東邦大学理学部物理学科 北山哲 - member.ipmu.jpmember.ipmu.jp/masamune.oguri/rironkon2013/talks/27_Kitayama.pdf · これまでのX線天文衛星 NuSTAR アメリカ

X線宇宙物理

東邦大学理学部物理学科

北山 哲

２０１３年理論懇シンポジウム＠東大柏

ROSAT all sky map

内容

• Ｘ線将来計画の概要

（特にASTRO‐H）

• 構造形成の基礎過程の検証

• 宇宙の主成分の探査

これまでのX線天文衛星

NuSTAR アメリカ

MAXI 日本

運行中

（Mitsuda 2009）

主な将来計画とその方向性

・硬Ｘ線（E>10 keV）& 広帯域： NuSTAR(2012‐),   ASTRO‐H(2015‐),  ASTROSAT(2014‐),  HXMT(?),  FFAST

・高分散分光（E/ΔE～1000）： ASTRO‐H(2015‐), DIOS

・広視野サーベイ： eROSITA(2015‐), HXMT(?),  DIOS,  WF‐MAXI, FFAST

・時間分解能： NICER (2016‐),  LOFT

・偏光： GEMS,  PolariS

・総合力： ATHENA+(2028‐)

※ 日米欧に加え、インド(ASTROSAT),  中国(HXMT)も参入予定

赤：approved

ASTRO‐H（日+米欧、2015年打上げ予定）

1. Micro‐calorimeter (高分散分光)0.3‐12 keV,   ΔE=5eV,  FOV=3’,  Δθ=1.3’

2. Soft X‐ray CCD （広視野）0.4‐12 keV, ΔE=150eV, FOV=38’, Δθ=1.3’ 

3. Hard X‐ray imager （硬Ｘ線）5‐80 keV, ΔE<2keV,  FOV=9’,  Δθ=1.7’    

4. Soft γ‐ray Detector100‐600 keV,  no imaging capability

Suzaku (6m, 1.7t)

ASTRO-H

14m2.4t

・広がった天体のスペクトル分解能が従来の３０倍

・コンパクト天体では E>4 keV（Fe‐K lines）で３０倍

Ｘ線で何が見えるのか？・熱的ガス： T ＞106K、V>100 km/s (陽子)

主に制動放射 &  高階電離イオン輝線

e.g. He‐like Fe 6.7 keV (1s2p‐1s2)

・非熱的電子： V～c 相対論的

シンクロトロン放射：

逆コンプトン散乱：

・中性（に近い）重元素

反射・蛍光放射 e.g. 中性 Fe 6.4 keV (Kα)吸収

など。 スケールは、ブラックホールから銀河団まで様々。

強度∝n2

ｎ vs.  ｎ2

背景との面密度比～１

可視光（∝星の数）

背景との面密度比＞１００→ 同定しやすい ＆ バリオン

の大半は銀河間空間に

Ｘ線輝度（∝ガス密度２乗）

Bullet cluster at z=0.3(Markevitch & Vikhlinin 2007)

銀河団衝突＝構造形成の現場

Bullet cluster (1E0657‐56) @ z=0.3 (Clowe+08)カラー:  X‐ray (collisional gas)等高線: weak lensing (collisionless DM)

Mach number ～ 3.0 (γ=5/3) Vpreshock ～4700 km/s Vpostshock～1600 km/s(Markevitch & Vikhlinin 2007)

1’=270 kpc

・ショック面の存在: 

ショック面 ・DMがガスから分離: σSI/m <  1～5 cm2/g

素粒子モデルに依存しない制限

(Markevitch et al. 2004)

Kinetic energy ～1064 erg

接触不連続面（コールドフロント）

頻度？ガス物理？

Collisionless heating？

Projected TeChandra 0.5-7.0 keV500 ksec(Markevitch 2006)

Bullet cluster の加熱領域L ～100 kpc (～20”at z=0.3)Vpostshock ～1600 km/s

⇒ 伝播時間 L/V ～ 108 yr＜tCoulomb(e,p)

collisionless heating ?or Te << Tion？

現状は不定性も大きいが、希少な観測的実証例恐らく粒子加速もしている（電波シンクロトロン放射）

※太陽系、ＳＮＲと相補的

Rankine-Hugoniot 関係ショック前後の温度・密度ギャップ

⇒ 速度の間接測定

宇宙論的ガスの運動

1. Internal  shocks既に加熱されたガスの衝突or  AGN 等によるフィードバック低マッハ数(2～4), 高密度

2. External shocks冷たいIGMへ外から降着高マッハ数(～100),  低密度観測では未検出

3. 乱流？理論・観測ともに不定粒子加速？圧力への寄与？

Ryu et al. (2003)Cosmological mesh simulationΛCDM,   L=100 Mpc/h, 

M

密度 Internal shock

external shock 速度

いずれも速度構造は測定されていない→ ASTRO‐Hをはじめとする高分散X線分光(cf.  Suzakuによる示唆 Tamura+2010)

