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宇宙の様々な加速源 ～粒子加速への入門～

宇宙の様々な加速源 ～粒子加速への入門～. 磯部直樹 ( 理化学研究所宇宙放射線研究室 ). GZK cutoff 10 20 eV. knee 10 15.5 eV. フラックス [m -2 s -1 sr -1 eV -1 ]. ankle 10 19 eV. 宇宙線粒子のエネルギー [eV]. 地上に降り注ぐ宇宙線. べき型のスペクトル 1 eV cm -3 (@ GeV) 10 -4 eV cm -3 (@knee) 組成は p, He, C, O, Fe, etc. ∝ E -3.

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宇宙の様々な加速源 ～粒子加速への入門～

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Presentation Transcript

  1. 宇宙の様々な加速源～粒子加速への入門～ 磯部直樹 (理化学研究所宇宙放射線研究室)

  2. GZK cutoff 1020 eV knee 1015.5 eV フラックス [m-2 s-1 sr-1 eV-1] ankle 1019 eV 宇宙線粒子のエネルギー [eV] 地上に降り注ぐ宇宙線 • べき型のスペクトル • 1 eV cm-3(@ GeV) 10-4 eV cm-3(@knee) • 組成は p, He, C, O, Fe, etc ∝E-3 高エネルギー宇宙線の発生源・加速源は、 現代宇宙物理学の重要な謎のひとつである。

  3. dp / dt = q ( E + 1/c v×B) de / dt = q v E 粒子をどうやって加速するのか？ 粒子加速には 電場 が必要である • 荷電粒子の運動方程式 • 宇宙で大局的な静電場を維持するのは困難 • 加速に有効な電場とは何か? 宇宙は中性である 荷電粒子が移動して、静電遮蔽する Maxwell 方程式 ∇x B = 1/c dE / dt ∇ x E = -1/c dB / dt 運動する磁気流体が 生み出す電場で加速する

  4. 加速に都合のよい天体 Hillas diagram (Hillas 1984) Makishima diagram ?? 系の大きさ L > ラーマー半径 gmv / qB • 磁場が強く、コンパクトな天体 • 磁場が弱く、大きなスケールの天体

  5. Lorents 因子 g -1 101 103 105 粒子加速源をどう特定するか? 宇宙線は、星間磁場などで向きの情報を失っている 加速源からの放射を探査する 陽子より、電子のほうが放射を出しやすい 単位時間当たりの 電子のエネルギー損失 制動放射 シンクロトロン放射 逆コンプトン散乱 E = mc2g

  6. IC = 4/3 g2nsoft FIC ∝ ueusoft (usoft : 種光子のエネルギー密度) 加速された粒子からの放射 • 制動放射(Bremsstrahlung, free-free emission) hn 振動数hn ≦ Ee フラックスFbremss ∝ neniV 電子 -e +Ze • シンクロトロン放射 (Synchrotron Radiation) • 逆コンプトン放射(Inverse Compton scattering) hn 電子 -e 磁場 B hnsoft hn 電子 -e • sync = 120 MHz x (g / 104)2 (B / 1 mG) sinf Fsync ∝ ueum (um = B2 /8p : 磁場のエネルギー密度 ue : 電子のエネルギー密度) soft = CMB → uCMB = 4.1 x 10-13(1+z)4 erg cm-3 nCMB = 1.6 x 1011 (1+z) Hz nIC = 2.1 x 1017 (g / 103)2 Hz eIC = 0.87 keV(g / 103)2

  7. 宇宙の様々な加速源 今日は、以下の加速源を取り上げてみる。 • 太陽フレア • 中性子星(パルサー) • 超新星残骸 • ジェット ブレーザー 電波銀河ローブ、ホットスポット • 銀河団

  8. 太陽フレアでの加速 適度に加速されてるね

  9. 　太陽フレア TRACE衛星(米)が紫外線でとらえた 太陽表面の磁場の様子 「ようこう」衛星による太陽の軟X線画像 太陽表面では、磁場が激しく活動

  10. 太陽フレアでの粒子加速 • 磁気リコネクション(磁力線の再結合) 太陽表面での、 磁気リコネクション の様子 反対向きの磁力線が近づく 磁力線のつなぎかえが起こる 磁力線に巻きついたプラズマが 加速 松本さんの博士論文(2002年) 古徳さんの博士論文(2004年)を参考に

  11. 回転駆動型パルサーでの粒子加速 かなり加速されてるぞ !

