宇宙大規模プラズマと太陽コロナの比較研究

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1 宇宙大規模プラズマと太陽コロナの比較研究
牧島一夫 (東京大学/理化学研究所) 2005/3/28 天文学会＠明星大学

2 銀河団の３成分 銀河 (102~3) 暗黒物質 ICM (高温プラズマ) 全質量の~12%
kTe = 2 〜 15 keV ne〜10-3 cm-3 重力閉じ込めで静水圧平衡。 最も外まで広がる。 宇宙組成の〜1/3の重元素を含む。 数μGに磁化。 β〜数十。 銀河団の３成分 銀河 (102~3) 全質量の〜3% ほぼビリアル速度で運動する。 最も中心に集中。 暗黒物質 全質量の~85% 重力ポテンシャルを規定 . X-rays 可視光 2005/3/28 天文学会＠明星大学

3 銀河団に関する話題 銀河と ICMの相互作用が鍵！ 暗黒物質の塊 → 構造形成、宇宙論パラメータ 銀河の集団 → 銀河形成と進化、環境効果
高温プラズマと銀河の共存系 -- プラズマ物理学の実験室 銀河団の中心に見られる低温プラズマの正体は？ なぜ ICM はノミナルな放射冷却時間で冷えず、むしろ「過剰エントロピー」をもつのか？ 重力ポテンシャルの形は、どうなっているのか？ なぜ銀河団の中心では楕円銀河が多く、さらにz＝1→ 0で強い形態進化を示すのか？ なぜ渦巻き銀河の多い銀河群は、Ｘ線で暗いのか？ 粒子加速が起きている徴候があるが、その機構は？ 銀河団の中心に見られる低温プラズマの正体は？ なぜ ICM はノミナルな放射冷却時間で冷えず、むしろ「過剰エントロピー」をもつのか？ 重力ポテンシャルの形は、どうなっているのか？ なぜ銀河団の中心では楕円銀河が多く、さらにz＝1→ 0で強い形態進化を示すのか？ なぜ渦巻き銀河の多い銀河群は、Ｘ線で暗いのか？ 粒子加速が起きている徴候があるが、その機構は？ 銀河と ICMの相互作用が鍵！ 2005/3/28 天文学会＠明星大学

4 画像からの情報ーFornax銀河団 25 kpsc 「あすか」GIS Chnandraモザイク
NGC1399 Unsharp Masking 「あすか」GIS Chnandraモザイク 25 kpsc NGC1404 Unsharp Masking 2005/3/28 天文学会＠明星大学

5 重力ポテンシャルとの比較 25 kpsc potential (a.u.) 3D Radius
NGC1399 Unsharp Masking 0.01 0.1 1 10 100 potential (a.u.) 3D Radius -1.4 -1.2 -1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0.2 「あすか」で測定した重力ポテンシャル (Ikebe et al. 1996) NGC1399の周囲の「ハロー」は、自分自身の作るポテンシャルの凹みに納まっている。 2005/3/28 天文学会＠明星大学

6 中心の低温成分 中心部でICMの放射冷却時間は宇宙年令の〜1/10。 cD銀河の周辺では確かにICMの温度が有意に低下。
だが「クーリングフロー」は起きていない： Makishima et al. (2001) さらに中心部のICM温度は周辺部の1/2〜1/3に揃う。 ICMは重力エネルギーに加えて〜1 keV/粒子の過剰エントロピーを持つ。 低温領域ではSiやFeの組成比が増加、酸素は増加せず。 Allen et al. (2001)；Kaastra et al. (2004) 外側で規格化したプラズマ温度 規格化した半径 2005/3/28 天文学会＠明星大学

7 ICMの正確な温度構造は？ Two-phase(2P) Multi-phase Single-phase(1P) cool T0 ICM温度
「あすか」は2P -- Makishima et al. PASJ 53, 401 (2001) では XMM-Newton や Chandraでは？ Single-phase(1P) Two-phase(2P) Multi-phase hot cool ICM温度 ３次元半径 T0 ~T0/2 2005/3/28 天文学会＠明星大学

