総研大短期スクール 「銀河系とダークマター」 2009

「すざく」衛星による粒子加速域の探索

堂谷忠靖宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部

（共同研究者　馬場彩）

目次• X 線天文の歴史と「すざく」衛星• X 線天体と質量降着• 超新星残骸の非熱的放射• 衝撃波の基礎• 宇宙に見られる様々な衝撃波• 衝撃波と粒子加速• 超新星残骸からのＸ線放射と TeV ガンマ線放射• コンパクト天体での粒子加速

　

波長

大気

圧 高度

電波 赤外 Ｘ線 ガンマ線

大気圏外からの電磁波がどの高度まで到達できるか

人工衛星

ロケット

気球

可視

地球大気を透過する電磁波の窓紫外

Ｘ線天文学の始まり

1962年ロケット実験

ジャコー

ニ博

士

Sco X-1

Ｘ線背景放射

ウフル衛星1970 年打ち上げ初の X 線天文衛星

全天を観測し、 339の X 線天体を観測

ブルー

ノ・ロッ

シ

白鳥座 X-1 ：ブラックホールの発見

ウフル衛星ロケット実験

Ｘ線天体の場所の特定

可視光での観測

想像図

太陽の 33倍の質量

50km/s

連星周期 5.6 日

太陽の 10倍の質量

ブラックホール

小田

稔

スダレコリメータ

ロケット事始め

ペンシルロケットを組み立てる糸川英夫

ペンシルロケット水平発射

1955 年前後

日本初の人工衛星「おおすみ」打ち上げ

1970年 2月 11日「おおすみ」

鹿児島県内之浦

日本の X 線天文衛星

1970 1980 1990 2000

はくちょう

てんま

ぎんが

2010

あすか

すざく

Astro-H

Astro-E (Failed)

2020

IXO

「すざく」衛星

打ち上げ : 2005 年７月 10 日ロケット： M-V軌道：高度 570km 、傾斜角 31度重量： 1700kg電力： 1400W

我が国５番目のＸ線天文衛星

目的

広帯域（軟Ｘ線から γ線）かつ高エネルギー分解能で X 線天体を観測する。

射場クリーンルームでの「すざく」

日米国際協力による開発

硬 X線検出器（Ｘ線反射鏡は使用せず）

Ｘ線 CCDカメラ（４台）

Ｘ線反射鏡（５台）

マイクロカロリーメータ（トラブルの ため使用不可）

1.9m

6.5m

Ext

ensi

on

『すざく』衛星断面図

「すざく」のデータ例 : Cen-A

Absorption due to interstellar gas surrounding the black hole

Emission line due to ionized Fe atom.

Hard X-ray Detector

X-ray CCD Camera

100

10

1Inte

nsi

ty o

f R

adia

tio

n

PIN Diodes

GSO/BGO phoswich counters

• By the HXD team for the press release

Deconvolved spectrum

Ｘ線で見るアンドロメダ銀河

Ｘ線連星系からのＸ線放射

ブラックホール中性子星 ＋ 通常の星 超高温プラズマ

（一千万度）Ｘ線放射

近接連星系 光度：太陽の 数万倍の明るさ

星のエネルギー源

•主系列星：核融合エネルギー（水素→ヘリウム）•Ｘ線連星：重力エネルギー

Compact starへの質量降着

質量供給源：伴星 ← Roche-lobe を満たす

ブラックホール (BH)中性子星 (NS)

Roche-lobe を溢れたガスが Lagrange点を通り NS/BH に流入

通常の星中性子星ブラックホール

ロッシュローブ

ロッシュローブを 溢れるガスが作る降着円盤の想像図

重力エネルギーを取り出すには、何かを落下させる事が必要

ラグランジュ点

L1を通る等ポテンシャル 面

L1, L2, L3：鞍点（不安定）

L4, L5：極大点（安定）

L1

L2

L3L5

L4

連星系とともに回転する回転系で考える

各々の星の重力圏に対応

ロッシュローブ

連星系のポテンシャル構造

重力ポテンシャルの 比較

天体 半径 質量 重力ポテンシャルの深さ (mc2)

