Ｆｅｒｍｉ Ｂｕｂｂｌｅ と銀河中心の巨大構造 2014年6月6日(金) 佐々木 健斗
Ｆｅｒｍｉ Ｂｕｂｂｌｅ Fermi-LATのγ線データから点源(AGNなど)を除くと・・・ Su et al.(2010)より
他の波長帯との相関（マイクロ波） (23GHz) Planck (30GHz + 44GHz) Planck(赤+黄)+Fermi(青) Dobler et al.(2010) Planck collaboration(2012)
他の波長帯との相関（Ｘ線） (1.5keV) 緑(1-5GeV)とROSATデータ Su et al.(2010) γ線と電波(上図)及びX線(下図)
Ｆｅｒｍｉ Ｂｕｂｂｌｅ γ線（&電波）の双極構造+縁にＸ線の構造 Su et al.(2010) NASA γ線（&電波）の双極構造+縁にＸ線の構造 エネルギー源は中心のＢＨ（Ｓｇｒ Ａ＊～１０６Ｍ☉）への質 量降着 ｏｒ ジェット ｏｒ 爆発的星形成？
Ｆｅｒｍｉ Ｂｕｂｂｌｅ 銀河面から南北に 広がる非常に巨大な双極構造 ｈａｒｄなスペクトル(指数が～-２)を持つ 境界面（ｅｄｇｅ）で明るさが急激に変化 衝撃波構造を示唆 明るさが全体で一様 ～10kpc 放射源は一体何なのか？ Ｃｈｅｎｇ ｅｔ ａｌ. Ｆｅｒｍｉ ＬＡＴでの観測結果（１００-５００ＧｅＶ） 点源を除いてある（Ａｃｋｅｒｍａｎｎ ｅｔ ａｌ. ,２０１３）
Projection効果 上から見たBubble 上から見たBubble Shell状に放射する場合 全体が一様に放射する場合 観測者 射影すると中心付近が強く見える 射影すると縁付近が強く見える
Projection効果 観測で見られるような全体に 一様な強度を再現するには、 放射の空間分布を工夫する 必要がある 上から見たBubble 観測で見られるような全体に 一様な強度を再現するには、 放射の空間分布を工夫する 必要がある
２つのモデル ハドロンモデル(ex. Crocker&Aharonian 2011) ・陽子(p)を加速し、p+p→π0→２γのように放射 ・加速機構は、ｓｈｏｃｋでの１次Ｆｅｒｍｉ加速が採用さ れることが多い ・２次電子からのシンクロトロン放射でＷＭＡＰ-ｈａｚｅ も説明できるが、ＲＯＳＡＴの放射はうまくいかない レプトンモデル(ex. K.S.Cheng et al. 2011) ・電子(ｅ)を加速し、逆コンプトン(ＩＣ)でγ線放射 ・冷却が早いため、乱流での２次加速が採用される
２つのモデル ハドロンモデル(ex. Crocker&Aharonian 2011) ・π0の静止質量（～１４０MeV）に対応するカットオフ ・冷却が効きにくく、高エネルギー側はカットなし？ レプトンモデル(ex. K.S.Cheng et al. 2011) ・低エネルギー側のカットはなしか ・冷却が早いため、高エネルギー側にカットオフ
２次Ｆｅｒｍｉ加速 ランダム運動する星間雲や磁場の乱れなどの乱 流による加速 スペクトルの指数は加速源によって様々に変化 ２次加速の様子は、乱流の振る舞いに大きく左右される
宇宙線の移流拡散方程式 移流拡散方程式 加速 ｅｓｃａｐｅ 冷却 変形、冷却・ｉｎｊｅｃｔｉｏｎの効果を外挿 加速 ｅｓｃａｐｅ 冷却 ｉｎｊｅｃｔｉｏｎ ｔａｃｃ＝ｐ２/Ｄｐｐ、ｔｅｓｃ＝Ｌ２/Ｄ、ｔｃｏｏｌ＝ーｐ/（ｄｐ/ｄｔ）とすると、これらの大小関係からスペクトルの形が決まる！
加速効率の位置依存 ｓｈｏｃｋからの距離ごとの各項の時間（上） と 電子数密度スペクトル（下） のエネルギー依存性 （Ｍｅｒｔｓｃｈ ｅｔ ａｌ．２０１１）
加速効率の位置依存 フラックスの観測結果及び以前のモデルとの比較 （Ｍｅｒｔｓｃｈ ｅｔ ａｌ．２０１１）
加速効率の位置依存 以前までのモデル（点線）に比べて、観測結果（ｓｈａｒｐなエッジ、一様な表面輝度）をよりよく再現！ 高エネルギーでは縁が明るくなることを予言 （Ｍｅｒｔｓｃｈ ｅｔ ａｌ．２０１１）
計算結果例
新たな観測結果 偏光観測で見つかった構造は、片側に流れている？ ジェット的構造ではなく、ｓｔａｒ ｂｕｒｓｔを示唆？ 2.3GHz帯における偏光強度マップ（Carretti et al .2013） 偏光観測で見つかった構造は、片側に流れている？ ジェット的構造ではなく、ｓｔａｒ ｂｕｒｓｔを示唆？
まとめ 銀河中心には巨大構造が存在（電波～γ線） γ線の放射（Ｆｅｒｍｉ Ｂｕｂｂｌｅ）を説明するために、 ハドロンモデルとレプトンモデルの２つが存在 一様な表面輝度とｓｈａｒｐなエッジ再現のために、 空間的に一様ではない分布を考える必要 ＴｅＶ領域の観測により、放射過程の区別ができる 可能性がある ＣＴＡなどでの観測に期待