極限エネルギー粒子

最高エネルギー宇宙線の
起源天体
戎崎俊一
理化学研究所
2008.04.25 高エネルギー研究所
極限エネルギー宇宙線を生成できる候補天体
Pulsar
SNR
A.G.N.
Hillas Diagram
UHECRを生成する
ことが可能な領域
GRB
Radio Galaxy Lobe
極限エネルギー宇宙線の起源天体
• 相対論的ジェット天体
– 活動的銀河核
– ガンマ線バースト
• 大規模衝撃波天体
– 銀河団
– 大規模構造
相対論的ジェット天体
＝降着中のブラックホール
• ブラックホール+降着円盤
– L～1～0.01LEdd
• 活動的銀河核
– MBH=106～109Msolar
– 銀河ガスのBHへの降着
• ガンマ線バースト
– MBH=10～1000Msolar
– 大質量星の重力崩壊→星物質のBHへの降着
E>1020 eV 粒子は
銀河磁場では曲がらない
到来報告がその起源を示す:荷電粒子天文学
The Pierre Auger Observatory, Nov. 2007
Centaurs A
ケンタウルス座 A
• 距離：3.4Mpc
– GZK機構は効かない
Optical
• 電波銀河
– もっとも近い
– 全天最も明るい電波星
• 楕円銀河ダークレーン
– 最近ガスに富む渦巻銀河
が落下
• 荷電粒子光度～電波光度
～2×1032 W
Cen-Aの多波長画像
ジェット・と電波ローブ
偏波分布
電波ローブ
Ｃｅｎ－Ａのフラックス
Ｃｕｏｃｏｅｔａｌ２００７
Cen AのＳＥＤ
Chiaberge et al.２００１
SSCによるフィッティング
TeV Gamma-ray
Kabuki et al. 2007
Cen-AのX線時間変動
Grindlay etal 1975
Turner et al. 1997
SSCパラメータとHillas図
G-A
G-B
C
サイズ磁場
pc
G
0.01
2
0.2
0.01
0.003
0.5
G: Grindlay 1975
C: Chiaberge 2001
Cen-Aのジェット（Ｘ線と電波）
4.9GHz
24μm
0.5-5.0 keV
Hardcastle2006
X線のピークは電波の内側にある
スペクトル指数の場所変化
X(extended)
R/X
X(Not)
X-ray
Radio
Hardcastle et al.2007
ジェット中のノットの光度関数
Kastaoka et al. 2005
ノットの正体
• ジェットの内部衝撃波
– 数が多すぎる
– 小さすぎる
• ジェット内にある星
– ウオルフ・ライエ星
– CNO層が剥き出し
– 膨大な質量放出：
• 10-5～10-3Msolar/yr
– 星周磁気圏
• バウ衝撃波→X線？
• 磁気テイル→電波？
Diffusive Synchrotron Radiation
Fleishman 2006
Diffusive Synchrotron Radiation
Cen-A
Mao and Wang 2008
カウンタジェット
合体の名残の構造
電波銀河の光度関数
Cen A
極限エネルギー粒子
源の数密度は
10-4~10-6Mpc-3
Takami et al. 2007
他の電波銀河
Fornax A
Cygnus A
Arrival Directions（AGASA）
明るい電波源・AGN
S(2.7G)
α
S(4.5G)
0320+41
Per A
9.9
0320-37
For A
94
72
0.52
0518-45
Pic A
8.9
15.37
0915-11
Hyd A
8.7
1226;02
3C273
1253-05
mv(mag
.)
z
D (Mpc)
0.0176
67
0.058
220
1.07
0.035
132
13.78
0.9
0.0545
210
41.4
40.07
-0.05
18.7
0.158
700
3C279
12
15.89
-0.59
20.4
0.538
2000
1230+12
Vir A
118.3
10.9
0.0043
16
1322-42
Cen A
890
62.83
1.2
6.1
0.0009
3.4
1648+05
Her A
22.4
12.74
1.11
18
0.154
580
1959+40
Cyg A
785
15.1
0.056
210
2152-69
8.8
12.65
0.71
10.5
N(1000)
5
D3-4 NGC1316 dark lane
5
type-I Seyfert
4
cD2
4
Quaser
21
Blazer
6
E2
NGC5128 DE3 darklane
cD4 double nucleus
cD3 double core, dust lane
59
445
11
393
4
近傍の電波銀河
全天予想地図（N～1000）
電波強度に比例と仮定
地を見て天を知る天文台=地文台
JEM-EUSO
荷電粒子
極限エネルギー粒子
固体微粒子
近紫外線
ガンマ線
紫外線
X線
ガンマ線
太陽風
夜光
夜光
プラズマ放電
極限エネルギーニュートリノ
ＥＵＳＯの観測方法
宇宙線が大気中に飛び込んで来て、空気
シャワーをつくり、シャワー中の電子が窒素
や窒素イオンを励起して蛍光を発する。
この蛍光を口径2.5mの望遠鏡で観測する。
チェレンコフ光
光学系入口での光子数 (/2.5msec)
空気シャワーにそって発せられたチェレンコ
フ光の地上や海上での反射光を観測する。
蛍光
時間 (msec)
Parameters of Mission
•
•
•
•
Time of launch:
Operation Period:
Launching Rocket :
Transportation to ISS:
• Site to Attach:
•
•
•
•
Height of the Orbit:
Inclination of the Orbit:
Mass:
Power:
• Data Transfer Rate:
year 2013
3 years (+ 2 years)
H2B
non pressurized Carrier of
H2 Transfer Vehicle (HTV)
Japanese Experiment Module/
Exposure Facility #2
~430km
51.6°
1896 kg
998 W (operative),
344 W (non-operative)
297 kpbs
EUSOの巨大な視野
EUSO ~ 1000 x AGASA ~ 30 x Auger
EUSO (Instantaneous) ~ 5000 x AGASA
~ 150 x Auger
JEM-EUSO tilt-mode
AGASA
What progress in study of EECR we expect in the near future:
JEM-EUSO (tilt)
JEM-EUSO(nadir)
by Boris Khrenov 2006
4×105
極限粒子天文学
1,000事象の場合の予測
- 1,000事象以上 : E>7x1019eV
- 数十のクラスターの発見が期待される
- 全天を観測することができる
事例数
5年間の運用
>7x1019 eV >1x1020eV
2.6mφ側方カット
Case-C
2170
530
アドバンストデザイン
Case-D
3820
769
化学組成、磁場、エネルギー較正
• 銀河を質量分析器とし
て使う
• Cen-A without GZK
– 3.4MpcGZK
• 偏向角∝1/E
• ずれは化学組成を表す
• GRBでエネルギー較正
• Cyg-A with GZK
– 200Mpc
– E～5x1019 eVにハンプ
– 計算と比較してエネル
ギー較正
• GZKハンプがないと大
問題。
Spectral Change by GZK
5x1019 eV
Cｙｇ－A
まとめ
• 起源天体
– ジェット天体：活動的銀河核とガンマ線バースト
– 大規模衝撃波
• Augerの結果は電波銀河が起源天体であることを
強く示唆
– 電波/x線強度が粒子加速の印
– 時間変動
• 近傍の電波銀河との多波長天文学
– エネルギースペクトル、GRB構造、加速限界など
• エネルギーの絶対較正
– 高エネルギー相互作用
– 銀河・系外磁場を使った質量分析器→磁場の研究

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