地球 6400km 3×10-6 M⦿ 7×10-10

太陽 70万 km 1 M⦿ 2×10-6

白色矮星 1万 km 1 M⦿ 0.01%

中性子星 10km 1.4 M⦿ 20%

ブラックホール

30km* 10 M⦿ 50%

*10M⦿ブラックホールのシ ュバルツシル ド半径

参考 水素の核燃焼（ H-->He) ： 0.7%

€

GMRc2

降着円盤：重力エネルギーを熱に変換

ブラックホール

高温の円盤

X 線放射

降着円

盤 重力エネルギー

熱エネルギー

降着円盤の標準モデル

特徴•軸対象で薄い•ガスは基本的にケプラー運動•半径方向にゆっくり落下•各部が黒体放射

中心天体

降着円盤

異なる半径間で速度差

中心＝

速度

大 外周＝

速度

小

隣り合う流れに速度差がある

摩擦により運動エネルギーが熱に変化

降着円盤での熱生成降着物質が　　だけ落下したとすると‥‥。

€

Δr

重力エネルギーの減少分

€

Δ −GMr

⎛ ⎝ ⎜

⎞ ⎠ ⎟=GMr2

Δr=

回転エネルギーの増分

€

Δ1

2v 2 ⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟=

GM

2r2Δr

+熱への転換分

€

GM2r2

Δr

€

r

€

r

€

r−Δr

半分は運動エネルギーの増分もう半分は熱に変化

重力ポテンシャル

€

−GMr

降着円盤の温度

€

˙ M

€

M質量降着率

€

˙ M

€

r

€

r−Δr の間で発生する熱

€

GM ˙ M

2r2Δr

これを黒体放射として放出

€

2 ⋅2πrΔr ⋅σT 4

=

€

T =GM ˙ M

8πr3σ

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

1/ 4

これから、降着円盤の温度は

典型的な値を代入して

€

T =1.0 ×107 M

M solar

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

1/ 4 ˙ M

1014 kg/s

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

1/ 4r

10km

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟−3 / 4

K

降着円盤（の内縁付近）からは１ keV程度の X 線が放射される

降着円盤のエネルギースペクトル

降着円盤 中心天体

黒体放射

異なる温度の 黒体放射の重ね合わせ

放射強度が 1/3 に比例

降着円盤に特徴的。多温度円盤放射

黒体放射

黒体放射

X 線観測

観測されたエネルギースペクトルの変化例

Ｘ線新星 GS2000+25 (Ginga)2成分の存在

熱的な成分＋

ベキ関数成分

＝

1. 熱的な成分降着円盤からの輻射で、多温度黒体輻射。

2. ベキ関数成分高温プラズマによる、逆コンプトン散乱成分。

Tanaka 1992, Ginga Memorial Symposium

エネルギー（キロ電子ボルト）

降着円盤内縁の半径が一定

降着円盤がシュバルツシル ド半径の３倍で切れている

アウトバーストからの経過日数

内縁温

度

内縁半

径

Ｘ線光

度

降着円盤のパラメータの時間変化

２成分フィッティング

シュバルツシルド半径の３番

「すざく」で観測した Cyg X-1 の low/hard state

0.1 1 10 100 1000Energy (keV)

降着円盤成分： Diskbb

€

Tin = 0.19−0.02+0.01keV

€

rin = 250−60+210km

逆コンプトン成分： compps

€

Te =100 ± 5keV

€

τ =1.49−0.09+0.07 0.38−0.05

+0.04

€

y=1.15−0.03+0.05 0.29−0.03

+0.04

€

Rinseed = 75 ±10 200−30

+90km

€

Ω /2π = 0.4−0.3+0.2

€

ξ < 30 erg cm/s

鉄輝線： Gaussian

€

Ec =6.3± 0.1keV

€

EW = 290 ± 90 eV

€

σ =1.0−0.2+0.1 keV

Low/Hard状態の降着円盤

€

Rintot

( )2

= R in2 + Rin_H

seed( )

2+ Rin_L

seed( )

2

Inner disk radius

250km 200km 75km330km

€

~ 7rs

Reflection fraction:

€

Ω /2π = 0.4−0.3+0.2

Seed accretion disk does not intrude deeply into the hot corona.

Disk line

(i=45 deg, emissivity ∝ r -3)

€

Ec =6.3−0.1+0.2 keV

€

rin =8−4+3 rs

-disk is largely retreated from 3rs in the low/hard state.

