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Report
X線天文学と
宇宙の高エネルギープラズマ
名古屋大学KMI
現象解析研究センター
松本浩典
金沢大学集中講義
1
集中講義の内容
•
•
•
•
X線、X線放射過程
超新星残骸プラズマ
銀河団プラズマ
天の川銀河中心プラズマ
金沢大学集中講義
2
通常の天文学 (乙女座銀河団)
金沢大学集中講義
3
X線でみると…
金沢大学集中講義
4
目で見る世界とX線の世界
©SDSS
銀河団=銀河の集団
©RASS
銀河団 = 数千万度の火の玉
金沢大学集中講義
5
銀河団のX線スペクトル例
おとめ座銀河団
輝線が有る  高温ガスからの熱的放射
金沢大学集中講義
6
銀河団
• 重力で束縛された宇宙最大の構造
• サイズ: 1~10Mpc
• 銀河数: 数十個~千個
• 銀河団ガスに満たされている
–温度 数keV~10keV
–密度 中心で0.01~0.1個/cc
金沢大学集中講義
7
銀河団X線イメージの例
中心巨大銀河無し
Abell1367
中心巨大銀河有り
Abell262
不規則
0.25Mpc
0.25Mpc
Abell2256
Abell85
規則的
1Mpc
1Mpc
金沢大学集中講義
8
X線の形状
巨大中心銀河なし
不規則的 Lx < 1E44 erg/s
kT=1-4keV
個々の銀河の放射も
渦巻銀河>40%
中心銀河密度低
Lx>1e44 erg/s
規則的
kT>6kV
中心に低温ガス無し
渦巻銀河<20%
中心銀河密度大
巨大中心銀河有り
Lx<1e44 erg/s
kT=1-4keV
中心銀河のハロー
渦巻銀河>40%
中心銀河密度低
Lx>3e44 erg/s
kT>6keV
中心に低温ガス有り
渦巻銀河<20%
中心銀河密度大
不規則型規則型へと進化か?
金沢大学集中講義
9
銀河団ガスの状況
高温ガスの音速
∼
2

8
∼ 1.7 × 10 /

108 
0.5
音速が横切る時間

 ∼ 5.8 × 10 
108 
8
−0.5

10
< 10 yr
1
銀河団ガスは、~静水圧平衡
金沢大学集中講義
10
銀河団質量の求め方
  

=−

2
 
=
( ∼ 0.6)

 ln  ln 
  =−
+
 ln 
ln 
ガスの密度分布、温度勾配が必要。
半径でどこまで求めるか。
金沢大学集中講義
11
銀河団ガス密度の求め方
最も古典的なやり方: βモデル。
重力はダークマターが決める。
ダークマターが等温であれば、
3
2 −2

  = 0 1 +

が、 < 10 で良い近似 (King分布)
金沢大学集中講義
12
ガスの分布
3
2 −2

  = 0 1 +

のダークマターが作る重力に、等温度のガスを入れると、
  = 0

1+

3
2 −2
  2


=
= 0.73

1000   108 
σ:速度分散(ダークマター~銀河と仮定)
 < 6 で良い近似
金沢大学集中講義
13
βモデル
  = 0

1+

3
2 −2
のガスによる表面輝度分布は、

  = 0 1 +

1
2 −3+2
S(r)で表面輝度分布をfit とβが決まる。
全光度より 2 がわかるので、0 が決まる。
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14
βモデルfitting例
金沢大学集中講義
Jones&Forman 1984
15
βモデル以外

  = 0

−
  = 0 

1+

−

1+

−


(NFWモデル。Navarro et al. 1996, Makino et al. 1998)
他にも現象論的、理論的両面から多様
なモデルが使用されている。
金沢大学集中講義
16
モデル依存しないガス分布推定
各球殻では、温
度・密度・アバンダ
ンスなどは一定と
仮定。
射影の効果を考慮して、
外から内へと求める
金沢大学集中講義
17
質量分布の例
Chandra衛星。A2029の例
赤はプロジェクションの効果を考慮
銀河団ガスの10倍以上の質量ダークマター
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18
The Bullet Cluster (1E0657-56)
銀河団同士の衝突
可視光+X線(赤)
©CXC
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19
重力レンズで質量を求める
©CXC
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20
X線分布と重力分布
500kpc
©CXC
ダークマターはすり抜ける。ガスは衝突する。
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21
ガスと星の分布
Fukazawa, Y. PhD thesis 1997
ガスの方が広く分布
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ガス質量と星質量
Fukazawa, Y. PhD thesis 1997
大きな銀河団は、ガス>星
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すざく衛星による銀河団外縁部の観測
すざくCCDのBGDノイズの低さが威力を発揮
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24
ガス分布
200 : 宇宙臨界密度の
200倍になる半径。
~Virial radius
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25
Baryon fraction
宇宙論から予測さ
れるバリオン量が
見つかった。
外側のf>0.15
ガスがclumpy
であることを示唆。
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26
温度-光度関係
例えばMarkevitch 1998
∝
金沢大学集中講義
2.64
27
進化する銀河団
シンプルな見積もり 
 ∼ 