  12. 回転駆動型パルサーでの粒子加速 • 回転駆動型パルサーは、高速回転する強力な磁石(磁気双極子) B～ 1012 G • 粒子が磁場とともに回転し、遠心力で加速される(慣性系から見ると、磁力線に沿った電場で加速される) • 回転速度が光速度を超えるところ(光円柱)で、磁場と粒子が外向きに噴出す。 → パルサー風 • パルサー風が周囲のガスと衝撃波を起こし、シンクロトロン放射で輝く → パルサー星雲 回転 (宮崎大の森さんの発表を参考にした)

  13. g～ 1010 (1015 eV) かに星雲・パルサー ChandraによるX線画像 かに星雲のスペクトル (Spectral energy distribution; SED) シンクロトロン 逆コンプトン HSTによる可視光画像 γ線 電波 可視 X線 ( http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0052/movies.html )

  14. 超新星残骸での粒子加速 Knee までの宇宙線の起源は、超新星残骸らしい

  15. 超新星残骸 SN1006 内部 「すざく」 2-5 keV Chandra へり へり : シンクロトロン 内側 : 熱的な放射 ヘリの部分では、 1014 eV程度まで 電子が加速 SN1006については、理研の馬場さんに聞いてみよう

  16. CangarooによるTeVγ線画像 HESSによるTeVγ線画像 超新星残骸 SN 1006 からのγ線? 多波長スペクトル(SED) ASCAが示してないねぇ(Allen et al. 2001) B = 6.5 ± 2 mG B > 25 mG 有意なγ線が検出されなかった

  17. p0 → 2g p + p → p + X ( X = ハドロン ) p + g → p + X e+ + e- + X 超新星残骸での陽子加速の証拠? RXJ1713.7 – 3946 CangarooによるTeVγ線画像 多波長スペクトル

  18. 強い衝撃波でのRankine-Hugoniotの関係 (質量保存、運動量保存、エネルギー保存) • v2 = (g-1 / g+1) v1 • r2 = (g+1/ g-1) r1 • = cp / cV = 5 / 3 (非相対論的) 4 / 5 (相対論的) 超新星残骸での粒子加速 衝撃波加速(Fermi加速、diffusive shock acceleration) 超新星残骸は、超音速(>1000 km /s) 膨張するので、衝撃波(shock)が生じる 磁場 B 一部の粒子は、磁場の揺らぎ(Alfven波)で散乱され上流と下流を往復する。 v1 > v2なので、散乱されるときに 上流で得るエネルギー >下流で失うエネルギー 何度も往復すると、粒子加速になる (統計加速と呼ばれることもある) 密度小 密度大 得られる電子のエネルギースペクトル N(E) ∝ E – (r+2)/(r-1) r = g+1 / g-1 (圧縮比) 流体速度 v1v2 密度 r1r2

  19. ジェットでの粒子加速 けっこう、いけてる でももう少しがんばれる？

  20. ジェットとは? NGC 6251 の電波画像 NGC4261の可視光と 電波の画像 Centaurus A の X線画像 (Chandra) 500 kpc 10 kpc 10 kpc • 細く絞られた、超高速のプラズマ流 • 活動銀河中心核(AGN)、ブラックホール、中性子星、白色矮星、原始星など、あらゆる天体から噴出 • ジェットを持つAGNは、全体の10%程度

  21. 中心核は、絶えずプラズマの塊を放出 G1 G2 中心核 磁場 良く信じられているジェットの駆動方法 G1 > G2ならば、どこかで追いつく ジェットでの加速 1. ジェット自身の駆動 2. ジェットでの粒子加速 • ジェットをどう駆動するのかは、宇宙物理学の謎のひとつ • ３つの問題 加速 ( G～10 ) 収束 ( < 1°) 方向性の維持( >100 kpc ) →衝撃波が起こる(内部衝撃波) →衝撃波で粒子加速が起こる

  22. Mrk 421 (Takahashi et al. 2000 ) TeVγ線 硬X線 X線 紫外線 γ線 電波 可視 X線 ブレーザー • ジェットを正面から見たAGN • ジェットの根元近くの内部衝撃波を観測している • ジェットの相対論的な運動で、放射が強調されている(Beaming) • 多波長で変動が激しい • 多波長にわたる非熱的スペクトル 　　シンクロトロンと逆コンプトン • Seed 光子は、 SSC : シンクロトロン光子 ERC : 外部からの光子 シンクロトロン 逆コンプトン

  23. ブレーザーでの粒子加速 粒子加速に関連したパラメタ (Kubo et al. 1998) Mrk 421 明るくなると、粒子が増える Mrk 501 (Kataoka et al. 2001) 明るくなると、加速が盛んになる

  24. ジェット ローブ (>100 kpc) 中心核 ホットスポット : ジェットの終端衝撃波 電波銀河 ジェットを持つAGNを横から見ると、電波銀河になる Cygnus A の電波画像(1.4GHz) • ホットスポットやローブは、最高エネルギー宇宙線の加速源の数少ない候補になりうる(Hillas 1984) • 磯部は、ローブのエキスパートである

