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Pulsar SNR A.G.N.

GRB

Radio Galaxy Lobe

Hillas DiagramUHECRUHECR を生成すを生成することが可能な領ることが可能な領域域

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– 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

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

Centaurs A

The Pierre Auger Observatory, Nov. 2007

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

Cen-A の多波長画像

ジェット・と電波ローブ

偏波分布

電波ローブ

Ｃｅｎ－Ａのフラックス

Ｃｕｏｃｏ　ｅｔａｌ　２００７

Cen A のＳＥＤ

Chiaberge et al. ２００１

SSC によるフィッティング

TeV Gamma-ray

Kabuki et 　 al. 2007

Cen-A の X 線時間変動Grindlay etal 1975

Turner et al. 1997

SSC パラメータと Hillas 図サイ

ズpc

磁場G

G-A 0.01 2

G-B 0.2 0.01

C 0.003 0.5G: 　 Grindlay 1975C: Chiaberge 2001

Cen-A のジェット（Ｘ線と電波）

24μm

0.5-5.0 keV

4.9GHz

Hardcastle2006

X 線のピークは電波の内側にある

スペクトル指数の場所変化

R/X

X(Not)

X(extended)

X-ray

Radio

Hardcastle et al.2007

ジェット中のノットの光度関数

Kastaoka 　 et al. 2005

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？

Diffusive Synchrotron Radiation

Fleishman 2006

Diffusive Synchrotron RadiationCen-A

Mao and Wang 2008

カウンタジェット

合体の名残の構造

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

他の電波銀河

Fornax A

Cygnus A

Arrival Directions （ AGASA ）

明るい電波源・ AGN　 　 S(2.7G) S(4.5G) α mv(ma

g.)z D (Mpc) 　 N(1000

)

0320+41 Per A 9.9 　 　 　 0.0176 67 　 5

0320-37 For A 94 72 0.52 10.5 0.058 220 D3-4 NGC1316 dark lane

5

0518-45 Pic A 8.9 15.37 1.07 　 0.035 132 type-I Seyfert 4

0915-11 Hyd A 8.7 13.78 0.9 　 0.0545 210 cD2 4

1226;02 3C273 41.4 40.07 -0.05 18.7 0.158 700 Quaser 21

1253-05 3C279 12 15.89 -0.59 20.4 0.538 2000 Blazer 6

1230+12 Vir A 118.3 　 　 10.9 0.0043 16 E2 59

1322-42 Cen A 890 62.83 1.2 6.1 0.0009 3.4 NGC5128 DE3 darklane 445

1648+05 Her A 22.4 12.74 1.11 18 0.154 580 cD4 double nucleus 11

1959+40 Cyg A 785 　 　 15.1 0.056 210 cD3 double core, dust lane

393

2152-69 　 8.8 12.65 0.71 　 　 　 　 4

近傍の電波銀河

全天予想地図（ N ～ 1000 ）電波強度に比例と仮定

地を見て天を知る天文台 = 地文台JEM-EUSO

極限エネルギー粒子

ガンマ線

紫外線X 線ガンマ線

極限エネルギーニュートリノ

荷電粒子

近紫外線

プラズマ放電夜光

固体微粒子

夜光

太陽風

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。

蛍光

チェ

レン

コフ

光

時間 (sec)光学

系入

口で

の光

子数

(/2.5

sec)

ＥＵＳＯの観測方法

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

EUSO ~ 1000 x AGASA ~ 30 x AugerEUSO (Instantaneous) ~ 5000 x AGASA 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 ~ 150 x Auger

AGASA

JEM-EUSO tilt-mode

EUSO の巨大な視野

by Boris Khrenov 2006

What progress in study of EECR we expect in the near future:

4×105JEM-EUSO(nadir)

JEM-EUSO 　 (tilt)

極限粒子天文学

- 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

1,000 事象の場合の予測

事例数5 年間の運用

>7x1019 　

eV>1x1020eV

2.6mφ 側方カットCase-C

2170 530

アドバンストデザインCase-D

3820 769

化学組成、磁場、エネルギー較正

• 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。

Spectral Change by GZK

C ｙｇ－A

5x1019 　 eV

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