宇宙の様々な加速源宇宙の様々な加速源～粒子加速への入門～～粒子加速への入門～磯部直樹磯部直樹

(( 理化学研究所宇宙放射線研究室理化学研究所宇宙放射線研究室 ))

地上に降り注ぐ宇宙線地上に降り注ぐ宇宙線 べき型のスペクトルべき型のスペクトル 1 eV cm1 eV cm-3-3 (@ GeV)(@ GeV) 1010-4-4 eV cm eV cm-3-3 (@knee)(@knee)

組成は 組成は 　　 p, He, C, O, Fe, etcp, He, C, O, Fe, etc

宇宙線粒子のエネルギー [eV]

フラック

ス [m

-2 s

-1 s

r-1 e

V-1]　

∝E-3

knee1015.5 eV

ankle1019 eV

GZK cutoff1020 eV

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。

粒子をどうやって加速するのか？粒子をどうやって加速するのか？ 荷電粒子の運動方程式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加速に有効な電場とは何か ??

粒子加速には電場が必要であるdp / dt = q ( E + 1/c v×B)d/ dt = q v E

宇宙は中性である荷電粒子が移動して、静電遮蔽する

運動する磁気流体が生み出す電場で加速するMaxwell 方程式 ∇ x B = 1/c dE / dt ∇ x E = -1/c dB / dt

加速に都合のよい天体加速に都合のよい天体

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

Hillas diagram (Hillas 1984) Makishima diagram ??

系の大きさ L > ラーマー半径 mv / qB

粒子加速源をどう特定するか粒子加速源をどう特定するか ??

105103101Lorents 因子

単位時間当たりの電子のエネルギー損失

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

E = mc2

制動放射シンクロトロン放射逆コンプトン散乱

加速された粒子からの放射加速された粒子からの放射制動放射 (Bremsstrahlung, free-free emission)

+Ze

電子 -eh 振動数 h ≦ Ee

フラックス Fbremss ∝ ne ni V

sync = 120 MHz x ( / 104)2 (B / 1 G) sinFsync ∝ ue um

(um = B2 /8 : 磁場のエネルギー密度 ue : 電子のエネルギー密度 )

シンクロトロン放射(Synchrotron Radiation)

電子 -e

磁場 B

h

逆コンプトン放射 (Inverse Compton scattering)

電子 -e

hsoft

h

soft = CMB → uCMB = 4.1 x 10-13(1+z)4 erg cm-3

CMB = 1.6 x 1011 (1+z) Hz

IC = 2.1 x 1017 (/ 103)2 HzIC = 0.87 keV ( / 103)2

IC = 4/3 2 soft

FIC ∝ ue usoft(usoft : 種光子のエネルギー密度 )

宇宙の様々な加速源宇宙の様々な加速源 太陽フレア太陽フレア 中性子星中性子星 (( パルサーパルサー )) 超新星残骸超新星残骸 ジェットジェット ブレーザーブレーザー 電波銀河ローブ、ホットスポット電波銀河ローブ、ホットスポット 銀河団銀河団

今日は、以下の加速源を取り上げてみる。

太陽フレアでの加速太陽フレアでの加速

適度に加速されてるね

　太陽フレア　太陽フレア

「ようこう」衛星による太陽の軟 X線画像TRACE 衛星 ( 米 ) が紫外線でとらえた太陽表面の磁場の様子

太陽表面では、磁場が激しく活動

太陽フレアでの粒子加速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 )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

太陽表面での、磁気リコネクションの様子

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

回転駆動型パルサーでの粒子加速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 !

回転駆動型パルサーでの粒子加速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、高速回回転駆動型パルサーは、高速回転する強力な磁石転する強力な磁石 (( 磁気双極子磁気双極子 )) BB ～ ～ 10101212 G G 粒子が磁場とともに回転し、遠粒子が磁場とともに回転し、遠心力で加速される心力で加速される (( 慣性系から慣性系から見ると、磁力線に沿った電場で見ると、磁力線に沿った電場で加速される加速される )) 回転速度が光速度を超えるとこ回転速度が光速度を超えるところろ (( 光円柱光円柱 )) で、磁場と粒子がで、磁場と粒子が外向きに噴出す。外向きに噴出す。 → → パルサー風パルサー風 パルサー風が周囲のガスと衝撃パルサー風が周囲のガスと衝撃波を起こし、シンクロトロン放波を起こし、シンクロトロン放射で輝く射で輝く → → パルサー星雲パルサー星雲

( 宮崎大の森さんの発表を参考にした )

回転

かに星雲・パルサーかに星雲・パルサーChandra による X 線画像

HST による可視光画像

( http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0052/movies.html )

かに星雲のスペクトル(Spectral energy distribution; SED)

X 線 γ 線電波 可視

シンクロトロン逆コンプトン

～ 1010 (1015 eV)

超新星残骸での粒子加速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

超新星残骸 超新星残骸 SN1006SN1006

へりへり : シンクロトロン内側 : 熱的な放射

内部

SN1006 については、理研の馬場さんに聞いてみよう

「すざく」

2-5 keV Chandra

ヘリの部分では、1014 eV 程度まで電子が加速

超新星残骸 超新星残骸 SN 1006 SN 1006 からのからの γγ 線線 ??