  25. ホットスポットでの粒子加速 Cygnus A のホットスポットの ChandraによるX線画像 (Wilson et al. 2000) ホットスポットのスペクトル 電波 シンクロトロン X線 SSC シンクロトロン放射がX線までのびる 激しいホットスポットもある (Pictor A ; Wilson et al. 2001) B ～ 150 mG g～ 105までは加速されている

  26. ローブからのX線 電波銀河 Fornax A のX線画像 (Kaneda et al. 1995) 電波銀河 Centaurus B のX線画像 (Tashiro et al. 1998) 100 kpc Low BGD Wide band High efficiency • 「あすか」により、ローブから広がったX線を発見 • ローブは非常に希薄なので、ICの種光子は CMB →磁場と電子のエネルギー密度が正確にわかる 1 keV の X線は、g～ 103の電子から出る Faint Diffuse Hard spectrum

  27. ローブからのX線 Newtonによる 3C 98 のX線画像 (Isobe et al. 2005) Chandraによる3C452のX線画像(Isobe et al. 2002) Chandraによる 3C427.1 のX線画像 Newtonによる Fornax A のX線画像 (Isobe et al. in press)

  28. 3 mG ローブの電子と磁場のエネルギー 電子優勢 ue > um

  29. ジェットでの加速のまとめ ホットスポット B= 50 – 300 mG ue / um～ 1 (e.g Hardcastle et al. 2004, Kataoka et al. 2004) Blazars (ジェットの根元) ローブ ; 磯部の成果 B= 0.1 – 1 G ue / um～ 10 (e.g Inoue and Takahara 1996, Kubo 1998) B= 1 – 100 mG ue / um～ 10 g = 104～ 105 までは加速されているようだ

  30. 銀河団での粒子加速 ? もしかすると凄いかも

  31. 銀河団 かみのけ座銀河団(４億光年の距離にある) 1° (400万光年～1Mpc) 可視光 : 多数の銀河 10～1000個くらい X線　: 高温ガスからの放射 (2～10 keV) 質量のうちわけ：　星 5 %, 高温ガス 10%, 暗黒物質 90 % (可視光) (X線) + 加速された粒子

  32. 硬X線の発生機構は良くわかっていない • GeV (γ=104)電子の逆コンプトン? • MeV電子の制動放射? A3667の電波(Gray) とX線の画像(等高線) SAX PDSによる14個の銀河団スペクトルの重ね合わせ (560 ksec, Nevalainen et al. 2004) 「あすか」による 銀河群HCG62のスペクトル Relic Hard excess 1 Mpc 銀河団での粒子加速の証拠 • 電波ハローやRelicをもつ銀河団 • 銀河団からの硬X線(SAX) (Fusco-Femiano et al. 1999, Kastra et al. 1999, Nevalainen et al. 2004) • 銀河群の硬Ｘ線(「あすか」) (Fukazawa et al. 1999, Nakazawa 2000) • 極端紫外線の検出(EUVE) (Lieu et al. 1996 など多数) HXDに期待

  33. どうやって銀河団で加速が起こるか? • 銀河団どうしのマージングにともなう衝撃波や乱流 (e.g. Ensslin et al. Fujita ＆Sarazin 2001, Takizawa et al. 2002,Fujita et al. 2003) • 銀河団ポテンシャルに物質が落ち込むときに生じる衝撃波(e.g. Fujita ＆Sarazin 2001) • 銀河団中の銀河の運動で生じる電磁誘導 (牧島先生の説, Nakazawa 2000) • プロトンの衝突で高エネルギー電子が発生 (e.g. Colafrancesco & Blasé 1998) • などなどまだま諸説紛々

  34. 磁気リコネクション 熱いプラズマ プラズマの加熱 と粒子加速 冷たいプラズマ 牧島先生の説によると 銀河 磁場 銀河の 運動や回転 北口君いかがですか? (太田さんより)

  35. GLAST GLAST LAT 陽子の加速源を直接特定するには? 狙うべきは、 p0 → 2g

  36. まとめ • 地球に降り注ぐ宇宙線の加速源は宇宙物理の大きな謎のひとつである • 実際に宇宙に存在する加速源(候補)を紹介した • 太陽フレア、パルサー、超新星残骸、ジェット、銀河団 • 今日紹介できなかった様々な加速源も • 球状星団にともなう粒子加速(岡田さんの博士論文) • 銀河面からのγ線放射 • スターバースト銀河の宇宙線ハロー(NGC 253, Itoh et al. 2002, 2003) • ガンマ線バースト • 加速源の多くは、HXDのよい観測対象である • 陽子の加速源の特定は、GLASTに期待したい

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