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電波ローブからのX線
～ジェットのエネルギーを測る～
磯部直樹(理化学研究所基礎特別研究員)
田代信(埼玉大理)、牧島一夫(東大理/理研)、
金田英弘(ISAS/JAXA)、伊予本直子(GSFC/NASA)
本題の前に



全天X線監視装置MAXI
をよろしくお願いします。
2008年度に、国際宇宙ス
テーションに搭載します。
2種類のX線カメラを搭載し
ています。
• GSC : 大面積比例計数管
• SSC : X線CCD(国産)


2 weeks
約90分ごとに、Ｘ線で全天
をスキャンします。
史上最高の感度を持ってい
ます。(1 mCrab/week)
電波ローブからのX線
～ジェットのエネルギーを測る～
磯部直樹(理化学研究所基礎特別研究員)
田代信(埼玉大理)、牧島一夫(東大理/理研)、
金田英弘(ISAS/JAXA)、伊予本直子(GSFC/NASA)
電波銀河のローブ
ホットスポット
ローブ
ジェット
中心核
FR II型の電波銀河 Cygnus A (4.9 GHz, Perlay et al. 1984 ApJ)
電波ローブからジェットを探る

電波ローブは
• ジェットの運搬したエネルギーの巨大な貯蔵庫
• ジェットの過去の活動の痕跡
• エネルギーの担い手は、粒子(電子)と磁場
電波ローブをＸ線で観測して、
ジェットのエネルギーを測定したい


どうやって測定するのか？
• シンクロトロン電波 : 電子 vs 磁場
• 逆コンプトン(IC)Ｘ線 : 電子 vs 種光子
種光子は?
• ×シンクロトロン光子(いわゆるSSC)
• △中心核からの光子(小さいローブで有効, Brunetti et al. 1997)
• ○宇宙マイクロ波背景放射 (CMB, Harris & Grindlay 1979)
電波ローブからのＸ線
～「あすか」による「発見」～




アイデアは簡単
現実は、困難だった
電波ローブからのIC X線は
• 非常に暗い
 高感度・高空間分解能が必要
 銀河団中では、不可能
 明るい中心核に埋もれる
• スペクトルがハード(aX ～ 0.7)
 広いエネルギー帯域が必要
「あすか」がはじめて克服
(ROSATでも「発見」, Fiegelson et al. 1995)
Fornax A
(Kaneda eta l. 1995, Tashiro et al. 2001)
電波ローブからのＸ線
～「あすか」による発見～
4C 73.08
5分角
Centaurus B
10分角
大きいローブ(～5分角以上)でなければならなかった。
電波ローブからのＸ線
～Chandraによる「発展」～
Chandraの特徴
• 超高空間分解能(～秒角)
⇒ 視野角の小さな(i.e. 遠くの)
ローブも観測できる。
⇒ 中心核や明るい背景天体に
埋もれることがない

3C 452 (Isobe et al. 2002)
2分角
3C 427.1
(z = 0.571)
等高線:電波
カラー : X線
電波ローブからのＸ線
～XMM-Newtonによる発展～


XMM-Newtonの特徴
• 大有効面積
• 高感度
• 広いエネルギー帯域
暗いローブも検出できる
3C 98
(Isobe et al. 2005)
グレー : 電波
等高線 : X線
Fornax A
(Isobe et al. 2006)
等高線:電波
カラー : X線
電波ローブからのX線
3C 223
3C 219/Chandra
(Brunetti et al.2003 )
等高線:電波
カラー : X線
3C 284
Chandra, XMM-Newtonに
より、多数の電波ローブから
Ｘ線が検出されている。
XMM-Newton
(Croston et al. 2004)
X線が検出された電波ローブ
赤方偏移の分布
すでに20個以上の電波
銀河のローブからＸ線が
検出れている。
0 < z < 2.12
(Isobe et al. 2001, 2005, 2006,
Brunetti et al. 2002, Comastri et
al. 2003, Croston et al. 2004,
2005, etc)
スペクトル指数の分布
サイズの分布
Size
< 1 Mpc
0.6 < a < 1.1
電波ローブのスペクトル
Fornax A
電波のスペクトル
aR = 0.68±0.05
X線のスペクトル
+ 0.24
 aX = 0.62 - 0.15
 S1keV = 86+18
-9 nJy
aR = aX
(Isobe et al.
2006)
IC X線
29.9 MHz, 100 MHz : Finlay & Jones (1973), 408 MHz : Robertoson (1973)
843 MHz : Jones & McAdam (1992), 1.4 GHz : Ekers et al (1983),
2.7 GHz : Ekers (1969), 5.0 GHz : Kuhr et al. (1981)
電波ローブの観測量と物理量


