銀河団非熱的な現象を求めて

宇宙科学研究本部中澤　知洋

深沢泰司（広大理）、牧島一夫（東大理）、ほか

　　銀河団とは？

２度 ( ～ 3 Mpc)

○ 　 Coma 銀河団（可視光＋ X 線）

「ダークマターの重力ポテンシャル」の中に、「星＝銀河」と、大量の「銀河間ガス」が閉じ込められた系。

○ 　銀河団の 3 大構成要素

○ 　銀河団＝宇宙最大の天体（自己重力系）M.Watanabe et al.

銀河団に広がる高エネルギー電子ー第 4 の主要な要素？ー

３ Mpc Mpc スケールの拡がったシンクロトロン電波

X 線コントア電波グレー

可視光写真

X 線温度ムラ

Coma 銀河団の電波ハロー＋硬 X 線

○ 　電波ハロー GeV 電子のシンクロトロン放射

Coma-C 1.4 GHz image

→40 余りの銀河団で確認

○ 　銀河団からの硬 X 線放射 CMB の逆コンプトン？

BeppoSAXX 線スペクトルComa 銀河団

超過成分熱的な成分（ガス）

２度 ( ～ 3 Mpc) 10 50 keV

電波スペクトル

Coma 銀河団

Coma 銀河団の電波ハロー＋硬 X 線

○ 　電波ハロー GeV 電子のシンクロトロン放射

○ 　銀河団からの硬 X 線放射 CMB の逆コンプトン？

Abell ２２５６銀河団

超過硬 X 線

X-ray spectra

HCG62 銀河群

4 分

15 分

可視光＋ X 線イエージ

kT=1.03+/-0.02 keVZ=0.13+/-0.01ZsolChi2=241/74

・ 2.5 keV 以上で fit すると、　 1 keV 付近で合わない

＋　 kT=2.35+/-0.5 keV

Fukazawa, nakazawa et al 2001

⇒ 　強い超過ハード成分

NeXT で狙える非熱的な現象

X 線温度ムラ

１：銀河団ガスのバルクモーション / 対流→ ドップラー測定。「動的な銀河団像」＊銀河団形成、巨大なプラズマの渦、、

２：相対論的な電子からの放射シンクロトロン光度　∝　 Ub×Ue逆コンプトン光度　∝　 Ucmb×UeUcmb は既知→ Ue, Ub 全て分かる！

参考：・ f(sync)=4.2(B[uG]) γ^2 [Hz]

→γ=18000 @ 1GHz, 1uG→γ= 9300 @ 365 MHz, 1uG

・ f(IC)=4/3 f(seed) γ^2 [Hz]→γ=10500 @ 100 keV,CMB(7e-4 eV)

電波

硬 X 線

→Mpc スケールの動的な宇宙

メインじゃない話題：　動的な銀河団

ハード X 線？

例： A2319 　銀河団の　　シミュレーション

乱流による広がり ?ガスの動き ?

Mpc スケールの運動、非熱的なエネルギー

A3667 銀河団の温度ムラ（ Newton ）

B. Ulrich et al合体・衝突で渦巻く銀河団ガス？

銀河団からの硬 X 線観測の意義○ 「硬 X 線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」問題点・ SAX 　のみた硬 X 線が、明るすぎる。嘘？

Ue=4 uG 相当、 Ub=0.15uG （？）← RM では 3uG くらい・本当にシンクロトロン＋逆コンプトンなの？？・電波の観測は OK→Mpc スケールの GeV 電子は存在する。

しかしながら、そもそも Mpc スケールに電波ハローが拡がっていることが説明困難。拡散の問題。

　　　　　　　　　　　　　　　→「そこら中で加速」とか、、　　　　　　　　　　　　　　　　　　　あるいは「電子じゃない」とか、、　　　　　　　　　　　　　　　　　つまり、放射機構も加速機構も、　　　　　　　　　　　　　　　　　なぞなぞなぞ、、、、、

銀河団からの硬 X 線観測の意義○ 「硬 X 線観測で、銀河団での非熱的なエネルギー生成を探る」＜単純な考え＞HXI ：イメージング with 電波　→　

・相対論的な電子の分布、磁場の分布SGD ：スペクトル 300 keV まで？広い視野　→

・銀河団ハードの検証・検出　確定作業＆「沢山」でできること・スペクトルを電波と比較→放射機構

＜ひねった考え＞電子の密度 / ベキの分布から→ その電子を生成しているものへの

厳しい制約→ 陽子か？（内山講演参照）

A3667NW Relic 　電波

10’

Mpc

銀河団からの硬 X 線観測の意義１：陽子。γ=10000 の電子の寿命は、 1e8 yr 、 γ=300 くらいでは 1e10 order→ 陽子は、 m_e/m_p 　で　「ハッブルタイム以上」

「電子の背景にいる、陽子に迫れないか？」SNR 、リッジなど、「似通った」天体からの演繹も利用→ Diffusive Acceleration 　の物理の一環として、

最大の天体としての「銀河団」

２：銀河団形成における、エネルギーの散逸・抽出・拡散→ 宇宙の大規模構造の進化のエナジェティクス

じゃあ、 NeXT で見えるの？Abell ３６６７Coma 銀河団

A ２２５６銀河団

熱的成分の分離→端、やや低温

SAX の結果は怪しいかも、、

じゃあ、電子と磁場のエネルギーが、等分配だと思って計算しても見える天体はないの？？

A3667 　NW レリック

Astro-E2 、 INTEGRAL 、 NeXT の感度連続成分： 100 ks 　観測、 5’x5’ の広がり

HCG62 5’x5’

