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のぶみついとえ
5 years ago
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1 予稿より宇宙 X 線観測と宇宙線物理学寺澤敏夫 ( 東大宇宙線研 ) 100 年前のHessによる宇宙線 ( 宇宙粒子線 ) の発見は宇宙が非熱的現象に満ちていることに人類が最初に気づいたきっかけであったと言える現在の multi-messenger ut 天文学へと連なる過程で 80 年前の宇宙電波の発見 (Jansky) 50 年前の宇宙 X 線の発見... が続いたことは言うまでもない ( ちなみに宇宙線研究の高エネルギーフロントである10**20eV 台宇宙線の最初の報告 (Linsley) がなされたのも宇宙 X 線と同じ50 年前であった ) 非熱的宇宙の発見宇宙線 100 年 = 超高エネルギー宇宙線 50 年 = 宇宙 X 線 50 年こうしていまや因縁浅からぬ宇宙 X 線と宇宙線であるが互いの分野間交流が大いに深まったのは Koyama et al. による SN1006 からの非熱的 X 線の発見 (1995) 以後であると言えるだろう SN1006 非熱的 X 線源の発見衝撃波統計加速の証拠謝辞 : 講演準備にあたって東工大浅野勝晃氏とのディスカッションから多くの示唆を得た 01

2 宇宙 X 線観測と宇宙線物理学 Contents: Multi-messenger astronomy 小田先生の名著宇宙線から SN1006と衝撃波統計加速衝撃波構造と磁場増幅加速の反作用 : Cosmic-ray modified shocks? TV TeVγ 天体の発見 : TV TeVγ の電子起源 vs. 陽子起源 Fermi bubble: 10**16~10**19eV 宇宙線の起源? 荷電交換反応とX 線 : 太陽系辺境の観測 02

3 宇宙線の起源天体を同定したい宇宙線エネルギースペクトル超新星起源? 中間エネルギー領域 CR (10**15~10**19eV) 15~10 19eV) 起源は何か? あまりうまい名称がないのでここでは準超高エネルギー宇宙線とよぶ超高エネルギー宇宙線銀河系外起源加速源? 03

4 宇宙 X 線観測と宇宙線物理学 Contents: Multi-messenger astronomy 小田先生の名著宇宙線から SN1006と衝撃波統計加速衝撃波構造と磁場増幅加速の反作用 : Cosmic-ray modified shocks? TV TeVγ 天体の発見 : TV TeVγ の電子起源 vs. 陽子起源 Fermi bubble: 10**16~10**19eV 宇宙線の起源? 荷電交換反応とX 線 : 太陽系辺境の観測 04

5 宇宙線の起源天体を同定したい Multi-messenger Astronomy 超短波 (408MHz) 赤外線軟 X 線マイクロ波 (1.42GHz) 可視光ガンマ線マイクロ波 ( 数十 GHz) 紫外線 05

6 宇宙 X 線観測と宇宙線物理学 Contents: Multi-messenger astronomy 小田先生の名著宇宙線から SN1006と衝撃波統計加速衝撃波構造と磁場増幅加速の反作用 : Cosmic-ray modified shocks? TV TeVγ 天体の発見 : TV TeVγ の電子起源 vs. 陽子起源 Fermi bubble: 10**16~10**19eV 宇宙線の起源? 荷電交換反応とX 線 : 太陽系辺境の観測 06

7 改訂版 (1972) 07

8 第 1 章序説第 2 章高エネルギー粒子の電磁的相互作用第 3 章粒子の検出装置第 4 章高エネルギー粒子と物質との核力による相互作用第 5 章超高エネルギー現象第 6 章大気中の宇宙線第 7 章 μ 中間子とニュートリノ第 8 章 1 次宇宙線第 9 章宇宙線の時間変化第 10 章電波天文学と宇宙線第 11 章宇宙からくる電磁波 - X 線とγ 線 11.1 まえおき 11.2 X 線と星 11.3 銀河系外のX 線源 11.4 宇宙の空洞輻射 (3K 輻射 ) 11.5 宇宙 X 線の一様成分 11.6 γ 線天文学 11.7 まとめ参考文献第 12 章宇宙線の起源改訂版 (1972) の復刊 07

