次期Ｘ線国際天文衛星 NeXT High-precision X-ray Spectroscopy

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1 次期Ｘ線国際天文衛星 NeXT High-precision X-ray Spectroscopy
○ ブラックホールの時空構造　〜極限の宇宙ブラックホール〜　 アインシュタインの一般相対論が予言したブラックホールは、観測の蓄積により実在することが確立しつつある。Ｘ線は重力ポテンシャルの極端に深いブラックホール近傍から放射されるため、ブラックホールに特有な現象を感度よくとらえる最も優れた手段である。我々は、 NeXT衛星を用いて、以下の問いに答えたい。　 ・事象の地平線に吸い込まれる直前の物質の信号を捉えられるか？　 ・観測からブラックホール時空の回転を検証できるか？　 ・ジェット形成には時空の回転が本質的か？ それには、NeXT衛星による鉄などの輝線超精密分光と広帯域分光を行い、極度に強い重力場や時空の回転の効果による赤方偏移を調べることが最も有効な手段である。 下）鉄輝線エネルギーの時間変化のシミュレーション。物質がブラックホールに落ち込む際には太陽表面のように局所的に明るく輝く爆発現象が起こっていると考えられている(左下図上)。NeXTはそのような鉄輝線のダイナミックな時間変化を追いかけ、ブラックホールの時空構造を探査する。 はじめに： 　NeXT (New Exploration X-ray Telescope)衛星は、ダイナミックに進化する宇宙の姿をはじめて明らかにする。高精度のX線分光により、高温ガスの速度を100 km/sの精度で捉え、超新星、ブラックホール、銀河団の衝撃波や、ジェットのガスの運動を測定する。この運動は、高温ガスを加熱する一方で、粒子加速などにより非熱的なエネルギー集中を引き起こす。これを解明するために、10-80 keVでの高精度の撮像分光、そして keVまでの広帯域スペクトル観測を新たに行い、天体におけるエネルギー開放過程を包括的に調べる。10-80 keVの硬Ｘ線は最も透過力の高い電磁波であり、NeXTは塵やガスに隠されたブラックホールなど、これまで手の届かなかった未知の天体を探ることもできる。NeXTは高エネルギー現象を引き起こす物理過程に迫り、極限的な宇宙の形成を調べるとともに、宇宙論パラメータの測定や一般相対性理論の検証への道を切り開く。 鉄輝線の時間変動 左上）右回転するブラックホールへ落ち込むガスのＸ線写真（イメージ）。相対論的効果により右側が明るく観測され、元のエネルギーから青方偏移したＸ線が観測される 回転ブラックホール（カー解） Energy (keV) 左下）静止ブラックホールおよび回転ブラックホールから放射される鉄K輝線スペクトルのシミュレーション。一般相対論的効果により、輝線の幅が広がるが、その形は両者のブラックホールで違う ○ 隠されたブラックホール　〜宇宙天体形成史〜 宇宙科学シンポジウム 次期Ｘ線国際天文衛星 多くの銀河の中心には、最大で太陽質量の十億倍にも達する巨大なブラックホールが存在する。落ち込むガスが解放する重力エネルギーで、ブラックホールは1044erg s-1もの明るさを持つＸ線と、細くしぼられ光速に近い速度を持つ、相対論的ジェットを放出する。この結果、銀河を超えて銀河間空間を次々と加熱と電離を行う。すなわち、ブラックホールは単に何でも飲み込む黒い穴ではない。解放し放射するエネルギーにより、宇宙の物質状態とその構造をすっかり変えてしまう、宇宙進化の主役である。 巨大BH 30万光年 High-precision X-ray Spectroscopy NeXTのX線カロリメーターは、DE=10eV (FWHM）以下という驚異的な分光能力 (E/DE=700以上) を持つ。分散系ではなく直接分光型なので、広がった天体に対しても分光能力を発揮でき、撮像能力も同時に備えている。NeXTは、従来の衛星がなし得なかった超精密分光撮像観測を初めて実現する。 