3
2
 ∝  なので、 ∝ 
 ∝
2
 
=
2


 2 6
2 4
2
∝ 3  = 

( = )
 ∝ 
2
大筋では観測と合う。銀河団は進化する証拠。
金沢大学集中講義
28
食い違い
2
シンプルな予測  ∝ 

観測  ∝ T ,  ∼ 2.5 − 3.0
(Bialek, Evrard & Mohr 2001; Brighenti & Mathews 2001; Muanwong
et al. 2002; Borgani et al. 2002; Tornatore et al. 2003; Borgani et al.
2005など多数。)
小さいgroup galaxiesでは、 ∝ 
5
(Mulchaey 2000)
原因はよくわかっていない。
例えばpre-heating
(Bialek, Evrard & Mohr 2001; Brighenti & Mathews
2001; Muanwong et al. 2002; Borgani et al. 2002; Tornatore et al.
29
2003; Borgani et al.金沢大学集中講義
2005など多数。)
銀河団の進化
例えば光度関数を調査 Vikhlinin et al. 2009
モデルと比較ΛCDMをサポート
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30
銀河団X線観測を用いた宇宙論
詳しくは、日本物理学会 2012年秋季大会合同シンポジウム
「宇宙X線観測の50年と物理学へのインパクト」
http://heapa.astro.isas.ac.jp/activity/2012/jpssymp12/
金沢大学集中講義
31
Steve Allen講演「X-ray Astrophysics
and Cosmology」
宇宙の化学進化
ビッグバン当初: ほとんどH, He
どういう星・超新星が、どんな割合で重元素
を作ったのか?
銀河団を「貯蔵庫」とみて研究できる。
金沢大学集中講義
32
鉄の量と星
Iron Mass to Light Ratio~MFe/Mstar
Makishima et al. 2001
大きい径は閉鎖系。小さい径は開放系。
金沢大学集中講義
33
銀河団のアバンダンス
鉄の存在比: 0.2~0.3 solar
1/5~1/3のガスは、星でreprocessされたもの。
SiとFeの傾向の違いは?
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34
超新星爆発の元素合成計算例
Tsujimoto et al. 1995
Type Ia
Type II
重い元素メイン
(Feなど)
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軽い元素メイン
(O~Siなど)
35
Si/Feの比
Fukazawa et al. 1998
Type IIで出来たものは、外へ抜ける傾向?
金沢大学集中講義
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すざく衛星による詳細測定の例
Sato et al. 2007
金沢大学集中講義
37
SNII/SNIa~3
Sato et al. 2007
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38
銀河団内部での分布
Matsumoto et al. 1996
おとめ座銀河団
O
Si
S
Fe
傾向は銀河団ごとに色々。勾配のないものも。
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2Mpc離れたところも汚染
Fujita et al. 2007
 < 2まで: 0.2 solar
強力な銀河風が起こった証拠。
金沢大学集中講義
40
銀河団中にレアメタル
すざく衛星
Perseus銀河団
~1Msecに及ぶ
観測データ
Tamura et al .2009
金沢大学集中講義
41
冷えないのか?
ガスの冷却時間
t cool


10
∼ 8.5 × 10 
10−3 −3
−1

108 
1
2
ある銀河団では、中心部分( ∼
7
0.01 個  ,  ∼ 10 )で、
 <銀河団年齢
冷える周囲からガスが落ちてくる
密度上がる余計冷える
Cooling flow
金沢大学集中講義
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どうもそんなに冷えてないらしい
金沢大学集中講義
Makishima et al. 2001
43
中央部のAGNからのfeedback
おとめ座銀河団
=18kpc
これで全てが解決するのかは不明だが…
金沢大学集中講義
44
ASTRO-Hに期待
Turbulenceが見える。エネルギー注入量がわ
かる。静水圧平衡の仮定も検証。
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