1 / 22

論文紹介 06: 最近の γ 線観測と GLAST との関連

論文紹介 06: 最近の γ 線観測と GLAST との関連. May 08, 2006 Tsunefumi Mizuno Hiroshima University. (1) 初期宇宙の星生成の探査. “A low level of extragalactic background light as revealed by g -rays from blazars,” Aharonian et al. 2006, Nature 440, 1018 他. 基本原理. 銀河間には、星が放射してきた軟光子 ( 赤外、可視、紫外 ) が存在

sanaa
Download Presentation

論文紹介 06: 最近の γ 線観測と GLAST との関連

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 論文紹介06: 最近のγ線観測とGLASTとの関連 May 08, 2006 Tsunefumi Mizuno Hiroshima University

  2. (1)初期宇宙の星生成の探査 “A low level of extragalactic background light as revealed by g-rays from blazars,” Aharonian et al. 2006, Nature 440, 1018 他

  3. 基本原理 • 銀河間には、星が放射してきた軟光子(赤外、可視、紫外)が存在 • γ線は、軟光子との衝突(対生成)により消滅 (Stecker et al. 1992) GeV g線：可視および紫外光 TeV g線：赤外光 eV • ブレーザーは、まっすぐ伸びるべき関数型のスペクトル Blazarの銀河間吸収を測定することで、銀河間の軟光子の量、ひいては初期宇宙の星生成の量を知ることができる

  4. TeVγ線観測の特徴 • 近く(low redshift)の赤外光に感度 • 地上のチェレンコフ望遠鏡：ターゲットは少ないので、もとのスペクトルがある程度分かった、統計のよい天体が必要 • 観測：HESSによる1ES 101-232(z=0.186)とH 2356-309(z=0.165)

  5. Extragalactic Background Light (EBL) • open symbol: 銀河からの放射 • filled symbol:銀河間軟光子の直接観測 上限値は2s upper limit • P1.0は直接観測を通るモデルカーブ • ENIRはIRTSのデータを説明するための成分

  6. 1ES 1101-232の場合 • 青：EBLの影響を戻したスペクトル • 赤：観測スペクトル(G=2.88)

  7. H 2356-309の場合 P0.45 • 青：EBLの影響を戻したスペクトル • 緑：観測スペクトル(G=3.06) 1 TeV

  8. 考察および結論 • Blazarの放射モデルによると、最も硬いスペクトルでべき1.5程度 (Malkov et al. 2001) • より近く吸収のないTeV blazar Mkn421およびMkn501のべきは1.5-2.8 (Aharonian et al. 1999 Krennrich et al. 2002, Diannati-Atai et al. 1999) • 赤方偏移0.2以下では銀河形成による進化効果も少ない • 仮定したEBLの形が実際と異なる？ • 観測データに感度の高い領域は0.8-3mm • 特に1-2mmがpeakを持つ必要 • 1.4mmをフラットにしてもDP~0.1 • 2mm以上をフラットにするとGint<0 P=0.55がせいぜい。銀河間赤外光は、銀河からの放射でほぼつきているようだ (宇宙初期の星生成は少ない)

  9. GeVγ線の特徴 • 遠くまでの可視、紫外光に感度 • GLASTによる観測：多数のターゲットによる統計的議論が可能 • TeVγ線と相補的な役割 GLASTで見た場合のシミュレーション：Chen et al. 2004, ApJ 608, 686 • 十分な数？ Luminosity Function • ブレーザー自身のカットオフ？ EGRETのデータ。cutoffのz依存性

  10. Luminosity Function (LF) GLASTによって検出可能なBlazarの数の赤方偏移依存性 Stecker & Salamon (1986) FSRQs(flat-spectrum radio-loud quasars)と同じLF Chiang & Mukherjee (1998)

  11. Blazarのスペクトル自身のカットオフ • EGRETによる観測：G=2.15+-0.04 (Mukherjee et al. 1997) • 50 GeVでのカットオフのある場合とない場合 • 10 GeV以上と1 GeV以上のフラックスの比のz依存性 なるべくBlazar自身のスペクトル、カットオフに依存しない方法でEBLを評価