Cangaroo による TeVγ 線画像HESS による TeVγ 線画像

有意な γ 線が検出されなかった B = 6.5 ± 2 GB > 25 G

多波長スペクトル (SED)ASCA が示してないねぇ (Allen et al. 2001)

超新星残骸での陽子加速の証拠超新星残骸での陽子加速の証拠 ??RXJ1713.7 – 3946

p + p → + X ( X = ハドロン )p + → + X e+ + e- + X

0 → 2

Cangaroo による TeVγ 線画像

多波長スペクトル

超新星残骸での粒子加速超新星残骸での粒子加速超新星残骸は、超音速 (>1000 km /s) 膨張するので、衝撃波 (shock) が生じる

流体速度 v1 v2密度 1 2

磁場 B

衝撃波加速 (Fermi 加速、 diffusive shock acceleration)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 = (-1 / +1) v1

2 = (+1/ -1) 1= cp / cV = 5 / 3 ( 非相対論的 ) 4 / 5 ( 相対論的 )

密度大密度小

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 )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 = +1 / -1 ( 圧縮比 )

ジェットでの粒子加速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？

ジェットとはジェットとは ??

Centaurus A のX 線画像 (Chandra)

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

NGC 6251 の電波画像 NGC4261 の可視光と電波の画像

10 kpc

500 kpc

10 kpc

ジェットでの加速ジェットでの加速1. ジェット自身の駆動 2. ジェットでの粒子加速

→ 衝撃波が起こる ( 内部衝撃波 )→ 衝撃波で粒子加速が起こる

1 2中心核中心核は、絶えずプラズマの塊を放出

1 > 2 ならば、どこかで追いつく

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 ( ～ 10 ) 収束 ( < 1°) 方向性の維持 ( >100 kpc )良く信じられているジェットの駆動方法

磁場

ブレーザーブレーザー ジェットを正面から見たジェットを正面から見た

AGNAGN ジェットの根元近くの内部衝ジェットの根元近くの内部衝撃波を観測している撃波を観測している ジェットの相対論的な運動で、ジェットの相対論的な運動で、放射が強調されている放射が強調されている

(Beaming)(Beaming) 多波長で変動が激しい多波長で変動が激しい 多波長にわたる非熱的スペク多波長にわたる非熱的スペクトルトル　　シンクロトロンと逆コンプ　　シンクロトロンと逆コンプトントン Seed Seed 光子は、光子は、 SSC : SSC : シンクロトロン光子シンクロトロン光子 ERC : ERC : 外部からの光子外部からの光子

Mrk 421(Takahashi et al. 2000 )

TeVγ 線

硬 X 線X 線紫外線

シンクロトロン 逆コンプトン電波 可視 X 線 γ 線

ブレーザーでの粒子加速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

Mrk 501(Kataoka et al. 2001)

明るくなると、粒子が増える

明るくなると、加速が盛んになる

電波銀河電波銀河

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ない候補になりうる (Hillas 1984)(Hillas 1984)

磯部は、ローブのエキスパートである磯部は、ローブのエキスパートである

ジェットを持つ AGN を横から見ると、電波銀河になる

中心核

Cygnus A の電波画像 (1.4GHz)

ジェット

ローブ(>100 kpc)

ホットスポット : ジェットの終端衝撃波

ホットスポットでの粒子加速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

B ～ 150 G ～ 105 までは加速されている

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)

ローブからのローブからの XX 線 線

「あすか」により、ローブから広がった「あすか」により、ローブから広がった XX 線を発見線を発見 ローブは非常に希薄なので、ローブは非常に希薄なので、 ICIC の種光子は の種光子は CMB CMB → → 磁場と電子のエネルギー密度が正確にわかる磁場と電子のエネルギー密度が正確にわかる 1 keV 1 keV の の XX 線は、線は、 ～ ～ 101033 の電子から出るの電子から出る

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)

FaintDiffuseHard spectrum

Low BGDWide band High efficiency

100 kpc

ローブからのローブからの XX 線 線 Newton による3C 98 の X 線画

像(Isobe et al. 2005)