観測量
• 電波フラックス SR Jy @ fR Hz
• Ｘ線フラックス SX Jy @ fX Hz (eX/1 keV = fX/2.42x1017 Hz)
• スペクトル指数 a (aX = aR)
• 赤方偏移 z
• 体積 V cm3 (見かけの大きさから推定)
物理量 : CMB が種光子とすると (Harris & Grindlay 1979)
• 磁場 B1+a ∝(SR/SX) (fR/fX)a (1+z)a+3
• 磁場のエネルギー密度 um = B2 / 8p
• 電子数密度 N(g) ∝ (SX/fX)0.5 g -(1+2a) V-1 (1+z)2
• 電子ローレンツ因子 g = 1070 eX0.5
= 104 (fR/120 MHz)0.5 (B/1mG)-0.5
• 電子のエネルギー密度 ue = ∫(mc2g) N(g) dg
(ここでは“見えている”電子だけ積分 : g = 103 - 105)
電波ローブ中のエネルギー密度
30mG
5桁
3mG
0.3mG
電子優勢 : ue=10um
電波ローブ中のエネルギー密度
小さな/若い
ローブ
(<100 kpc)
中程度のローブ
(～300 kpc)
巨大な/年老いた
ローブ
(>> 500 kpc)
電子優勢 : ue=10um
電波ローブ中のエネルギー密度
BIC～0.7Bme
ue ～ 5 um
電子優勢
電子優勢
FX / Feq
FIC : 観測されたIC X線のフラックス
Feq : 等分配での予想フラックス
(Croston et al. 2005)
Log (B/Beq)
B : 観測されたIC X線のフラックス
Beq : 等分配での予想磁場
(Kataoka & Stawarz 2006)
ジェットの力学的パワー
ローブ中の電子や磁場のエネルギーは、
ジェットが運搬し供給したのものである
 ローブの全エネルギーと電波銀河の年齢か
ら、ジェットの力学的パワーを評価できるはず
• Ljet =(ueV+umV)/Tagex(1+k)
• Tage : 電波銀河の年齢
• k :”見えない”粒子

磁場のエネルギー umV [1060 erg]
電波ローブ中の全エネルギー
電子のエネルギー ueV [1060 erg]
全エネルギーにすると、2～3桁のばらつきしかない
ジェットパワー Ljet [1040 erg s-1]
中心核活動とジェットのパワー
拡大
中心核のX線光度 LX [1040 erg s-1]
中心核活動とジェットのパワー
ジェットパワー Ljet [1040 erg s-1]
Ljet=(ueV+umV)/Tage



中心核のX線光度 LX [1040 erg s-1]
中心核のX線ルミノシ
ティー LX と、ローブの
エネルギーから求めた
ジェットのパワーLjetに
は、相関が見られる。
中心核は、質量降着で
輝いていると考えられ
る。
ジェットも、質量降着で
駆動していれば、自然
な結果ではないか？
中心核活動とジェットのパワー
ローブの当分配エネルギー
シンクロトロン年齢
◎
★
▲
■
□
(Rawlings & Saunders 1991)
FR I
FR II
BLRG
RG ( z > 0.5)
quasar
ジェットパワー Ljet [1040 erg s-1]
中心核活動とジェットのパワー
Fornax A
昔はこのくらいの明るさで
光っていたに違いない。
中心核のX線光度 LX [1040 erg s-1]
ローブの電子の冷却時間Tcool = 1.6x108年前以内に、
中心核は活動を弱めた (Iyomoto et al. 1998)
今後の課題

