X線天文学と 宇宙の高エネルギープラズマ 名古屋大学KMI 現象解析研究センター 松本浩典 金沢大学集中講義 1 集中講義の内容 • • • • X線、X線放射過程 超新星残骸プラズマ 銀河団プラズマ 天の川銀河中心プラズマ 金沢大学集中講義 2 通常の天文学 (乙女座銀河団) 金沢大学集中講義 3 X線でみると… 金沢大学集中講義 4 目で見る世界とX線の世界 ©SDSS 銀河団=銀河の集団 ©RASS 銀河団 = 数千万度の火の玉 金沢大学集中講義 5 銀河団のX線スペクトル例 おとめ座銀河団 輝線が有る 高温ガスからの熱的放射 金沢大学集中講義 6 銀河団 • 重力で束縛された宇宙最大の構造 • サイズ: 1～10Mpc • 銀河数: 数十個～千個 • 銀河団ガスに満たされている –温度 数keV～10keV –密度 中心で0.01～0.1個/cc 金沢大学集中講義 7 銀河団X線イメージの例 中心巨大銀河無し Abell1367 中心巨大銀河有り Abell262 不規則 0.25Mpc 0.25Mpc Abell2256 Abell85 規則的 1Mpc 1Mpc 金沢大学集中講義 8 Ｘ線の形状 巨大中心銀河なし 不規則的 Lx < 1E44 erg/s kT=1-4keV 個々の銀河の放射も 渦巻銀河>40% 中心銀河密度低 Lx>1e44 erg/s 規則的 kT>6kV 中心に低温ガス無し 渦巻銀河<20% 中心銀河密度大 巨大中心銀河有り Lx<1e44 erg/s kT=1-4keV 中心銀河のハロー 渦巻銀河>40% 中心銀河密度低 Lx>3e44 erg/s kT>6keV 中心に低温ガス有り 渦巻銀河<20% 中心銀河密度大 不規則型規則型へと進化か？ 金沢大学集中講義 9 銀河団ガスの状況 高温ガスの音速 𝑣∼ 2𝛾𝑘𝑇 𝑇 8 ∼ 1.7 × 10 𝑐𝑚/𝑠 𝑚𝑝 108 𝐾 0.5 音速が横切る時間 𝑇 𝑡 ∼ 5.8 × 10 𝑦𝑟 108 𝐾 8 −0.5 𝐷 10 < 10 yr 1𝑀𝑝𝑐 銀河団ガスは、～静水圧平衡 金沢大学集中講義 10 銀河団質量の求め方 𝐺𝑀 𝑟 𝜌𝑔 𝑑𝑃 =− 𝑑𝑟 𝑟2 𝜌𝑔 𝑘𝑇 𝑃= (𝜇 ∼ 0.6) 𝜇𝑚𝑝 𝑘𝑇𝑟 𝑑ln 𝜌𝑔 𝑑ln 𝑇 𝑀 𝑟 =− + 𝐺𝜇𝑚𝑝 𝑑ln 𝑟 𝑑ln 𝑟 ガスの密度分布、温度勾配が必要。 半径でどこまで求めるか。 金沢大学集中講義 11 銀河団ガス密度の求め方 最も古典的なやり方: βモデル。 重力はダークマターが決める。 ダークマターが等温であれば、 3 2 −2 𝑟 𝜌 𝑟 = 𝜌0 1 + 𝑟𝑐 が、𝑟 < 10𝑟𝑐 で良い近似 (King分布) 金沢大学集中講義 12 ガスの分布 3 2 −2 𝑟 𝜌 𝑟 = 𝜌0 1 + 𝑟𝑐 のダークマターが作る重力に、等温度のガスを入れると、 𝜌𝑔 𝑟 = 𝜌𝑔0 𝑟 1+ 𝑟𝑐 3 2 −2𝛽 𝜇𝑚𝑝 𝜎 2 𝜎 𝑇 𝛽= = 0.73 𝑘𝑇 1000 𝑘𝑚 𝑠 108 𝐾 σ:速度分散(ダークマター～銀河と仮定) 𝑟 < 6𝑟𝑐 で良い近似 金沢大学集中講義 13 βモデル 𝜌𝑔 𝑟 = 𝜌𝑔0 𝑟 1+ 𝑟𝑐 3 2 −2𝛽 のガスによる表面輝度分布は、 𝑟 𝑆 𝑟 = 𝑆0 1 + 𝑟𝑐 1 2 −3𝛽+2 S(r)で表面輝度分布をfit𝑟𝑐 とβが決まる。 