9 第 11 章宇宙からくる電磁波 - X 線と γ 線 1972 (Tycho) Gamma ray bursts, Galaxy Clusters AGN UHECR(CR>10 ev) ~ 19 加速天体候補 08

10 第 11 章宇宙からくる電磁波 - X 線と γ 線 1972 (Tycho) いまやこれらは GeV~TeV 天体であることが知られている多かれ少なかれ宇宙線生成に寄与一般論として SNR が宇宙線加速源であることの認識はもちろんあったが詳細な議論は 1972 年段階ではまだなされていなかった ( 衝撃波統計加速理論の提唱は ) 1977) 08

11 Diffusive shock Acceleration (linear treatment) Shock front u 1 upstream downstream Plasma flow velocity Plasma pressure u 2 被加速粒子のエネルギースペクトルが衝撃波のマッハ数無限の極限でべき2となることを示した (Blandford & Ostriker, Bell, Axford et al., Krymsky ) 1977) P g1 Cosmic Ray pressure, P CR exp(x/ ) P g2 Pcr Pg 加速の反作用無視後ほど反作用を取り入れた議論へ 09

12 Nature 378, 255- (1995) NE rim: nonthermal spectrum Synchrotron photon energy Oi Original i electron energy 10

13 SN1006 shock analysis with Chandra data Bamba (2004) Koyama et al., 1995 磁場強度の推定値も得られその結果は銀河内の平均的磁場 ( 数 G) に比べ数倍 ~ 数十倍大きい (SN1006 に限らず解析された数個の超新星残骸に共通の性質 ) shock 磁場増幅機構が必要? Chandra 衝撃波近傍の X 線強度分布 ( 非熱的電子密度に磁場強度の重みがかかったもの ) 厚み ~0.1pc = cm のオーダー (c.f., gyroradius of f10tv TeV electrons~10 16 cm if B=3μG) 11

Lagage and Cesarsky (1983) TeV 100 u 1 =10

1 delayed injection free expansion phase

14 Lagage and Cesarsky (1983) TeV 100 u 1 =10 9 cm/s scaled as SN 衝撃波で加速される宇宙線エネルギーの時間発展 (Bohm 極限 B/B 0 ~1を仮定 ) 10 1 injection from t=0 0.1 delayed injection free expansion phase Sedov phase years B を増幅して Emax を高める可能性 E max ~ 71TeV 12

15 超新星残骸 RXJ Chandra (Uchiyama 2007) XMM-Newton Chandra (Uchiyama 2003) 13

16 Extremely fast acceleration of cosmic rays in a supernova remnant, Uchiyama et al., Nature 449, 576 (2007) 14

17 シンクロトロン輻射 : 粒子エネルギー (γ) 輻射の周波数または逆に解いて = kev E =3.9 TeV シンクロトロン輻射 : 放射率粒子の寿命 =12.5 years = 3.2 years 15

18 一方加速能率についてここに拡散係数 D はこれらによりシンクロトロン光子のエネルギーに換算すると = 0.47 years 16

Extremely fast acceleration of cosmic rays in

磁場強度 ~mgが必要と結論 ~1 年 ~1 年磁場増幅機構が必要 ( 通常の数 G

19 Extremely fast acceleration of cosmic rays in a supernova remnant, Uchiyama et al., Nature 449, 576 (2007) 1 年程度の期間でX 線強度が大幅な変化シンクロトロン輻射によるエネルギー損失時間衝撃波加速の時間スケールどちらにしても磁場強度 ~mgが必要と結論 ~1 年 ~1 年磁場増幅機構が必要 ( 通常の数 G の星間空間磁場 mg へ ) RXJ の話題にはあとでまだ戻ることにして RCW86 の話題へ 17