“見えている”電子
• IC X線 : g = 103 (0.5-10 keV ⇒ g=500-3000)
• シンクロトロン電波 : g = 104-105

より低エネルギーの電子を観測したい
• エネルギーの総量は低エネルギー電子が支配
( 電子スペクトル N(g)∝g2a+1)


⇒IC可視光の観測が重要
Ｘ線と電波で“同じ”電子を観測したい。
電子のローレンツ因子の上限を決めたい。
⇒より高エネルギーのIC X線の検出が必要
課題克服のために
～「すざく」～



10分角(880kpc)


3C 326
(1.4 GHz)
現在稼働中の、日本の第5代Ｘ線
天文衛星
低バックグラウンド/高感度を特徴
とする検出器を搭載
• XIS : 0.5 – 10 keV
• HXD : 10 – 600 keV
電波ローブからのX線を50 keV
程度(g=7000)まで、検出で来る
可能性がある
ただし、十分な大きさが必要であ
る (>5 分角)
いくつかの天体の観測提案が採
択されている。
• Fornax A (AO1,AO2)
• 3C 326 (AO2)
課題克服のために
～NeXT～



次世代X線観測衛星
2012年頃の打上げを目指す
4種類の検出器を搭載
• SXS/SXI/HXI/SGD



Fornax A
East Lobe

高エネルギー分解能
適度な角分解能
高い感度
広エネルギー帯域
•
•
•
•
SXS : 0.3 – 10 keV
SXI : 0.5 – 12 keV
HXI : 5 – 80 keV
SGD : 10 – 300 keV
3C 452
NeXTの点源感度
課題克服のために
～GLAST～
ＧＬＡＳＴ



Fornax A
2008年秋に打ち上げ予定
のg線観測衛星
20 MeV～300 GeV
1990年代に活躍した
EGRET衛星の30倍の程
度の高感度を持つ。
(Cheng 2006)
約1年間の観測の
シミュレーション画像
(Sambruna 2007
@ GLAST Symposium)
まとめ





我々は、世界に先駆けて、電波銀河のローブからの
IC X線を検出した。
電波とIC X線の比較から、ローブ中の電子と磁場
のエネルギー密度を正確に測定した。その結果、
ローブでは電子優勢であることを明らかにした。
ローブ中の電子と磁場の全エネルギーから、ジェッ
トの力学的なパワーを推定した。その結果、ジェット
のパワーは、現在の中心核の活動と相関しているこ
とを明らかにした。
今後、「すざく」, GLAST, NeXTなどにより、さらに
研究が進むと考えられる。
本研究は、電波とＸ線の協力が非常に有効である。
付録
エネルギーの空間分布
ローブの平均的・積分的なエネルギーを考えてきた。
エネルギーの空間分布は分からないか？
ローブの生成・発展に重要な情報のはず。
電波強度 SRの分布
IC X線強度SXの分布
: ue x um の分布
: ue x usoft の分布
CMBなので一様
ueの分布 ∝ SXの分布
umの分布 ∝ SR / SXの分布
エネルギーの空間分布
3C452
軸方向に投影
SX分布
ue
SR分布
B
ue / um
エネルギーの空間分布
Fornax A
SR,SXの分布
(Tashiro et al. 2001)
Centaurus B
ue/um 分布
(Tashiro et al. 1998)
3C219のイメージ
X線が電波よりも
中心核によっている
(Brunetti et al. 2003)
ローブの端で磁場が
強まることを示唆。

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