全光度より 𝜌𝑔2 𝑑𝑉がわかるので、𝜌𝑔0 が決まる。 金沢大学集中講義 14 βモデルfitting例 金沢大学集中講義 Jones&Forman 1984 15 βモデル以外 𝑟 𝜌 𝑟 = 𝜌0 𝑟𝑠 −𝜂 𝜌𝑔 𝑟 = 𝜌𝑔0 𝑒 𝑟 1+ 𝑟𝑠 −𝐵 𝑟 1+ 𝑟𝑠 𝜂−𝛼 𝐵𝑟𝑠 𝑟 (NFWモデル。Navarro et al. 1996, Makino et al. 1998) 他にも現象論的、理論的両面から多様 なモデルが使用されている。 金沢大学集中講義 16 モデル依存しないガス分布推定 各球殻では、温 度・密度・アバンダ ンスなどは一定と 仮定。 射影の効果を考慮して、 外から内へと求める 金沢大学集中講義 17 質量分布の例 Chandra衛星。A2029の例 赤はプロジェクションの効果を考慮 銀河団ガスの10倍以上の質量ダークマター 金沢大学集中講義 18 The Bullet Cluster (1E0657-56) 銀河団同士の衝突 可視光+X線(赤) ©CXC 金沢大学集中講義 19 重力レンズで質量を求める ©CXC 金沢大学集中講義 20 X線分布と重力分布 500kpc ©CXC ダークマターはすり抜ける。ガスは衝突する。 金沢大学集中講義 21 ガスと星の分布 Fukazawa, Y. PhD theｓis 1997 ガスの方が広く分布 金沢大学集中講義 22 ガス質量と星質量 Fukazawa, Y. PhD theｓis 1997 大きな銀河団は、ガス>星 金沢大学集中講義 23 すざく衛星による銀河団外縁部の観測 すざくCCDのBGDノイズの低さが威力を発揮 金沢大学集中講義 24 ガス分布 𝑅200 : 宇宙臨界密度の 200倍になる半径。 ～Virial radius 金沢大学集中講義 25 Baryon fraction 宇宙論から予測さ れるバリオン量が 見つかった。 外側のf>0.15 ガスがclumpy であることを示唆。 金沢大学集中講義 26 温度-光度関係 例えばMarkevitch 1998 𝐿∝𝑇 金沢大学集中講義 2.64 27 進化する銀河団 シンプルな見積もり 𝑀𝑚𝑝 𝑘𝑇 ∼ 𝐺 𝑅 3 2 𝑀 ∝ 𝑅 なので、𝑇 ∝ 𝑅 𝐿𝑥 ∝ 2 𝑛𝑔𝑎𝑠 𝑉 𝑇= 2 𝑀𝑔𝑎𝑠 𝑉 𝑓 2 𝑅6 2 4 2 𝑇∝ 3 𝑅 =𝑓 𝑅 𝑅 (𝑀𝑔𝑎𝑠 = 𝑓𝑀) 𝐿𝑥 ∝ 𝑇 2 大筋では観測と合う。銀河団は進化する証拠。 金沢大学集中講義 28 食い違い 2 シンプルな予測 𝐿 ∝ 𝑇 𝛼 観測 𝐿 ∝ T , 𝛼 ∼ 2.5 − 3.0 (Bialek, Evrard & Mohr 2001; Brighenti & Mathews 2001; Muanwong et al. 2002; Borgani et al. 2002; Tornatore et al. 2003; Borgani et al. 2005など多数。) 小さいgroup galaxiesでは、𝐿 ∝ 𝑇 5 (Mulchaey 2000) 原因はよくわかっていない。 例えばpre-heating (Bialek, Evrard & Mohr 2001; Brighenti & Mathews 2001; Muanwong et al. 2002; Borgani et al. 2002; Tornatore et al. 29 2003; Borgani et al.