銀河団 非熱的な現象を求めて 宇宙科学研究本部 中澤 知洋 深沢泰司（広大理）、牧島一夫（東大理）、ほか 銀河団とは？ ○ Coma 銀河団（可視光＋X線） M.Watanabe et al. ○ 銀河団＝宇宙最大の天体 （自己重力系） ○ 銀河団の3大構成要素 ２度 (～ 3 Mpc) 「ダークマターの重力ポテンシ ャル」の中に、「星＝銀河」と、 大量の「銀河間ガス」が閉じ込 められた系。 銀河団に広がる高エネルギー電子 ー第4の主要な要素？ー X線コントア 電波グレー X線温度ムラ 可視光写真 ３Mpc Mpcスケールの拡がった シンクロトロン電波 Coma銀河団の電波ハロー＋硬X線 ○ 電波ハロー ○ 銀河団からの硬X線放射 GeV 電子のシンクロトロン放射 CMBの逆コンプトン？ Coma-C 1.4 GHz image 電波 スペクトル ２度 (～ 3 Mpc) →40余りの銀河団で確認 熱的な成分（ガス） 超過成分 BeppoSAX X線スペクトル Coma銀河団 10 Coma銀河団 50 keV Coma銀河団の電波ハロー＋硬X線 ○ 電波ハロー ○ 銀河団からの硬X線放射 GeV 電子のシンクロトロン放射 CMBの逆コンプトン？ Abell２２５６銀河団 HCG62銀河群 Fukazawa, nakazawa et al 2001 X-ray spectra 可視光＋X線 イエージ 超過硬X線 kT=1.03+/-0.02 keV Z=0.13+/-0.01Zsol Chi2=241/74 4分 15分 ・2.5 keV以上でfitすると、 1 keV 付近で合わない ＋ kT=2.35+/-0.5 keV ⇒ 強い超過ハード成分 NeXTで狙える非熱的な現象 →Mpc スケールの動的な宇宙 １：銀河団ガスのバルクモーション/対流 →ドップラー測定。「動的な銀河団像」 ＊銀河団形成、巨大なプラズマの渦、、 ２：相対論的な電子からの放射 X線温度ムラ 硬X線 電波 シンクロトロン光度 ∝ Ub×Ue 逆コンプトン光度 ∝ Ucmb×Ue Ucmbは既知→Ue, Ub全て分かる！ 参考： ・f(sync)=4.2(B[uG]) γ^2 [Hz] →γ=18000 @ 1GHz, 1uG →γ= 9300 @ 365 MHz, 1uG ・f(IC)=4/3 f(seed) γ^2 [Hz] →γ=10500 @ 100 keV,CMB(7e-4 eV) メインじゃない話題： 動的な銀河団 例：A2319 銀河団の シミュレーション 乱流による広がり? ガスの動き? ハードX線？ A3667銀河団の温度ムラ （Newton） Mpc スケールの運動、 非熱的なエネルギー B. Ulrich et al 合体・衝突で渦巻く銀河団ガス？ 銀河団からの硬X線観測の意義 ○「硬X線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」 問題点 ・SAX のみた硬X線が、明るすぎる。嘘？ Ue=4 uG相当、Ub=0.15uG（？）←RMでは 3uGくらい ・本当にシンクロトロン＋逆コンプトンなの？？ ・電波の観測はOK→MpcスケールのGeV電子は存在する。 しかしながら、そもそもMpcスケールに電波ハローが拡がっ ていることが説明困難。拡散の問題。 →「そこら中で加速」とか、、 あるいは「電子じゃない」とか、、 つまり、放射機構も加速機構も、 なぞなぞなぞ、、、、、 銀河団からの硬X線観測の意義 ○「硬X線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」 ＜単純な考え＞ HXI：イメージング with 電波 → ・相対論的な電子の分布、磁場の分布 SGD：スペクトル 300 keVまで？広い視野 → ・銀河団ハードの検証・検出 確定作業＆「沢山」でできること ・スペクトルを電波と比較→放射機構 ＜ひねった考え＞ 電子の密度/ベキの分布から →その電子を生成しているものへの 厳しい制約 →陽子か？（内山講演参照） 10’ Mpc A3667NW Relic 電波 銀河団からの硬X線観測の意義 １：陽子。 γ=10000の電子の寿命は、1e8 yr、γ=300くらいでは1e10 order →陽子は、m_e/m_p で 「ハッブルタイム以上」 「電子の背景にいる、陽子に迫れないか？」 SNR、リッジなど、「似通った」天体からの演繹も利用 → Diffusive Acceleration の物理の一環として、 最大の天体としての「銀河団」 ２：銀河団形成における、エネルギーの散逸・抽出・拡散 →宇宙の大規模構造の進化のエナジェティクス じゃあ、NeXTで見えるの？ Abell３６６７ Coma銀河団 熱的成分の 分離 →端、やや低温 SAXの結果は A２２５６銀河団 怪しいかも、、 じゃあ、電子と磁場の エネルギーが、 等分配だと思って計算しても 見える天体はないの？？ A3667 NWレリック Astro-E2、INTEGRAL、NeXT の感度 連続成分：100 ks 観測、5’x5’の広がり A3667NWレリック Coma銀河団 HCG62 full full INTEGRAL 悲観的に計算しても 見える！