上）ケンタウルスA銀河の中心核 ブラックホールが放出する、Ｘ線 ジェット。 　〜主量子数から量子力学微細構造へ〜 従来のＸ線CCDは主量子数に関わるスペクトル構造の分離に留まっていた。NeXTは、軌道角運動量およびスピン角運動量による微細構造を分離し、Ｘ線放射に関わる物理相互作用を直接に知る。これにより例えば放射領域の温度、密度、結晶などの物理状態をモデルによらずに知ることができる。。 巨大ブラックホールと銀河は共進化する。成長期にあるブラックホールの多くは大量のガスや塵に埋もれた状態にあり、今までの観測では見逃されてきた。NeXT 衛星は優れた透過力を持つ硬X線で撮像観測し、星生成銀河の中心領域で誕生する隠された巨大ブラックホールを数多く発見し、その進化を探る。 下）「すざく」の発見した「ニュータイプ」ブラックホール Swift J の想像図。分厚いトーラスに深く埋もれており、10 keV 以上の硬X線により初めて発見することができた。 下）左のSwift J の「すざく」によるスペクトル。NeXTでは過去最高の感度で硬X線の透過光をとらえつつ、鉄輝線の精密分光によりブラックホール周囲の環境を詳しく探査することができる。 　〜Ｘ線プラズマの衝撃波をはじめて分解〜 広がったX線放射の分光による速度計測は、これまで5000km/sが限界であった。NeXTは500km/sより高い精度を実現し、X線プラズマの音速による広がり(数100km/s相当)や、衝撃波の速度( km/s)を、はじめて輝線ドップラーで検出する。 　〜輝度の低い広がった輝線天体の発見〜 Ｘ線CCDでは検出不可能な弱い輝線の測定が可能となる。輝線だけで輝く天体や暗く広がった天体の発見に威力を発揮する。 1P1 ヘリウム状 電離鉄イオン プラズマ鉄輝線 K殻→L殻遷移 L殻 3P0,1,2 カロリメーター 3S1 水素状電離 鉄イオン CCD ○ 宇宙から生命の起源をとらえる　～宇宙化学～ K殻 上）ヘリウム状電離鉄輝線の遷移図。K殻(n=1)とL殻(n=1)の各電子軌道が示されている。 我々の素である酸素や炭素、鉄といった元素は、宇宙創成後作られた。しかし、どこで、どのように元素が作られたかは、はっきりとは分かっていない。つまり、我々生命の起源は、大きな謎のままである。 上）CCD(赤)およびカロリメーター(黒)で得た、プラズマからの電離鉄輝線スペクトル。輝線の青、緑、赤の印は右の各微細構造の遷移に対応する。 NeXT衛星は、これまで検出が困難であった重元素をはじめてはっきりとらえる。重元素不安定核は、より安定な核への崩壊時に、核ガンマ線とよばれる光子を、硬X線から軟ガンマ線で放射する。この過程の特徴は、ガンマ線強度が重元素の存在するプラズマの温度や電離状態にほとんど依らないことである、つまり、我々は検出した核ガンマ線の強度から直接元素存在量を決定できる。この帯域での観測は比較的難しく、現在までに報告された確かな検出例は非常に限られている。NeXT衛星は世界最高感度を誇り、若い超新星残骸などから重元素の起源を発見することが予想される。 一方、銀河団ガスには大量の重元素が存在している。例えば、銀河団に存在する鉄の数割は銀河団ガスの中に存在することがわかっている。重元素は超新星爆発によって合成されるため、重元素の存在量を知ることは、超新星を起こす星の過去の存在量、つまり、宇宙の星形成史を知ることにつながる。銀河団ガス中の鉄の量の進化を観測すれば、鉄の起源を直接調べることができる。NeXT-SXSでは鉄の輝線の強度を赤方偏移z ~ 1まで求めることができる。 「すざく」により、銀河団ガスに含まれる酸素の量も測定され始めた。酸素は鉄と違ってほとんどがII型超新星により合成されるため、酸素の量は過去に形成された、II型超新星を起こす大質量星の数を反映する。NeXT-SXSにより、銀河系からの放射を赤方偏移で分離し、酸素輝線強度を正確に求められる。 さらに、NeXTでは、銀河団ガスや楕円銀河に含まれる炭素や窒素の量も求めることができるようになる。