8 XMM-Newtonで見たケンタウルス座銀河団 高橋勲、博士論文(2004)
Deprojectした薄いシェル エネルギー (keV) 半径 (arcmin) 0.1 0.5 1 5 10 プラズマ温度 (keV) 2 4 50 kpc １P ２P 「あすか」 足した厚い シェル 1Pと2Pは、同程度に良くデータを説明し、優劣がつけられない Two-phaseの方がデータをよく再現→中心部まで外側の高温成分が侵入。 2005/3/28 天文学会＠明星大学

9 cDコロナ仮説 低温成分 高温成分 銀河の運動/回転 磁力線 リコネクション
開いた磁力線の部分は、銀河団全体の高温成分が満たし、磁力線方向の熱伝導で等温に。 銀河の運動→ICMの磁気乱流→リコネクション→ICMの加熱 「銀河＋その暗黒ハロー」の運動エネルギーが宇宙年令の間に〜10%減るだけで、 ICMの放射損失を賄い、かつ〜1 keV/粒子の「過剰エントロピー」を与えられる 低温成分 高温成分 銀河の運動/回転 磁力線 リコネクション 2005/3/28 天文学会＠明星大学

10 RTV scalingの応用 長さa の磁気ループが、一定の外圧pで閉じ込められ、外部から加熱される。
ループへの熱入力は、放射冷却と、磁力線に沿う Spitzer伝導冷却に釣り合う。 ループ内の温度は、熱入力の大小によらずに pとa のみで決まる。 長さa の磁気ループが、一定の外圧pで閉じ込められ、外部から加熱される。 ループへの熱入力は、放射冷却と、磁力線に沿う Spitzer伝導冷却に釣り合う。 ループ内の温度は、熱入力の大小によらずに pとa のみで決まる。 ループ内の低温 成分は高温成分の外圧で閉込められると仮定。 1. RTV機構により、２つの相は熱的に安定に共存。 2. RTV scaling →低温成分の温度の絶対値を説明できる： Tc= 2.0 (p /4e-11)1/3 (a /50 kpc) 1/3 keV 3. TcとTh の比例関係を説明できる； Th2.8 ∝ Lx ∝ nh2R 3 → 　nh∝ Th1.4 →p ∝ nh Th ∝ Th 2.4 これとRTVより Tc ∝ Th0.8 ループ内の低温 成分は高温成分の外圧で閉込められると仮定。 1. RTV機構により、２つの相は熱的に安定に共存。 2. RTV scaling →低温成分の温度の絶対値を説明できる： Tc= 2.0 (p /4e-11)1/3 (a /50 kpc) 1/3 keV 3. TcとTh の比例関係を説明できる； Th2.8 ∝ Lx ∝ nh2R 3 → 　nh∝ Th1.4 →p ∝ nh Th ∝ Th 2.4 これとRTVより Tc ∝ Th0.8 2005/3/28 天文学会＠明星大学

11 銀河への反作用 ICMはエネルギーを得て広がり、銀河はエネルギーを失 なって中心に集中するはず→観測はその通り。
過去に銀河が放出した重元素に比べ、銀河は中心に集中するはず→観測はそうなっている。 ICMが濃いほど銀河は速やかに力学的エネルギーを失い、中心に落下して合体。また角運動量をプラズマに捨てられる→銀河密度の高い環境で楕円銀河が多いことを説明できる。 XMM-Newtonによる銀河群NGC1550（川原田et al.） 星 全 ICM 鉄 酸素 １　　　 kpc 100 2005/3/28 天文学会＠明星大学

12 今後の見通し ICMの一部は、銀河の動きに引きずられるはず。またICM中に乱流が励起されるはず→Astro-E2 XRSで初めて重イオン輝線のドップラーが検出可能に。 乱流の散逸に伴い、粒子加速も起きるはず→ Astro-E2 XRSで本格的な硬X線の探査が可能に。 Ｘ線と可視光の広がりの比が、進化しているか。 あすか (1993) Astro-E2 (2005夏) 2005/3/28 天文学会＠明星大学