高エネルギー天体による宇宙磁場の探索

高橋慶太郎名古屋大学

２０１０年１１月１７日市來浄輿（名古屋） ・井上進（京都）森正樹（立命館） ・長滝重博（京都）

村瀬孔大（オハイオ）・ Bing Zhang (Nevada)

10 G

1mG

1mG

1 G

10 G

10 G

10 G

12

9

6

3

1km 10 km 1pc 1kpc 1Mpc size6

neutronstar

whitedwarf

Earth

activegalacticnuclei

SNR

galaxy

cluster ofgalaxies

cosmological

Sun

ubiquitous magnetic fields

1nG

地球磁場の起源は現代物理学の最大の謎

の１つである。

銀河磁場 ～ 1μG↑

銀河ダイナモ（５０～１００億年）

↑微弱だがマクロな種磁場(10 ～ 10 Gauss)

宇宙初期（ z > 10 ）における磁場生成

地球磁場→ 　様々な天体の磁場　　宇宙全体の磁場？

磁場の起源

-15 -20

インフレーション

ビッグバン元素合成z ～ 10

再結合z = 1000 現在

9相転移

第１世代星銀河形成再イオン化z ～ 10

宇宙の歴史

インフレーション

ビッグバン元素合成z ～ 10

再結合z = 1000 現在

9相転移

第１世代星銀河形成再イオン化z ～ 10

宇宙の歴史

KT+, 05, 06, 07, 08

宇宙磁場の生成と観測

宇宙論的磁場の生成　・再イオン化　・構造形成　・第１世代星　・原始ゆらぎ　・相転移　・インフレーション

宇宙論的磁場の観測　・ファラデー回転　・宇宙背景放射のゆらぎ

ブレーザー・ＧＲＢなどの高エネルギー天体からの２次ガンマ線（ pair echo ）を用いて微弱な磁場を測定

・痕跡を磁場として残す・ボイドではそのまま　保存されている（？）・磁場を通して　初期宇宙を探る・弱い（ 10 ～ 10 G ）

10 G 程度の感度→ 　全然足りない！

-15

-9

-25

pair echo

γ 線(MeV)

γ 線(TeV)

赤外線

CMB

ICe対生成

±γ 線

(GeV)

ブレーザーGRB

地球

到着時刻が遅れる（ angular spreading ）スペクトルの変化（ TeV→GeV へ）イメージの広がり

pair echo

γ 線(MeV)

γ 線(TeV)

赤外線

CMB

ICe対生成

±γ 線

(GeV)

Plaga (1995)

磁場ブレーザーGRB

地球

磁場によってさらに曲がる遅延時刻・広がり・スペクトル→ 　磁場の強さ

スケール感覚

赤外線CMB

1

3IR

cm1 Mpc2

n

1

IC 1TeV 0.4Mpc

E

2

echo 1TeVGeV6.0

EE

1

IR 1TeV0.1eV

EE

2

20

2

delay

G10GeV1day 0.5

BE

tB

1TeVE

理想的な状況

～ 10Mpc

ここの磁場を観測

GRB ・ AGN

観測方法１、スペクトルの変化　　 TeV が定常的に放射されて　　いると pair echo も定常的２、イメージの広がり３、遅延ガンマ線　　 GRB やブレーザーの　　フレアなど突発的な放射

Ando & Kusenko, 2010イメージの広がりを検出異なる距離の重ね合わせ？PSF の理解？

Neronov & Vovk, 2010pair echo が見えない→磁場に下限長期的 TeV 光度の仮定？

それぞれに長所・短所磁場の感度も異なる

GRB の場合①短い間光るだけの GRB は話が単純。 (KT+ 07, 08, 09, 10)スペクトル：高エネルギーから早く暗くなっていく。

prompt はすぐ終わりpair echo が浮かびあがってくる。

GRB の場合②

光度曲線（ @1GeV ）磁場が強いほど暗いが長く持続する。

detectability of pair echo

観測できる条件：近い、磁場が弱い、 cutoff energy が大きい　　　　　　　　 afterglow に隠れない

磁場が弱すぎるとpair echo自体は観測できるが磁場は測れない

CTA ならz ～ several

pair echo from high-z GRB

high-z GRB(z > 10) できれいな宇宙を見たい・純粋に宇宙論的な磁場だけ・対消滅の target は CMB だけ

CTA でもやや（かなり）難しい・・・。

ブレーザーの場合

GeV TeV energy

常にそこにある。しかしフレアとともに定常的な放射もあるので工夫が必要。戦略は２つ。① 定常放射起源の pair echo②フレアが終了後も　持続している　フレア起源の pair echo

flarequiescent

Mkn421Mkn421最も近く明るくハードなブレーザーの１つ長年にわたって断続的に観測

Mkn421Mkn421最も近く明るくハードなブレーザーの１つ長年にわたって断続的に観測

２００８年にフレアを観測

Mkn421Mkn421最も近く明るくハードなブレーザーの１つ長年にわたって断続的に観測

２００８年にフレアを観測

フレアの６５日後からFermi が観測。pair echo が見えているか？

将来への期待

赤： primary (TeV)青： pair echo (GeV, B = 10 G)桃： pair echo (GeV, B = 10 G)-19.5

-20

将来への期待

赤： primary (TeV)青： pair echo (GeV, B = 10 G)桃： pair echo (GeV, B = 10 G)-19.5

-20

磁場が弱い方がprimary の時間変化をより敏感に反映する

将来への期待

GeV-TeV の同時観測が重要！

まとめ

・宇宙磁場の起源：現代宇宙物理の大きな謎・初期宇宙での微弱な磁場の生成・ pair echo ： TeV 天体からの２次ガンマ線を　利用して微弱な宇宙磁場を観測する方法　‐宇宙磁場の起源　‐磁場を通して初期宇宙を探る・ GRB 、ブレーザーそれぞれに長所短所・ Fermi 、 MAGIC でもそれなりに期待できる・ CTA の感度、 GeV-TeV同時観測は強力！