それらの主な供給源はII型超新星を起こさない中間質量の星であり、こうした星の過去の存在量をはじめて調べることが可能になる。すなわちNeXTは我々の宇宙のレシピを明らかにするといえよう。 超新星残骸カシオペアAのX線イメ ージ（Chandra衛星） 上）超新星残骸Vela Jr 1Msecの観測からHXIで期待されるTiの核γ線 NeXTは、「すざく」の技術と経験を活かし、かつ全く新しい技術を取り込むことで、これまでのX線天文衛星とは大きく異なる、次世代の観測装置を実現する。同軸を向いた4種5台の観測装置が搭載される。 ・軟X線精密分光システム（＋軟X線望遠鏡） : SXS x1 ・軟X線撮像分光システム（＋軟X線望遠鏡）: SXI x1 ・硬X線撮像分光システム（＋硬X線望遠鏡）: HXI x2 ・軟ガンマ線検出器（同軸にコリメート）: SGD x1 銀河系内の放射 上）A1060銀河団のオフセット領域をNeXTで観測した予想スペクトル。銀河系内の放射と区別することが可能。 NASA ISAS/JAXA NeXT 上）NeXT-SXSで遠方銀河を観測した時のHe-like 鉄輝線のカウント数と赤方偏移の関係 右）楕円銀河 NGC 4636をNeXT-SXSで観測したときの予想スペクトル。黒は中心、赤は少し外側の領域。炭素や窒素も観測が可能となる。

2 「あすか」, Chandra, Newton等、過去のX線衛星
宇宙には、我々人類の持つ巨大加速器でも到底作り得ない超高エネルギーにまで加速された粒子が飛び交っている。「宇宙線」と呼ばれるこれらの粒子は、今も我々の指先に毎秒1粒子程度降り注いでいるほど多く、我々の宇宙の基本構成要素と言っても過言ではない。しかし、宇宙のどこで、どのように宇宙線を加速しているのかは、発見以来100年経った現在も大きな謎のままになっている。宇宙線は星間磁場中でぐるぐるジャイロ運動をしてしまうため方向が変わり、宇宙線の到来方向を調べてもどの天体が加速源なのか分からないからだ。一方、宇宙線が磁場や背景光子と相互作用した時に出す光子放射は宇宙空間を直進するため、宇宙線加速源を直接とらえることができる。 日本は、「あすか」衛星で世界で初めて超新星残骸SN1006衝撃波面からシンクロトロンX線を発見し、「すざく」衛星では超新星残骸での加速が極度に効率良く行なわれていることを発見した。他の衛星や他の波長の望遠鏡を使った研究も含め、日本は常に世界の宇宙線加速研究を牽引してきた。 　NeXT衛星は、「最高エネルギーの決定」と「加速効率の決定」を目標としている。硬X線撮像検出器で超新星残骸衝撃波面のどの部分が粒子を最高エネルギーまで加速しているのかを明らかにし、X線分光器で超新星残骸のプラズマを詳細に調べることで、爆発エネルギーのどの程度が宇宙線へ注入されているかを突き止める。 Abell3667 銀河団：1000万光年四方のX線イメージ（等高線）に、電波イメージ（グレースケール）を重ねた 北西の電波源 南東の電波源 Roettgering et al. 1997 Briel et al. 2004 青=5000万度 赤=1億度 optical 上）「すざく」XISでA2256のメインピークとサブピークから観測された鉄ラインのエネルギーシフト (~1600 km s-1; Hayashida et al. 2007)。 上）X線が捉えたA3667銀河団プラズマの温度分布 30-80 keV 4-10 keV A2256銀河団 広帯域スペクトル HXIイメージ SXIイメージ A2256銀河団 精密分光系(SXS) 予想観測結果 右）硬Ｘ線観測の予想結果。非熱的な成分を80 keVまで撮像し、300 keVまで捉えることが可能。 上) NeXTは銀河団の中心付近を観測し、ガスの運動を分離できる。 Aharonian et al. 2007 銀河団は、300万光年のスケールに数千の銀河が集まる宇宙最大の天体である。全質量の7割をダークマターが占め、その重力で大量の高温プラズマも閉じ込めて、X線で明るく輝く。宇宙大規模構造の「節」であり、現在も衝突、合体を繰り返しているが、あまりにも巨大なためその成長の様子を見るのは難しい。