  12. Simulation結果(1) Stecker & Salamon (1996)のLuminosity Function。カットオフなし EBLなし EBL by Salamon & Stecker (1998) EBL by Primack et al. (1999)

  13. Simulation結果(2) Chiang & Mukherjee (1998)のLuminosity Function。カットオフなし EBLなし EBL by Salamon & Stecker (1998) Primack et al. (1999)

  14. Simulation結果(3) Chiang & Mukherjee (1998)のLuminosity Function。カットオフ有り EBLなし EBL by Salamon & Stecker (1998) Primack et al. (1999) Blazarの放射スペクトルにかかわらず、EBLのモデル間の違いを区別可能

  15. (2)γ線で探る銀河系内の宇宙線分布 “Discovery of very-high-energy g-rays from the Galactic Center ridge,” Aharonian et al. 2006, Nature 439, 695 他

  16. 基本原理 • 陽子と物質との反応によるpi0の崩壊：70 MeVのγ線(重心系) • 陽子加速の直接証拠 • 陽子のスペクトルをトレース • 陽子のスペクトル測定 • 宇宙線の量と物質の量に比例 • 宇宙線と物質の分布にせまる EGRETによる全天マップ(E>100MeV) Log(E)

  17. これまでの観測 SAS-IIおよびCOS-Bによる銀河中心からの拡散ガンマ線放射 高銀緯 6<|b|<10度 銀河中心方向 Vs. 反対方向 制動放射(EB) Pi0崩壊(NN) E2*Flux 中銀緯 (2<|b|<6度) 逆コンプトン(IC) 0.1 1 10 (GeV) • SAS-IIおよびCOS-B: • 陽子崩壊由来のハンプ構造 • EGRET: • 太陽系近傍の陽子スペクトルからの予想を上回る放射(GeV excess) • 方向によるスペクトルの違い 銀河面 (|b|<2度) GLASTにより、宇宙線と物質分布の理解が進むと期待される 0.1 1 10 GeV (Hunter et al. 1997)

  18. TeV γによる、銀河中心イメージ(1) • 銀河系内の宇宙線と物質分布の理解は、GLASTにより進むと期待される • では特定の領域で、いま何が分かったか？の例が今回の論文 CSによる分子ガス密度のコントア Sgr A* G0.9+0.1(SNR) Sgr B(巨大分子雲)

  19. TeV γによる、銀河中心イメージ(2) |b|<0.2度での銀経分布 TeV γ線分布 陽子が104年で拡散した場合の予想分布 CSによる分子ガスの分布 最近の超新星爆発によるγ線放射？

  20. エネルギースペクトル • 太陽系近傍の陽子スペクトルを仮定した場合：Γ~2.75 • 銀河中心領域：Γ~2.3 • 全放射エネルギーは~1050erg/s (SNRの10%) 104年以内の、単一のSN。SgrA east? 電子によるICの可能性は低い： 光子および磁場密度から、120年程度でエネルギーを失う

  21. GLASTによる局所銀河群中の銀河の観測 Pavlidou & Fields 2001, ApJ 558, 63 • 観測されたSN rateおよび物質量から、γ線フラックスを予想 • LMC, SMC, M31およびM33からの検出が期待

  22. まとめ • 初期宇宙の星生成： • GeV/TeVγ線の吸収から、初期宇宙の星生成量を探る • 最近のTeV γの観測から(2天体)、赤外光は銀河由来でほぼ説明がつく(ようだ) • 可視、紫外の系統的研究：GLASTによる~10000のBlazarの観測 • 銀河系内の宇宙線分布： • 70 MeVのハンプ：陽子加速の直接証拠。宇宙線と物質分布を探る • SAS-II, COS-B,EGRETによる観測。GLASTによる詳細観測 • TeVγで、銀河中心からの超過成分：最近のSN? • GLASTにより、他の銀河の観測も可能に

More Related