Hot plasma: patchy structure

Ｘ線の全天マップ赤： 0.1–0.4 keV、緑： 0.5–0.9 keV、青： 0.9–2 keV

大マゼラン雲で発生した超新星SN1987A

超新星爆発の分類

∞

Ia型 II, Ib, Ic 型など

白色矮星の近接連星系 大質量星の死

全エネルギー：　 1044 J放出ガスの質量： 1 M◎放出ガスの速度： 104 km/s残存天体： なし

全エネルギー：　 1044 J放出ガスの質量： 10 M◎放出ガスの速度： 104 km/s残存天体：パルサー、 BH

超新星残骸の構造

星間ガス

衝撃波面

圧縮された星間ガ

ス

接触不連続面

超新星爆

発に伴う

放出ガス

パルサー風

数千 km/sec

数百万度

音速〜 10km/s

いろいろな波長で見た超新星残骸（カシオペア座 A ）

Ｘ線 可視光

赤外線 電波

高温プラズマからの熱放射

高エネルギー電子からのシンクロトロン放射

ダストからの熱放射

超新星残骸 SN1006電子のエネルギースペクトル

宇宙線とは ?

(Cronin 1999)

knee=1015.5eV

ankle=1018.5eV

宇宙を飛び交う超高 E粒子uCR ~ 1eV/cc

銀河の基本構成要素 !

宇宙線加速現場・機構は発見以来 100 年近くたった現在も

謎のまま

c.f. CMB 0.3 eV/cc stellar light < 0.3 eV/cc magnetic field 0.3 eV/cc turbulence 0.3 eV/cc thermal energy 0.01 eV/cc

= 2.7

= 3.1

天体で宇宙線はどこまで加速できるのか ?

宇宙線は磁場中でジャ イロ運動をする　→ ジャ イロ半径より小さな系では加速できない !

Emax 1015 eV

Z12

source size1pc

B1G=

ジャイロ半径 ~ 電子の E/磁場

系のサイズが大きいほど磁場が強いほど

宇宙線を高エネルギーまで加速できる !

Z: 電荷、 =v/c

maximum E

knee

Hillas Diagram (1984)

実験室系 :

衝撃波静止系 : shock front(us = 0)

upstream region(uu = us)

downstream region(ud)

shock front(us)

outer region(u1 = 0)

inner region(u2)

超新星爆発

衝撃波の基礎： terminology

衝撃波の基礎：方程式上流と下流の物理量を結びつける保存則

質量保存

€

ρuuu =ρdud

€

ρ : density

運動量保存

€

ρuuu2 + Pu = ρdud

2 + Pd

€

P : pressure

エネルギー保存

€

1

2uu

2 +γ

γ −1

Pu

ρu

=1

2ud

2 +γ

γ −1

Pd

ρd：比熱比

Rankine-Hugoniot の関係式

€

Mu ≡uuCu

=uu

Pu /ρu

これを解くと、

€

ρdρu

=vuvd

=(γ +1)Mu

2

(γ −1)Mu2 + 2

→γ +1

γ −1= 4

€

PdPu

=2γMu

2 − (γ −1)

γ +1→ ∞

(=5/3)

shock front

upstream region(uu = us)

downstream region

(ud = us)11

速度1/4密度４倍

マッハ数

エネルギー保存則の導出流体のエネルギー　　　　　　　の時間変化を考える

€

1

2ρu2 + ρε

€

∂∂t

1

2ρu2 + ρε

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟+

∂

∂xu

1

2ρu2 + ρh

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

⎡

⎣ ⎢

⎤

⎦ ⎥= 0

€

h=ε + PV =ε + P /ρ

€

∂∂t

ρ2

u2 + ρε ⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟dx

x1

x 2

∫ + u1

2ρu2 + ρε

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

⎡

⎣ ⎢

⎤

⎦ ⎥

x =x 1

x =x 2

+ uPx =x 1

x =x 2 = 0

この式の意味を考えるため、 x1→x2 で積分

x=x1 x=x2

v1 v2

ρ2v

2+ρε⎛⎝

⎞⎠dxx1

x2∫

ρ2v

2+ρε⎛⎝

⎞⎠

ρ2v

2+ρε⎛⎝

⎞⎠vp vp

ここで

変化分 正味の出入り 仕事

€

h=ε + PV =

−1

P

ρ

€

ρu=const を使うと

€

1

2uu

2 +γ

γ −1

Pu

ρu

=1

2ud

2 +γ

γ −1

Pd

ρd

衝撃波の性質下流のマッハ数

€

Md2 ≡

ud2

Cd2

=(γ −1)Mu

2 + 2

2γMu2 − (γ −1) Mu>1 なら Md<1

下流は亜音速。一度衝撃波を 起こした流れは再び衝撃波を起こす事はない。

変化の向き

€

Mu2 =1+ mu弱い衝撃波を考える：

€

sd −su =CV2γ(γ −1)