20 Helder et al. (2009) RCW86 SNR Chandra X ray image 衝撃波速度の推定 6000±2800 km/s 下流側温度 ~ 42keVと予想実測値 2.3keV ( 下流側陽子と荷電交換した中性水素 Ly の線幅から ) 比 : 2.3keV / 42keV ~ 1/18 何故こんなに冷たいのか? 衝撃波で解放された上流側の運動エネルギーが下流側プラズマの熱エネルギーではなく宇宙線のエネルギーに行ってしまった? 18

21 Test particle limit (linear treatment) Shock front Subshock remains upstream downstream upstream downstream u 1 Plasma flow velocity u 2 Nonlinear effect Plasma flow velocity Plasma pressure P g1 P g2 Plasma pressure Cosmic Ray Cosmic Ray pressure, exp(x/ ) pressure, P CR P CR exp(x/ ) Pcr Pg 被加速粒子の反作用を無視 x / Pcr~Pg 19

22 宇宙線の寄与を入れて Rankine-Hugonio 条件から下流の温度を決めると (Vink らのオリジナルな説明図は分かりにくいので自前の図を用いる ) 1.0 CR の効果なし温度 ~42keV 0.8 normalized downstream temperature observed Temperature (~2.3keV) 20 Compression ratio 下流の圧力 >~80% は宇宙線の寄与 w = P /P CR total PCR=0 ( 下流における CR 分圧 ) PCR=100% 20

23 宇宙線の寄与を入れて Rankine-Hugonio 条件から下流の温度を決めると (Vink らのオリジナルな説明図は分かりにくいので自前の図を用いる ) CR の効果なし温度 ~42keV normalized downstream temperature E esc : normalized cosmic ray escape rate 宇宙線粒子が持ち逃げするエネルギーの割合の不定性を考えるべき observed Temperature (~2.3keV) E esc 20 Compression 下流の圧力 ~50-80% ratio は宇宙線の寄与 w = P /P CR total PCR=0 ( 下流における CR 分圧 ) PCR=100%

24 H.E.S.S. による TeVγ 線源の銀河面サーベイ (updated) RXJ

25 HESS( カラー )+ASCA( 等高線 ) 23 Chandra (Uchiyama 2007) XMM-Newton Chandra (Uchiyama 2003)

26 X 線 +TeV ガンマ線観測超新星残骸 RXJ 等高線 : あすか 1-3 kev 色 : HESS > 800 GeV Aharonian et al. (2007) 24

27 RXJ 分子雲と強く相互作用しているように見える Fukui et al. (2003) 新しい NANTEN 分子雲マップから ~1kpc と推定 TeVγ 線の陽子起源 0 (p+ism π 2γ) ) を示唆するように思えたが 25

28 Radio~X シンクロトロン輻射 Aharonian 2006 TeV ガンマ線の起源? IC vs. 0 2 i.e., leptonic vs. hadronic 電子起源モデルシンクロトロン輻射を担う TeV 電子がCMB 光子を逆コンプトン効果で叩き上げてTeVγ 光子を作る Enomoto G 陽子起源モデル TeV 陽子のLISMとの相互作用の結果生まれたπ0が崩壊してTeVγ 光子を作る IC 10 G 26

29 Fermi 衛星によるGeV 領域ガンマ線観測決着をつけるに至らず Ellison et al. (2010) 熱的成分が Suzaku 観測と矛盾? 0.5-9keV の部分を拡大陽子起源モデル電子起源モデルしかし問題は決着していない One-zone モデルの欠陥? (Aharonian et al., 2012) 27

30 Fermi 衛星による GeV 領域ガンマ線観測決着をつけるに至らず Ellison et al. (2010) Inoue et al. (2012) 0.5-9keV の部分を拡大 Nanten2 熱的成分がの詳しい分子雲観測からも Suzaku 観測と矛盾? Hadron 説をサポートする結果陽子起源モデル Ino 電子起源モデルしかし問題は決着していない One-zone モデルの欠陥? (Aharonian et al., 2012) 27