Mock observations by ASTRO‐H(ASTRO‐H サイエンスワーキンググループ)

Perseus cluster@ z=0.018

Ｘ線で最も明るい銀河団

中心部に弱いショック、バブル等、中心銀河との相互作用の兆候

視野=3’×3’ 空間分解能=1.3’

Chandra image& ASTRO‐H FOV  

100 kscentral 3’×3’5 eV resolution

Mock Perseus spectrum(ASTRO‐H team)     

He‐like Fe6.7 keV

100 km/sの乱流＝熱エネルギーの～１％

乱流速度

従来の分解能

エネルギー分解能の必要性

1. 輝線のシフト：バルク運動

視線速度分散

Einstein coeff. for He‐like Fe @ 6.7keV2. 輝線の広がり： ランダム運動

natural

thermal

turbulent

V～100km/s の測定には、分解能～5eV が必要&  複数の元素の組み合わせ ⇒ Tion と乱流の分離

+

+

+instrumental

FWHMs

高分散Ｘ線分光の測定量

・ ガス視線速度：バルク運動 （輝線シフト）乱流を含むランダム運動 （輝線幅）

・ イオン温度 （異なる重元素線の幅）

・ 電子温度、密度（連続成分）

・ 電離平衡からのずれ （同一重元素の輝線比）

・ 各種重元素量（ O,  Ne,  Mg,  Si,  S,  Ar,  Ca,  Cr,  Mn, Fe,  Ni,,,）など

初めて

質の向上

※ASTRO-Hカロリメータ は、近傍の明るい銀河団に適している。より遠方・暗い領域の詳細な高分散分光は、２０２０年代に期待。

AGN feedback  (高分散分光)

M87 (Virgo 銀河団中心)周辺平均～3keV の高温ガス中に～1 keVの低温ガスフィラメント中心AGNからの電波ローブと相関（Werner et al.  2010）

色：低温（1 keV）ガス等高線： 電波

圧力マップ→弱いショックの兆候

エネルギー・物質輸送の現場？運動＆重元素量の精密測定が鍵

ASTRO‐HSXS視野

クーリングフロー問題

何が冷却を止めているのか？なぜ普遍的か？（銀河の上限質量？）Energetics 的には長い歴史と諸説あり、具体的プロセスの実証が必要

Allen et al. 2001Voit et al. 2004

銀河団中心部：放射冷却時間＜宇宙年齢

→ そのままでは過冷却

異なるガス温度がスケーリング

構造形成と粒子加速 (硬Ｘ線＋高分散分光)

Radio (contours) & X‐ray (color) in Coma  cluster(Brown & Rudnik 2011)

銀河団からの広がった電波放射γ～104電子によるシンクロトロン

ショックと一致しているとは限らず、全体に広がっているものも多い起源もエネルギーも不明

⇒ 同一の相対論的電子は硬Ｘ線で逆コンプトン散乱現状では未検出

⇒NuSTAR、 ASTRO-H 磁場、エネルギー密度の分離＆ 速度（乱流、バルク運動）

⇒加速機構（in-situ or secondary）

Compton thick AGN (硬Ｘ線)

Ballantyne et al. 2011

X線背景放射スペクトル

2‐10keV は大半がＡＧＮに分解。ただし、硬Ｘ線（～20keV）のピーク等は説明不可

↓軟Ｘ線が吸収された（ＮH > 1024 cm‐2）ＡＧＮ？

Compton thick AGN (硬Ｘ線)

NH = 5x1023 cm‐2 

1x1024

5x1024

1x1025

3% of NXB

AGN統一モデル＆星形成との関連→ 「埋もれた」ＡＧＮ

ASTRO‐H mock spectra (Terashima,  Ueda  & ASTRO‐H team)

Swift J0601‐like.Scattered emission not included.

硬Ｘ線が新しいプローブに赤外線とは相補的（コンタミ少）

ブラックホール近傍

UV/opt

inv. Compton

Disk への入射＆反射スペクトル（和が観測される）

Comptonhump at >10kev 

蛍光線～6.4keV

接近側後退側

Fabian et al. (2000)

Beaming&横ドップラー

重力赤方偏移⇒ BHからの

距離 r/M

(Compton thin, 硬Ｘ線＋高分散分光)

Dovciak et al. (2013)

ブラックホールスピン円盤による反射、かつ内径＝ Innermost 

Stable Circular Orbit ならば、a > 0.84Mrin < 2.5M (a=0 なら6M) 

⇒巨大ブラックホール成長史の鍵情報

※広帯域スペクトルによる成分分離が必要（吸収体とする立場もある）

※ Steller BH では、disk自体のcontinuum からも測定可

※内側ほど早く反射するので、時間分解できればdisk 構造が調べられる(reverberation)