3(γ +1)2mu

3 + ο(mu4 )エントロピー変化

sd>su なので、 mu>0 。つまり、 Mu>1 でないといけない。

必ず、上流が超音速でないといけない。

地球磁気圏の bow shock

Heliosphere （太陽圏）

星間ガス

太陽系

Bow shock

星間ガス

終端衝撃波

太陽風ガス

オリオン大星雲：若い星による bow shock

高速の星 風

Bow shock星風

活動銀河中心核：白鳥座 A

波長 6cm電波マップ

ジェット

衝撃波

合体する銀河団が作る bow shock

Chandra衛星によるＸ線画像1E0657-56

『あすか』衛星によるかみのけ座銀河団のＸ線観測

　

等高線：　Ｘ線強度分布

背景：　　 DSS光学画像

カラーマップ：　ガス温度分布

衝撃波による加速の原理上流 下流内では、磁気的な 乱流状態にあり、散乱を繰り返す事で、･速度が 等方化される。一部の粒子は、衝撃波を横切って移動する。

衝撃波を行き来するたびに加速

ux

uy

ud uu

実験室系shock front

x

上流の静止系（実験室系）

€

uu

€

3

4uu

下流の静止系

静止

静止

€

1

4uu

€

3

4uu

衝撃波による加速の原理

•散乱毎の平均的なエネルギー増分： β•散乱毎に加速領域に残る確率： P

k回散乱の後には、

€

E=E0βk

€

N =N 0Pk

€

NN 0

=E

E0

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

ln P / ln β

ここで、 N は E以上のエネルギーを持つ粒子の総数である事に注意すると、

€

dN(E) = const × E−1+ln P / ln β dE

Power-law型のエネルギースペクトルを持ち、べきはエネルギー増分と逃避確率で決まる。

逃避確率とエネルギー増分•上流→下流→上流の 1サイクルで粒子が逃げる確率

= 4ud/v ~ 4ud/c1サイクルで生き残る確率p= 1- = 1 - 4ud/c

•粒子が 1サイクルで得るエネルギー

Ek+1 = Ek 1+vku (uu – ud)cosku/c2

1+vkd (uu – ud)coskd/c2

角度につ いて平均し、粒子速度は cとすると、

kukd

大雑把には、

€

ΔEE

=2Δu

c

きちんと計算するには、角度依存性を考慮する必要あり

€

ΔEE

=4

3

uu − ud

c

1 次のフェルミ加速

衝撃波加速のスペクトル

（理想気体の 強い衝撃波の場合）

衝撃波加速では、ベキ− 2の power-law型のスペクトル

残存確率

€

P=1− 4ud

cエネルギー増分

€

=4

3

uu − ud

c

€

=−1+ln P

lnβ

= −2ud + uu

uu − ud

≈ −2

スペクトルのベキ

€

dN(E) = const × E−2dE

Diffusive shock acceleration

シンクロトロン放射と IC放射

c = 32eBsin(a)

2mec

Psync = 4/3 σTc22UB

•シンクロトロン放射

•逆コンプトン散乱（ IC）による放射PIC = 4/3 σTc22Uph

べき pの power-law電子からの放射のべきs = (p-1)/2

→ Psync/ PIC から、現場の磁場が分かる→ 最高エネルギー もわかる

加速器の探し方電子 electrons: -> synchrotron emission in radio (GeV electron)　 synchrotron emission in X-rays (TeV electron) Inverse compton emission in -rays (TeV electron)陽子 protons: -> -rays via 0 decay(GeV-TeV protons)

Energy

E2 d

F/DE

X-rays -rays

sync.

IC

p0

電子陽子

X線・ γ線が最適

synchrotron X-ray

Discovered by ASCA(Koyama+95)

超新星残骸での宇宙線加速　観測的証拠

TeV gamma-ray

超新星残骸衝撃波面は宇宙線加速現場 !

SN1006RXJ1713-3946

Discovered by HESS(Aharonian+04)

HESS: new generation TeV -ray telescope@ Namibia

Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes using chrenkov lights from photon showers

TeVガンマ線帯域では世界で初めて銀河面無バイアス探査を実施

http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/HESS.html

TeV gamma-ray observations

HESS team, 2009

新天体 !?

new sources! ~50 sources現在 ~50天体

They have no counterpart !

(Aharonian et al. 2006)

They are notknown PSRs, PWNeknown SNRsknown SF regions

On the Galactic planeSome are diffuse

Galactic sourcesHowever,

they have no CP!

TeV emission->They should be accelerators

Are they really “dark”?What are their origin ?