31 ROSAT map Snowden et al. (1997) 28

32 Fermi bubble Su et al. (2010) 29

33 Fermi bubble Su et al. (2010) 29

34 過去の銀河中心の爆発アウトフロー Koyama et al. (1996) Sofue (2000) Totani (2006) 30

35 宇宙線の起源天体を同定したい宇宙線エネルギースペクトル準超高エネルギー宇宙線 (10**15~10**19eV) 起源は何か? 31

36 Chen et al. (2012) Fermi bubble に伴う衝撃波による粒子加速 ( 陽子 ) 10**15~10**18eV のスペクトルを説明? Multishock structure Model fitting Galactic windによる準超高エネルギー宇宙線の加速モデル 80 年代にJokipii&Morfillが提唱 Axford の批判 : エネルギーが足りない! 今やエネルギー問題は解決? Shock の間隔を考慮して 1 つの衝撃波が 10kpc の領域を伝播する間の加速上限 10kpc の領域内にトラップできるエネルギーの上限 32

37 宇宙線の起源天体を同定したい宇宙線エネルギースペクトル太陽モジュレーション効果 33

38 地上の中性子強度太陽黒点数外から侵入した宇宙線粒子は太陽風によって運ばれる乱流によって散乱され外に押し流されている太陽活動が活発化すると乱流レベルが上昇し宇宙線は内部に侵入し難くなる乱流磁場中での荷電粒子の運動の詳しい考察が現象を理解するキーとなる 34

39 宇宙線の太陽モジュレーションにはheliosphere 全体の寄与がある Local ISM (=LISM) と太陽風の相互作用を知る必要 ~100AU sun Stone 2001, Science 293, 55 35

40 荷電交換反応後の soft X 線放射ここで X= 酸素 Q=7 N=ISM 中の中性水素ヘリウム hν=soft X 線 36

41 Soft X 線観測で見えるもの ( 図 : 吉武 D 論 ) Fermi bubble 37

: 年単位の同一方向観測におけるO VII 輝線の強度変動を発見毎年 5-6 月に行われる同一方向の観測を利用し他の放射源による変動を全て排除した状態で

42 Soft X 線観測で見えるもの ( 図 : Yoshitake et al., submitted to PASJ, 2012) O VII 輝線強度太陽黒点数吉武 et al.: 年単位の同一方向観測におけるO VII 輝線の強度変動を発見毎年 5-6 月に行われる同一方向の観測を利用し他の放射源による変動を全て排除した状態で年のO VII 輝線強度の時間変動を調査した太陽活動が極大期に移行する 2010, 2011 年で2-3 LU* の増光を検出した (LISM 内中性水素ヘリウムと太陽風内酸素イオンの荷電交換過程 soft X 線によるheliosphere 探査の可能性の実証 ) 38

43 宇宙 X 線観測と宇宙線物理学 Contents: Multi-messenger astronomy 小田先生の名著宇宙線から SN1006と衝撃波統計加速衝撃波構造と磁場増幅加速の反作用 : Cosmic-ray modified shocks? TV TeVγ 天体の発見 : TV TeVγ の電子起源 vs. 陽子起源 Fermi bubble: 10**16~10**19eV 宇宙線の起源? 荷電交換反応とX 線 : 太陽系辺境の観測 done

天体物理特論

天体物理特論高エネルギー宇宙ニュートリノ : 突発天体起源の可能性について浅野勝晃 ( 東工大 ) IceCube による PeV ニュートリノ検出 2 イベント 7.8x10 5-5.6x10 6 GeV 8.9x10 5-8.5x10 6 GeV 当初は最高エネルギー宇宙線起源の 10 18 ev(eev) 程度のニュートリノ検出が期待されていた予想を裏切って 10 15 ev(pev) のニュートリノが最初に検出された!