NuSTAR (硬Ｘ線) & XMM（軟Ｘ線）同時観測（NGC1365,  Risati et al. 2013)

Comptonhump

Fe蛍光線

内容

• Ｘ線将来計画の概要

（特にASTRO‐H）

• 構造形成の基礎過程の検証

• 宇宙の主成分の探査

ASTRO‐H/NuSTAR以降も含め

Warm Hot Intergalactic Medium

1.  現在観測されるバリオンの総和 <<  ΩB→大量のMissing Baryon(Fukugita et al. 1998)

2.  理論予言：kT=105～107K、δ=10～1000の希薄銀河間ガス WHIM(e.g., Cen & Ostriker 1999)

⇒軟Ｘ線 (E<keV) での広域探査OVII, OVIII, NeIX,,,

Simulated distribution of WHIM1辺 70Mpc=5.5度 at z=0.2   (Takei et al. 2011)

blue: δ>75green: δ>10

Mock WHIM spectrum （ＤＩＯＳ）

高分散＆広視野観測（ΔE<2eV,  FOV=1 deg）OVII とOVIII により、δ>30を検出 （ＷＨＩＭの約３０％）輝線比から温度（T>106 K）も測定可より低密度では、フィードバック、電離非平衡などの理論的不定性大

OVII triplet 561-574 eV

OVIII 653 eV

銀河＆ＢＧＤ

ＤＩＯＳ約5Ｍｓ相当(Takei et al. 2011)

WHIM at z=0.033

ダークマター探査

1. 素粒子実験、γ線いずれも未検出。

2. Robust bounds:a)  If fermion,  

位相空間密度（dSph）＜縮退分布 → mDM > 0.4 keV(Tremine & Gunn 79; Boyarsky+09)

b) If velocity ～ thermal, free‐streaming < galaxy scale → mDM > О(keV),    WDM質量が大きすぎるとＣＤＭの諸問題（substructureなど）へのメリットなし

⇒いずれも、 最も軽いＤＭ候補はＸ線領域に。寿命＞宇宙年齢で良い。

Decay rate = 1/lifetime DM Surface density

Sterile neutrino DM？

・ＷＤＭの候補弱い相互作用しないactive  νとmixing一般に非熱的

・E=mc2/2 の光子とactive ν に崩壊

・他の信号との分離、ＤＭ分布が必要→ dSph, 銀河中心、

銀河団などの高分散分光（ASTRO‐H, DIOS, ATHENA+,,,,）

現状のＸ線観測（未検出）による制限（νMSM,  Boyarsky et al. 2013）

X線観測とダークエネルギー

Vikhlinin et al. (2009)ROSAT selected & Chandra follow‐up49 clusters with <z>～0.0537 clusters with <z>～0.55 model: Tinker et al. (2008)

銀河団の「絶対数」の進化・密度ゆらぎから予言可能・距離測定とは相補的な宇宙論テスト※ z>1 ＆正確な質量測定が鍵

(DEなし、開いた宇宙)

(DE あり、平坦な宇宙)

All sky survey by eROSITA on SRG (2015‐)

In 4yrs～105 clusters up to z～1.5 

（現状の１００倍）＆ 3×106 AGNs 

Extended sources(Merloni et al. 2012)

赤方偏移フォローアップ(photo/spec) 必要

ROSAT all sky

ROSAT deep

平均空間分解能25”最初のＸ線衛星＠Ｌ２

黄道極方向

標準宇宙論の検証例

highest  σ  objects

境界質量以上の銀河団が全天に１つでも見つかれば、ΛCDM+Gaussian と矛盾

正確な質量測定(特にz>1)が課題

Harrison & Coles (2012) Extreme value statisticscf. Mortonson et al. (2011)

標準宇宙論の検証例

線型ゆらぎ成長率の一般化(Linder & Cahn 2007)

γ=0.55： GR, ΛCDM, w=－１

(1％以下の誤差)0.57： GR, wCDM, w=－1/30.68： DGP (braneworld) gravity z, スケールに依存： f(R) gravity

幾何学的方法（距離、膨張率）での縮退が解ける加速膨張開始期(z～1)をまたぐデータが重要

既存データによる制限（Rapetti+12）

Flat CDM

幾何

GR

Λ

まとめ:  Ｘ線計画の方向性

・硬Ｘ線（E>10 keV）& 広帯域： NuSTAR(2012‐),   ASTRO‐H(2015‐),  ASTROSAT(2014‐),  HXMT(?),  FFAST

・高分散分光（E/ΔE～1000）： ASTRO‐H(2015‐),  DIOS

・広視野サーベイ： eROSITA(2015‐), HXMT(?),  DIOS,  WF‐MAXI, FFAST

・時間分解能： NICER (2016‐),  LOFT

・偏光： GEMS,  PolariS

・総合力： ATHENA+(2028‐)

赤：approved

理論の皆さんとのタイアップが大きく期待されています