HCG62 full

Coma 銀河団 full

Coma 銀河団　　　　 5’x5’

INTEGRAL

Astro-E2NeXT そして

GLAST

π0 ガンマ？

A3667NW レリック

悲観的に計算しても

ぎりぎり見える！「均一」計算でも OK→ 「ムラムラ」なら余裕

ムラムラ万歳！！

銀河団の形成、合体における、非熱的なエネルギー生成。電子だけで考えると、総エネルギーは熱的な成分の１％～ 0.01％以下程度に見えるが、陽子を考慮するともっと多い？

銀河団の中では、相対論的な陽子は、冷却もされず、逃げ出しもせず、いつまでもたまってゆく。（ごく自然なこと）銀河団誕生から、現在にいたるまでの全てのハッブル時間にわたる非熱的なエネルギーの溜まり場。

→ 　相対論的な電子は、 2次電子？

GLAST と共同で、広い帯域を見る。 NeXT は撮像が売り。　　　（ただし、 SAX を信じると破綻）→高精度の観測必須。

ハドロニックな

相互作用の世界

おしまい、、銀河団は。

本日のメインの１つNeXT の旗印は何だ？？

言って見れば、銀河団から「物理」の第 1 要素的な抽出は向いていない。暗いから。しかし、「加速器天文学」の「展開」の先として、実に魅力的。宇宙最大。大規模構造の進化。天体形成。扱える程度には、明るい。見える！

NeXT への要求○ 　銀河団、 SNR （の一部）、リッジとか→

・ Diffuse への感度＝有効面積＋低い BGD・折れ曲がりを見る帯域。数百 keV まで？・ CCDや分光計との協力は？必要？？

○ 　核ガンマ→・同上＋優れたエネルギー分解能・ ?? MeV までの帯域

○ 　パルサー→・時間分解能＋偏光？

○ 　 BH 、 AGN 、 WD 、 NS→・点源への感度＝角分解能＋面積＋低い BGD

○ 　銀河の進化・ HXI での探査。Compton thick な AGN ＝成長する AGN ？

典型的なサイズは？

狙うラインのエネルギー

は？

HXI感度計算古沢さん、前田さん、岡島君ほかと共同一部修正込み

・混入限界・ CXB ３ σ

・ NXB ３ σ・ 5 photon

Point Src5x5minDiffuse Src

0.1 mCrab　　　　～ ULX

Gal. Cen.

○パラメータ・ XRT 　 HPD=30’ 、 60cmφx4 、 FL=12m・ Det NXB CCD = 4e-4 c/s/keV/cm2

CdTe pix = 1e-4 c/s/keV/cm2・ Confusion 0.1src/HPD

→ 硬 X 線バンドの感度を支配するのは検出器の NXB ！（点源でも）

銀河団からの硬 X 線観測の現状

名前 電波 (1.4 GHz) 硬 X 線[erg/s/Hz/cm2] [erg/s/cm2]

Coma 32.0e-13 2.2e-11A2319 8.5e-13 （ <2e-11 ） A2256 1.9e-13 1.2e-11 A2255 2.0e-13 -- A2218 0.2e-13 --

○ 　ハード X 線は２天体のみ (by SAX)

電波ハローを持つ銀河団（近い順）

○ 　感度のギャップ＠ 10 keV

集光なし、 BGD 高い、天体暗い

・銀河団の硬 X 線は、 20 ～ 30 keV 以下では熱的放射に隠れる・ 10 keV 　以上では検出器の感度が２桁劣る⇒ 　銀河団の硬 X 線の観測は困難、イメージもない

・ Cluster and group of Galaxies: cluster merger event, gas bulk motion, turbulence, acceleration …

A3667 cluster : merging

Temperature distribution (B. Ulrich et al.)

Radio relic (Roettinger et al)

Coma cluster: hard excess

Temperature distribution(M. Watanabe et al.)

中心付近の銀河数との弱い相関？○ NGC4325 群＝ハード成分なし

○ RGH80 群＝ハード成分あり

300 kpc

300 kpc

中心 50 kpc 以内の銀河の数

ハードありハードなし銀河１こ

銀河２こ

ハードの兆候・示さないもの 　単独の孤立した銀河・示すもの 　中心に複数の銀河

⇒ 銀河群の進化との関係？

Gas 　 (0.5-4 keV)Hard Excess (4-8 keV)PSF

硬 X 線の広がり○ 　半径方向の輝度分布

中心銀河からの距離（分）

・硬 X 線は、広く分布しており、（単一の）点源ではない。・高温ガスと良く似た広がりをもつ。

New X-ray Telescope (NeXT) 計画（ 2010-? ）

NeXT Supermirror Hard X-rayTelescopes

Hybrid X-ray Imagers

TES Calorimeter Arrays with Cooler & ADR

Soft γ -ray Detector

「広帯域＋高精度分光」・ 80 keV までの硬 X 線イメージ・高精度分光・ 600 keV まで感度１桁向上→ 非熱的な物理に迫る

撮像・集光

非撮像

・多層膜スーパーミラー・ CCD+CdTe 撮像カメラ・ TESカロリーメータ・狭視野コンプトンカメラなど（案）

撮像

非撮像

・ Astro-E2 と NeXT の有効面積