合体のときに解放されるエネルギーは1057Jに達し、プラズマを激しくかき乱して加熱や大規模乱流を起こす(宇宙最大の加熱源)とともに、その中でGeVを超える高エネルギー 粒子を大量に生成する(宇宙最大の加速器)と考えられる。 「あすか」衛星やNewton衛星が捉えた複雑な温度構造や、いくつかの銀河団中に大きく広がる相対論的な電子からの電波放射は、これらの銀河団の活発な活動の直接の証拠である。NeXTは精密分光により、銀河サイズの乱流の速度分布とそのエネルギーを初めて明らかにし、硬X線を用いて高エネルギー電子のエネルギー総量を測定する。これにより、宇宙最大の天体の成長の様子を明確に捉えることができる。 上）NeXT 衛星 SXS でみたSN1006プラズマからの熱的放射の予想スペクトル。爆発エネルギーのうちどれだけが加熱に回るかを抑える。 上）NeXT衛星HXIでみたSN1006衝撃波部分の予想図。超新星残骸のどの部分で粒子が加速されているか、はっきりと決めることができる。 ○ 構造形成と宇宙論 　宇宙最大の天体である銀河団の進化は、宇宙の密度ゆらぎの成長と結び付いているため、宇宙論パラメータの決定に大きな役割を果たす。これまでROSAT衛星などにより、WMAPの結果と矛盾ないことが報告されているが、ダークエネルギーの性質に迫るためには、より精度の高い銀河団質量測定(温度測定)が不可欠である。 　しかし銀河団は現在もなお衝突合体により成長を続けているダイナミックな系であり、シミュレーション計算からも、銀河団中に含まれる高温ガスの乱流運動に伴う非熱的効果が質量測定における系統誤差を生むことが指摘されている。NeXTはX線精密分光から銀河団ガスの運動速度を実測し、かつ鉄輝線を用いた温度決定を実現する。マイクロ波背景放射の観測とは独立に宇宙の構造進化やダークエネルギーの性質に迫る。 「NeXT」のサイエンス NeXT衛星プリプロジェクトチーム Extremely Wide Energy Band NeXTは、 keV以上という3桁にわたる帯域をカバーし、「すざく」衛星の特徴を引き継いでいる。しかもその感度は一段と向上し、特に10-80 keVでは2桁以上、 keVでは1桁の感度向上が図られている。 NeXTは、未開拓の硬X線バンドで最高レベルの感度を備え、新時代の電波、赤外、可視光、γ線の天文台とともに、宇宙の謎に迫る新しい「窓」となる。 1E10 1E15 1E20 1E25 [Hz] 電波 赤外 CMB CIB COB CXB 可視光 宇宙背景放射の明るさ NeXTの広帯域 TeV望遠鏡 GLAST衛星(2008-) 「あすか」, Chandra, Newton等、過去のX線衛星 TeV GeV MeV keV eV X線 ガンマ線 上）衝突銀河団のシミュレーション。銀河団高温ガスの大規模運動を予想している(Norman & Bryan1999)。NeXTは分光により運動を分離できる。 上）様々な手法による宇宙論パラメータの決定。今後は、全く異なる測定方法に含まれる系統的な精度の評価がカギを握る (Allen et al )、赤: 銀河団ガス質量比、緑: SNIa、青: CMB、黄色:上記3つを同時に用いたもの)。 上）NeXT衛星SXSによる鉄輝線強度比の決定精度の予想。z=1 の 10 keV の銀河団の温度が30%で決まる。 (上) 多波長の宇宙背景放射と比較したNeXTの観測帯域。高温ガスの信号に加え、そこから生まれる非熱的な粒子の信号をも同時にとらえる広い帯域を持つ。 上）銀河団質量推定の系統誤差の現状 (Jeltema et al. 2007)。系統誤差を抑えるためには、NeXT衛星の高精度分光が鍵となる。 上）NeXT衛星SXSによる鉄輝線スペクトルの予想。プラズマ温度によって輝線強度比が大きく異なる。 上）ROSAT X線サーベイによる銀河団質量関数とWMAPによる宇宙論パラメータでの予想との比較 (Reiprich 2006)。 