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最高エネルギー宇宙線の 起源天体

最高エネルギー宇宙線の 起源天体. 戎崎俊一 理化学研究所. 2008.04.25 　高エネルギー研究所. 極限エネルギー宇宙線を生成できる候補天体. A.G.N. Pulsar. SNR. Hillas Diagram. UHECR を生成することが可能な領域. GRB. Radio Galaxy Lobe. 極限エネルギー宇宙線の起源天体. 相対論的ジェット天体 活動的銀河核 ガンマ線バースト 大規模衝撃波天体 銀河団 大規模構造. 相対論的ジェット天体 ＝降着中のブラックホール. ブラックホール + 降着円盤

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最高エネルギー宇宙線の 起源天体

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Presentation Transcript

  1. 最高エネルギー宇宙線の起源天体 戎崎俊一 理化学研究所 2008.04.25　高エネルギー研究所

  2. 極限エネルギー宇宙線を生成できる候補天体 A.G.N. Pulsar SNR Hillas Diagram UHECRを生成することが可能な領域 GRB Radio Galaxy Lobe

  3. 極限エネルギー宇宙線の起源天体 • 相対論的ジェット天体 • 活動的銀河核 • ガンマ線バースト • 大規模衝撃波天体 • 銀河団 • 大規模構造

  4. 相対論的ジェット天体＝降着中のブラックホール相対論的ジェット天体＝降着中のブラックホール • ブラックホール+降着円盤 • L～1～0.01LEdd • 活動的銀河核 • MBH=106～109Msolar • 銀河ガスのBHへの降着 • ガンマ線バースト • MBH=10～1000Msolar • 大質量星の重力崩壊→星物質のBHへの降着

  5. E>1020 eV 粒子は銀河磁場では曲がらない 到来報告がその起源を示す:荷電粒子天文学

  6. Centaurs A The Pierre Auger Observatory, Nov. 2007

  7. ケンタウルス座 A • 距離：3.4Mpc • GZK機構は効かない • 電波銀河 • もっとも近い • 全天最も明るい電波星 • 楕円銀河ダークレーン • 最近ガスに富む渦巻銀河が落下 • 荷電粒子光度～電波光度～2×1032 W Optical

  8. Cen-Aの多波長画像

  9. ジェット・と電波ローブ

  10. 偏波分布

  11. 電波ローブ

  12. Ｃｅｎ－Ａのフラックス Ｃｕｏｃｏ　ｅｔａｌ　２００７

  13. Cen AのＳＥＤ Chiaberge et al.２００１

  14. SSCによるフィッティング

  15. TeV Gamma-ray Kabuki etal. 2007

  16. Cen-AのX線時間変動 Grindlay etal 1975 Turner et al. 1997

  17. SSCパラメータとHillas図 G:Grindlay 1975 C: Chiaberge 2001

  18. Cen-Aのジェット（Ｘ線と電波）

  19. 4.9GHz 24μm 0.5-5.0 keV Hardcastle2006

  20. X線のピークは電波の内側にある

  21. スペクトル指数の場所変化 X(extended) R/X X(Not) X-ray Radio Hardcastle et al.2007

  22. ジェット中のノットの光度関数 Kastaokaet al. 2005

  23. ノットの正体 • ジェットの内部衝撃波 • 数が多すぎる • 小さすぎる • ジェット内にある星 • ウオルフ・ライエ星 • CNO層が剥き出し • 膨大な質量放出： • 10-5～10-3Msolar/yr • 星周磁気圏 • バウ衝撃波→X線？ • 磁気テイル→電波？

  24. Diffusive Synchrotron Radiation Fleishman 2006

  25. Diffusive Synchrotron RadiationCen-A Mao and Wang 2008

  26. カウンタジェット

  27. 合体の名残の構造

  28. 電波銀河の光度関数 Cen A 極限エネルギー粒子源の数密度は 10-4~10-6Mpc-3 Takami et al. 2007

  29. 他の電波銀河 Fornax A Cygnus A

  30. Arrival Directions（AGASA）

  31. 明るい電波源・AGN

  32. 近傍の電波銀河

  33. 全天予想地図（N～1000）電波強度に比例と仮定全天予想地図（N～1000）電波強度に比例と仮定

  34. 地を見て天を知る天文台=地文台JEM-EUSO 荷電粒子 極限エネルギー粒子 固体微粒子 近紫外線 紫外線 X線 ガンマ線 ガンマ線 太陽風 夜光 プラズマ放電 夜光 極限エネルギーニュートリノ

  35. 光学系入口での光子数 (/2.5msec) チェレンコフ光 蛍光 時間 (msec) ＥＵＳＯの観測方法 宇宙線が大気中に飛び込んで来て、空気シャワーをつくり、シャワー中の電子が窒素や窒素イオンを励起して蛍光を発する。 この蛍光を口径2.5mの望遠鏡で観測する。 空気シャワーにそって発せられたチェレンコフ光の地上や海上での反射光を観測する。

  36. Parameters of Mission • Time of launch: year 2013 • Operation Period: 3 years (+ 2 years) • Launching Rocket : H2B • Transportation to ISS: non pressurized Carrier of H2 Transfer Vehicle (HTV) • Site to Attach: Japanese Experiment Module/ Exposure Facility #2 • Height of the Orbit: ~430km • Inclination of the Orbit: 51.6° • Mass: 1896 kg • Power: 998 W(operative), 344 W (non-operative) • Data Transfer Rate: 297 kpbs

  37. EUSOの巨大な視野 JEM-EUSO tilt-mode EUSO ~ 1000 x AGASA ~ 30 x Auger EUSO (Instantaneous) ~ 5000 x AGASA ~ 150 x Auger AGASA

  38. What progress in study of EECR we expect in the near future: JEM-EUSO(tilt) JEM-EUSO(nadir) 4×105 by Boris Khrenov 2006

  39. 極限粒子天文学 1,000事象の場合の予測 - 1,000事象以上 : E>7x1019eV - 数十のクラスターの発見が期待される - 全天を観測することができる

  40. 事例数5年間の運用

  41. 銀河を質量分析器として使う Cen-A without GZK 3.4MpcGZK 偏向角∝1/E ずれは化学組成を表す GRBでエネルギー較正 Cyg-A with GZK 200Mpc E～5x1019 eVにハンプ 計算と比較してエネルギー較正 GZKハンプがないと大問題。 化学組成、磁場、エネルギー較正

  42. Spectral Change by GZK 5x1019eV Cｙｇ－A

  43. まとめ • 起源天体 • ジェット天体：活動的銀河核とガンマ線バースト • 大規模衝撃波 • Augerの結果は電波銀河が起源天体であることを強く示唆 • 電波/x線強度が粒子加速の印 • 時間変動 • 近傍の電波銀河との多波長天文学 • エネルギースペクトル、GRB構造、加速限界など • エネルギーの絶対較正 • 高エネルギー相互作用 • 銀河・系外磁場を使った質量分析器→磁場の研究

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