X-ray follow-ups are essential

“HESS unID sources”“dark particle accelerators”

HESS J1303-631HESS J1427-608HESS J1614-518HESS J1616-508HESS J1626-490HESS J1632-478HESS J1634-472HESS J1702-420HESS J1708-410HESS J1731-347HESS J1741-302HESS J1745-303HESS J1747-281HESS J1804-216HESS J1813-178HESS J1825-137HESS J1834-087HESS J1837-069HESS J1841-055HESS J1843-033HESS J1857-026HESS J1858+020TeV J2032+4130

TeV unID source list (http://tevcat.uchicago.edu/)

HESS J1640-465HESS J1718-385HESS J1809-193HESS J1833-105HESS J1846-029HESS J1912+101HESS J1923+141HESS J1848-018

Suzaku obs.HESS J1303-631HESS J1427-608HESS J1614-518 OHESS J1616-508 OHESS J1626-490HESS J1632-478HESS J1634-472HESS J1702-420 OHESS J1708-410HESS J1731-347 OHESS J1741-302 OHESS J1745-303 OHESS J1747-281HESS J1804-216 OHESS J1813-178 OHESS J1825-137 OHESS J1834-087HESS J1837-069 OHESS J1841-055HESS J1843-033HESS J1857-026HESS J1858+020TeV J2032+4130 O

Suzaku obs.HESS J1640-465 OHESS J1718-385 OHESS J1809-193 OHESS J1833-105HESS J1846-029 OHESS J1912+101HESS J1923+141HESS J1848-018

The number is still increasing.About half of TeV unIDs are

observed with Suzaku.Now it is time to start

systematic study.Categorize with X-ray feature

HESS J1837-069 (Anada+08)

HESS J1809-193 (Anada+08)

HESS J1825-137 (Uchiyama+09)

Spectra are very hard (Gamma ~ 1 – 2)Compact source; 1837 has pulsation (70ms)

They should be pulsars and pulsar wind nebulaeWe have many samples of PWN candidates

Group 1. Compact(+surrounding diffuse) sources

Group 2. Nothing found on the TeV peak-> dark particle accelerators

HESSJ 1616-508 (Matsumoto+07)

upper-limit ! FTeV/FX > 55

Suzaku HESS

HESS J1804-216 (Bamba+07)

unID compact sourcesFTeV/FX > 13

Suzaku HESS

HESS J1702-420 (Fujinaga+ in prep.)

FTeV/FX > 32

Origin is still unknown

real dark particle accelerator ?

新星での粒子加速の証拠武井大ほか（立教大学）

Takei, D. et al. 2009, ApJL, 697, L54

アウトバースト後、９日目と 29 日目に観測。

９日目

白色矮星パルサー AE Aqr の発見

中程度の磁場をもつ激変星のひとつ

連星周期： 9.88hr自転周期： 33 sec

非常に早いスピンを持つ特異な白色矮星。伴星からの星風の大部分をスピンで飛ばしているが（プロペラ効果）、一部が磁極に降着している。

寺田幸功ほか（埼玉大学）

Terada, Y. et al. 2008, PASJ, 60, 387

ガンマ線連星系 LS5039

HESS によるイメージ

Aharonian, F. et al. 2005, Science 309, 746

O型星と compact 星の近接連星系

連星周期： 3.9 day離心率： 0.35

高橋、岸下ほか（ ISAS/JAXA ）

「すざく」による観測

1. 超高エネルギー電子 起因のシンクロトロン放射がX 線領域までのび、それが連星の軌道周期に同期して周期的に放射されている事を発見。伴星との距離が遠い時に放射強度大。

2. 強度変動に対して、そのスペクトルの形がほとんど変化しないことを発見。

3. シンクロトロン X 線が連星周期にともなって変動する現象が宇宙で見つかったのは初めて。

4. 変動のパターンは TeV ガンマ線と類似Takahashi, T. et al. 2009, ApJ 697, 592

加速源の性質

加速領域の大きさは、 0.3-1x1011cm で脈動。つまり、〜１秒で TeV までの加速が起こる。

Ｘ線の強度変動は、 adiabatic loss rate の変動

まとめ

• 我が国には、 X 線天文の長い歴史があり、最も強い天文分野のひとつ。

• 衝撃波は、効率良く粒子を加速する事ができる。

• 超新星残骸は、宇宙線加速の最も有力な候補のひとつ。

• 加速域のパラメータに制限を加えるには、Ｘ線と TeV ガンマ線の共同観測が不可欠。

• 様々なＸ線連星系でも粒子加速の証拠が集まりつつある。