HCG62 5’x5’ ぎりぎり 「均一」計算でもOK →「ムラムラ」なら余裕 Astro-E2 NeXT ムラムラ万歳！！ π0ガンマ？ Coma銀河団 そして 5’x5’ GLAST 銀河団の形成、合体における、非熱的なエネルギー生成。 電子だけで考えると、総エネルギーは 熱的な成分の１％～0.01％以下程度に見えるが、 陽子を考慮するともっと多い？ 銀河団の中では、相対論的な陽子は、冷却もされず、 逃げ出しもせず、いつまでもたまってゆく。（ごく自然なこと） 銀河団誕生から、現在にいたるまでの全ての ハッブル時間にわたる非熱的なエネルギーの溜まり場。 → 相対論的な電子は、2次電子？ GLASTと共同で、広い帯域を見る。NeXTは撮像が売り。 （ただし、SAXを信じると破綻）→高精度の観測必須。 ハドロニックな 相互作用の世界 おしまい、、 銀河団は。 言って見れば、銀河団から「物理」の第1要素的な 抽出は向いていない。暗いから。 しかし、「加速器天文学」の「展開」の先として、 実に魅力的。宇宙最大。大規模構造の進化。天体形成。 扱える程度には、明るい。見える！ 本日のメインの１つ NeXTの旗印は何だ？？ NeXTへの要求 ○ 銀河団、SNR（の一部）、リッジとか→ ・Diffuse への感度＝有効面積＋低いBGD ・折れ曲がりを見る帯域。数百keVまで？ ・CCDや分光計との協力は？必要？？ 典型的な ○ 核ガンマ→ サイズは？ ・同上＋優れたエネルギー分解能 狙うラインのエ ・?? MeVまでの帯域 ネルギーは？ ○ パルサー→ ・時間分解能＋偏光？ ○ BH、AGN、WD、NS→ ・点源への感度＝角分解能＋面積＋低いBGD ○ 銀河の進化 ・HXIでの探査。 Compton thickなAGN＝成長するAGN？ HXI感度計算 ・混入限界 ・CXB３σ ・NXB３σ ・5 photon 古沢さん、前田さん、岡島君ほかと共同 一部修正込み ○パラメータ ・XRT HPD=30’、60cmφx4、FL=12m ・Det NXB CCD = 4e-4 c/s/keV/cm2 CdTe pix = 1e-4 c/s/keV/cm2 ・Confusion 0.1src/HPD 0.1 mCrab ～ULX Gal. Cen. 5x5min Point Src Diffuse Src →硬X線バンドの感度を支配する のは検出器のNXB！（点源でも） 銀河団からの硬X線観測の現状 ○ ハードX線は２天体のみ ○ 感度のギャップ＠10 keV (by SAX) 名前 電波(1.4 GHz) [erg/s/Hz/cm2] Coma 32.0e-13 A2319 8.5e-13 A2256 1.9e-13 A2255 A2218 硬X線 [erg/s/cm2] 2.2e-11 （<2e-11） 1.2e-11 2.0e-13 -0.2e-13 -- 電波ハローを持つ銀河団（近い順） 集光なし、BGD高い、天体暗い ・銀河団の硬X線は、20～30 keV 以下では熱的放射に隠れる ・10 keV 以上では検出器の感度が２桁劣る ⇒ 銀河団の硬X線の観測は困難、イメージもない ・Cluster and group of Galaxies: cluster merger event, gas bulk motion, turbulence, acceleration … A3667 cluster : merging Radio relic (Roettinger et al) Temperature distribution (B. Ulrich et al.) Coma cluster: hard excess Temperature distribution (M. Watanabe et al.) 中心付近の銀河数との弱い相関？ ○ NGC4325群＝ハード成分なし 銀河１こ 300 kpc 中心 50 kpc 以内の銀河の数 ○ RGH80 群＝ハード成分あり 銀河２こ 300 kpc ハードあり ハードなし ハードの兆候 ・示さないもの 単独の孤立した銀河 ・示すもの 中心に複数の銀河 ⇒銀河群の進化との関係？ 硬X線の広がり ○ 半径方向の輝度分布 Gas (0.5-4 keV) Hard Excess (4-8 keV) PSF 中心銀河からの距離（分） ・硬X線は、広く分布しており、（単一の）点源ではない。 ・高温ガスと良く似た広がりをもつ。 New X-ray Telescope (NeXT) 計画（2010-?） 「広帯域＋高精度分光」 ・80 keV までの硬X線イメージ ・高精度分光 ・600 keV まで感度１桁向上 →非熱的な物理に迫る ・Astro-E2とNeXTの有効面積 撮像・集光 非撮像 撮像 非撮像 NeXT Supermirror Hard X-ray Telescopes Hybrid X-ray Imagers Soft γ-ray Detector TES Calorimeter Arrays with Cooler & ADR ・多層膜スーパーミラー ・CCD+CdTe 撮像カメラ ・TESカロリーメータ ・狭視野コンプトンカメラ など（案）
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