Newton によるFornax A

の X 線画像(Isobe et al. in press)

Chandra による3C427.1の X 線画像

Chandra による 3C452 の X 線画像 (Isobe et al. 2002)

ローブの電子と磁場のエネルギローブの電子と磁場のエネルギーー

電子優勢 ue > um

3 G

ジェットでの加速のまとめジェットでの加速のまとめB = 50 – 300 G ue / um ～ 1

(e.g Hardcastle et al. 2004, Kataoka et al. 2004)

ホットスポット

B = 1 – 100 G ue / um ～ 10

ローブ ; 磯部の成果Blazars ( ジェットの根元 ) B = 0.1 – 1 G

ue / um ～ 10 (e.g Inoue and Takahara 1996, Kubo 1998)

= 104 ～ 105

までは加速されているようだ

銀河団での粒子加速 銀河団での粒子加速 ??

もしかすると凄いかも

銀河団銀河団

可視光 : 多数の銀河 10 ～ 1000個くらい

かみのけ座銀河団 ( ４億光年の距離にある )

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 )

1° (400万光年～ 1Mpc)

+ 加速された粒子

銀河団での粒子加速の証拠銀河団での粒子加速の証拠 電波ハローや電波ハローや RelicRelic をもつ銀河団をもつ銀河団 銀河団からの硬銀河団からの硬 XX 線線 (SAX)(SAX)　　　　　　 (Fusco-Femiano et al. 1999, Kastra et al. 1999, Neval(Fusco-Femiano et al. 1999, Kastra et al. 1999, Neval

ainen et al. 2004) ainen et al. 2004)

銀河群の硬Ｘ線銀河群の硬Ｘ線 (( 「あすか」「あすか」 )) (Fukazawa et al. 1999, Nakazawa 2000)(Fukazawa et al. 1999, Nakazawa 2000)

極端紫外線の検出極端紫外線の検出 (EUVE)(EUVE) (Lieu et al. 1996 (Lieu et al. 1996 など多数など多数 ))

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 ?

HXD に期待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)

A3667 の電波 (Gray)と X 線の画像 (等高線 )Relic

「あすか」による銀河群 HCG62 のスペクトルHard excess

1 Mpc

どうやって銀河団で加速が起こるどうやって銀河団で加速が起こるかか ?? 銀河団どうしのマージングにともなう衝撃波や銀河団どうしのマージングにともなう衝撃波や

乱流乱流 (e.g. Ensslin et al. Fujita (e.g. Ensslin et al. Fujita ＆＆ Sarazin 2001, Takizawa et al. 2002,Fujita et al. 2003)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じる衝撃波 (e.g. Fujita (e.g. Fujita ＆＆ Sarazin 2001)Sarazin 2001)

銀河団中の銀河の運動で生じる電磁誘導銀河団中の銀河の運動で生じる電磁誘導 (( 牧島先生の説牧島先生の説 , Nakazawa 2000), Nakazawa 2000)

プロトンの衝突で高エネルギー電子が発生プロトンの衝突で高エネルギー電子が発生 (e.g. Colafrancesco & Blasé 1998)(e.g. Colafrancesco & Blasé 1998)

などなどまだま諸説紛々などなどまだま諸説紛々

牧島先生の説によると牧島先生の説によると磁場

銀河の運動や回転

熱いプラズマ 冷たいプラズマ

銀河

磁気リコネクション

プラズマの加熱と粒子加速北口君いかがですか ? ( 太田さんより )

陽子の加速源を直接特定するには陽子の加速源を直接特定するには ??

狙狙狙狙狙狙0 → 2

GLAST

GLAST

LAT

まとめまとめ 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な謎のひとつである 実際に宇宙に存在する加速源実際に宇宙に存在する加速源 (( 候補候補 )) を紹介したを紹介した

太陽フレア、パルサー、超新星残骸、ジェット、銀河太陽フレア、パルサー、超新星残骸、ジェット、銀河団団

今日紹介できなかった様々な加速源も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球状星団にともなう粒子加速 (( 岡田さんの博士論文岡田さんの博士論文 )) 銀河面からの銀河面からの γγ 線放射線放射 スターバースト銀河の宇宙線ハロースターバースト銀河の宇宙線ハロー (NGC 253, Itoh et al. 2002, 2003)(NGC 253, Itoh et al. 2002, 2003)

ガンマ線バーストガンマ線バースト 加速源の多くは、加速源の多くは、 HXDHXD のよい観測対象であるのよい観測対象である 陽子の加速源の特定は、陽子の加速源の特定は、 GLASTGLAST に期待したいに期待したい