HXI keV MeV SGD NeXT ２桁 １桁 SXI SXS 高感度 (左) keVでの精密なイメージング観測の実現に加え、NeXTは keV帯域において天体の検出感度を1 - 2桁向上させる。 　〜銀河間Ｘ線星雲、電荷交換星雲、 　　ダークアクセラレーター、隠された天体〜 ○ 新種天体の発見 　　　　質的に異なる観測装置の実現は、新種天体の発見を常にもたらしてきた。それは昔も今も同じである。「あすか」など最近のＸ線衛星も、褐色矮星、彗星、銀河中心のＸ線反射星雲など、新種天体を続々と見つけている。NeXTは広帯域で、これまでにない高感度撮像観測と超精密分光がもたらす微弱な輝線検出能力を備え、 今は想像もできない、新種天体を数多く発見すると考えられる。「すざく」衛星の結果を元に敢えて予測してみる。 NeXTベースラインデザイン New Exploration X-ray Telescope (NeXT) 硬X線撮像システム(HXI+HXT) 有効面積　 330 cm2 (30 keV) エネルギー帯域 5-80 keV 空間分解能 １分角以下 エネルギー分解能　＜1.5 keV(FWHM, 60keV) 軟X線撮像システム(SXI+SXT-I) 有効面積 530 cm2 (6 keV) エネルギー帯域 keV エネルギー分解能　130 eV(6 keV) 軟X線精密分光撮像システム(SXS+SXT-S) 有効面積 550 cm2 (6 keV) エネルギー帯域 keV エネルギー分解能　＜10 eV(7 keV) 軟ガンマ線検出器(SGD) 有効面積 ＞120 cm2 (光電吸収モード) (100 keV) ＞15 cm2 (コンプトンモード) 開口角 0.55度2(＜150 keV) 10度2(＞150 keV) バックグラウンド　＜1-3x10-6 cts/s/cm2/keV ・「すざく」衛星は、M82銀河の連鎖的な超新星爆発が作り出した高温プラズマの塊を確認した。これは全ての銀河が経験する現象である。銀河の周囲に淡く広がる「銀河間Ｘ線星雲」を見つけるのではないか？ ・彗星や地球／惑星大気は惑星間プラズマとの衝突によりＸ線輝線のみで輝くことがわかってきた(電荷交換プロセス)。太陽系の外でも、このプロセスが働く状況が予測できる。NeXTは多くの「電荷交換星雲」を見つけるのではないか？ X線精密分光、硬X線撮像分光、軟γ線までの広帯域観測を手段として、動的な宇宙と非熱的な宇宙の形成プロセスを明らかにし、宇宙の根本問題に肉迫する ・TeV望遠鏡HESSは天の川銀河面観測から超高エネルギー粒子加速天体を発見し、「すざく」は迅速な高感度観測によりこれらがX線で暗い「Dark Particle Accelerator」であることを見つけた。塵に遮られない硬X線帯域で高感度の撮像が可能なNeXTは、その正体を続々と明らかにすることが可能だ。 上）M82銀河の大爆発が放出する 高温プラズマの塊「M82の帽子」。 小さな銀河サイズの大きさを持つ。 On behalf of the NeXT Collaboration ・銀河の中心領域は、冷たいガスで厚く覆われた未知の天体の宝庫である。巨大ブラックホールも、進化の過程で厚い塵で覆われた時代が存在すると考えられている。NeXTは「隠された天体」を続々と発見するのではないか？ 宇宙航空研究開発機構／宇宙科学研究本部、同／総合技術研究本部、筑波大学、物質材料研究機構、埼玉大学、理化学研究所、東京大学、立教大学、工学院大学、首都大学東京、東京工業大学、青山学院大学、名古屋大学、金沢大学、京都大学、大阪大学、愛媛大学、広島大学、宮崎大学、東京理科大学、岩手大学、芝浦工大、中央大、神戸大、日本福祉大、中部大、日大、U. of Wisconsin、MIT、NASA/GSFC、SLAC 下）H.E.S.S.で発見されたTeVガンマ線 新種天体「ダークアクセラレーター」 本資料作成 大橋隆哉(首都大)、上田佳宏(京大)、寺島雄一(愛媛大)、松下恭子(東京理科大)、 中澤知洋(東大)、山崎典子、太田直美、馬場彩、内山泰伸(ISAS/JAXA)、ほか