金沢大学集中講義 2005など多数。) 銀河団の進化 例えば光度関数を調査 Vikhlinin et al. 2009 モデルと比較ΛCDMをサポート 金沢大学集中講義 30 銀河団X線観測を用いた宇宙論 詳しくは、日本物理学会 ２０１２年秋季大会合同シンポジウム 「宇宙Ｘ線観測の50年と物理学へのインパクト」 http://heapa.astro.isas.ac.jp/activity/2012/jpssymp12/ 金沢大学集中講義 31 Steve Allen講演「X-ray Astrophysics and Cosmology」 宇宙の化学進化 ビッグバン当初: ほとんどH, He どういう星・超新星が、どんな割合で重元素 を作ったのか？ 銀河団を「貯蔵庫」とみて研究できる。 金沢大学集中講義 32 鉄の量と星 Iron Mass to Light Ratio～MFe/Mstar Makishima et al. 2001 大きい径は閉鎖系。小さい径は開放系。 金沢大学集中講義 33 銀河団のアバンダンス 鉄の存在比: 0.2~0.3 solar 1/5～1/3のガスは、星でreprocessされたもの。 SiとFeの傾向の違いは？ 金沢大学集中講義 34 超新星爆発の元素合成計算例 Tsujimoto et al. 1995 Type Ia Type II 重い元素メイン (Feなど) 金沢大学集中講義 軽い元素メイン (O～Siなど) 35 Si/Feの比 Fukazawa et al. 1998 Type IIで出来たものは、外へ抜ける傾向？ 金沢大学集中講義 36 すざく衛星による詳細測定の例 Sato et al. 2007 金沢大学集中講義 37 SNII/SNIa～3 Sato et al. 2007 金沢大学集中講義 38 銀河団内部での分布 Matsumoto et al. 1996 おとめ座銀河団 O Si S Fe 傾向は銀河団ごとに色々。勾配のないものも。 金沢大学集中講義 39 2Mpc離れたところも汚染 Fujita et al. 2007 𝑟 < 2𝑀𝑝𝑐まで: 0.2 solar 強力な銀河風が起こった証拠。 金沢大学集中講義 40 銀河団中にレアメタル すざく衛星 Perseus銀河団 ～1Msecに及ぶ 観測データ Tamura et al .2009 金沢大学集中講義 41 冷えないのか？ ガスの冷却時間 t cool 𝑛 𝑝 10 ∼ 8.5 × 10 𝑦𝑟 10−3 𝑐𝑚−3 −1 𝑇 108 𝐾 1 2 ある銀河団では、中心部分(𝑛 ∼ 7 0.01 個 𝑐𝑐 , 𝑘𝑇 ∼ 10 𝐾)で、 𝑡𝑐𝑜𝑜𝑙 <銀河団年齢 冷える周囲からガスが落ちてくる 密度上がる余計冷える Cooling flow 金沢大学集中講義 42 どうもそんなに冷えてないらしい 金沢大学集中講義 Makishima et al. 2001 43 中央部のAGNからのfeedback おとめ座銀河団 =18kpc これで全てが解決するのかは不明だが… 金沢大学集中講義 44 ASTRO-Hに期待 Turbulenceが見える。エネルギー注入量がわ かる。静水圧平衡の仮定も検証。 金沢大学集中講義 45
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