) 0.1 1 GeV 10 100 Abdo+10, ApJ 720, 435 (CA: Ajello, Tramacere)

Contribution of Star-forming Galaxies Use Lg-LIR scaling to estimate contribution Star-forming galaxies account for 4-23% of the EGB (~60% at the maximum if we add Blazars and SFGs) Radio galaxies can account for ~25% (e.g., Inoue+11). Still some room for other source type or truly diffuse emission. Ackermann+12, ApJ 755, 164 (CA: Bechtol, Cillis, Funk, Torres) 星生成銀河の寄与(先ほどの話) 4-23%。つまりブレーザーと併せて60%程度 電波銀河の寄与は、不定性が大きいが25%程度 EGBの大多数を説明しうるが、まだ足りない。

Future Prospects Detailed modeling of Galactic CRs CR density gradient, CR density variation (e.g., Ackermann+11, ApJ 726, 81; Ackermann+12, ApJ 755, 22) Injection of CRs to the interstellar space Detailed observation of SNRs and other accelerators, Cygnus Cocoon and other star-forming regions (e.g., Ackermann+11, Science 334, 1103) New event classification (Pass8) Further improvement of acceptance ブレーザーの寄与は確定分は16% 左図：logN-logS(ある明るさ以上の天体の数) 未同定天体 ~ ブレーザー 感度を考慮し、分解できない天体の寄与を見積もると16% 最低でも16%あるが、反面確定分は16%しかない 右：バンド毎の未分解天体の寄与 どのエネルギー帯でも不足 フラックスを0まで積分しても、最大で40%にしかならない (best estimateは23+/-5%) Pass 8 (new IRF) Cygnus Cocoon (g-ray excess)

Thank you for your Attention Summary Fermi衛星により宇宙線の探査が大きく進んできた(広がったガンマ線放射, 宇宙線源候補, 星生成銀河) 太陽系は「特別」ではない SNR起源説で概ね説明可能 星生成銀河はCR p Calorimeter (天の川銀河はescape limited) 系外ガンマ線放射に対する点源の寄与を定量評価 宇宙線の注入, 伝播, 分布を調べることが重要 宇宙線分布の詳細観測 SNRほか加速源の詳細観測 (花畑講演も参照) 触れられなかった話題：AGN, GRB, PSR/PWN, DM探査など Thank you for your Attention