精密 X 線分光観測による銀河団の進化と暗黒物質の探査

Cluster dynamics and dark matter searchusing high energy resolution X-ray spectroscopy
宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所
田村隆幸
派遣期間
2016 年 8 月 1 日～2017 年 1 月 26 日
研究機関
Institute of Astronomy, University of Cambridge
Madingley Road, Cambridge, CB3 0HA
United Kingdom
研究指導者
Prof. Andy Fabian

We have developed a new X-ray astronomical observatory, ASTRO-H/Hitomi, and launched in 2016 February, underinternational collaboration lead by JAXA. I study nature of the Universe by collaborating with Prof. Fabian and otherscientists in Europe. He has led the obsevatory science observation planning. In his institute, we used ASTRO-H
observation data to realize the following goals.
(1) Cluster dynamics: We reveal the interplay between the thermal energy of the intracluster medium and the kinetic
energy of sub-clusters, to measure the non-thermal energy and chemical composition, and to directly trace thedynamical evolution of galaxy clusters. We investigated the Perseus core observation and developed the best analysis
method.
(2) X-ray dark matter search: The high-energy resolution and wide-band energy coverage of Hitomi also provided achance to resolve a signal from dark matter candidate particles. There are a number of reports of candidate X-ray signals
possibly originated from dark matter. We tested these possibilities and further searched for a true dark matter signal
using deep observations of clusters and galaxies. The high-energy resolution along with accurate plasma emission
modeling and understanding instrumental background and calibrations are crucial to perform the dark matter search.
研究目的

造の形成と進化，さらにはダークマターの正体に迫

宇宙の物質は，星，銀河，銀河団という階層構造る。そのため，2016 年に JAXA が打ち上げた X 線天を持つ。X 線や重力レンズの観測により，銀河の周文衛星 ASTRO-H の高精度の X 線分光性能を用いる。

りや銀河団には星や高温ガスを合わせた総量より十第一に，銀河団ガスの運動を測定し，これまでは直倍以上もの質量を持つダークマターの存在が明らか接的に観測ができなかったガスの加速，衝撃波，さになっている。銀河団以上のスケールでは，X 線をらには加熱を伴う構造形成の現場を捕らえる。X 線放射する高温ガスが星の総量を超える。宇宙で最大天文学の国際的なリーダーであるケンブリッジ大学の構造である銀河団には，高温のガスが，ダークマの Fabian 教授の研究室に滞在して，ASTRO-H によターの重力によって閉じ込められている。構造形成るデータを協同で解析する。第二に，X 線分光デーにともなう衝撃波やブラックホールによって銀河団タを広い観点から見直し，ダークマターの探査に挑ガスが加熱されたと考えられている。これらの宇宙む。第三に，ASTRO-H によって開拓されると期待さで最大規模のエネルギー交換の現場は直接的にほとれている宇宙の大規模構造の精密 X 線分光を中心とんど観測されていない。銀河団ガスの分布や力学状して，X 線天文学の将来計画とその戦略をヨーロッ

態を X 線を用いて観測することで，宇宙の大規模構パの研究者と議論する。

ターの探査に挑む。 ASTRO-H の高いエネルギー分
銀河団ガスの運動測定解能によって，より高い信号・バックグランド比が私は，X 線ドップラー分光によるガス運動という期待できる。さらに，輝線のエネルギーを狭い範囲新しい測定に着目している。銀河団がより小さな構に特定できるので，天体プラズマや検出器のバック造の衝突と合体で作られる過程には，100-1000 km/sグランドとの切り分けがより明確になる。ダークマ以上の運動が伴うはずである。これまでの検出器でターX 線の空間分布，強度，ドップラー速度,は，エネルギー分解能が不十分でこのようなガス運に輝線の幅(速度分散)は，天体毎の特徴を持つはず動による X 線ラインエネルギーの偏移の測定は難しである。これらによって，信号の起源(ダークマターかった。我々は，「すざく」衛星の優れた分光性能をあるいはプラズマ)を明確にする。

さら活かし，衝突途中の銀河団において，1500 km/s の速度を持つ運動を世界で初めて実測した。これらを発展させ，ASTRO-H 衛星を用いて，銀河団ガスの運動を実測する。

研究経過
本研究では，JAXA の X 線天文衛星 ASTRO-H を用いて宇宙の大規模構造を観測する計画であった。

宇宙年齢に近い時間をかけて，衝突と合体を繰

この衛星は，2016 年の 2 月に種子島から打ち上げらり返し成長してきた銀河団を観測し，その形成のれ，「ひとみ」と名付けられました。打ち上げ後，衛歴史をひも解く。構造形成の現場を実測し，銀河星の動作確認試験が実施された。しかし，3 月に衛団内のエネルギー分布を完全に理解する事で，ダ星の異常が発生し，衛星との通信が途絶え，運用のークマターの質量分布を正確に測る。それによっ継続が困難になった。本研究では，特に ASTRO-Hて，宇宙論，特に物理学の最大の謎である宇宙のによる銀河団の観測データを解析する計画であった。

ダーク成分の実証に貢献する。

幸いに，衛星の試験期間中に，我々が観測を提案してきた「ペルセウス」銀河団を観測できた。

X 線によるダークマターの探査
X 線分光データを広い観点から見直し，ダークマターの探査に挑む。これまで，ダークマターの候補

私は，予定通り 2016 年の 8 月よりケンブリッジ大学での研究を始めた。研究内容は，提出済みの計画書に述べたように以下を進めた。

としては，超対称性粒子やアクシオンなどが有力と(1) 銀河団ガスの運動測定。ケンブリッジ大学のされ，地上での直接探査や加速器での生成が試みら

Fabian 教授，ポスドク研究者である Ciro Pinto, Helenれてきた。しかし，未だ発見されておらず，あらゆ

Russell らと共同でデータ解析を中心に進めた。X 線る可能性の探査が求められている。ダークマターがのスペクトルを解析するための手法を確立した。

keV 程度(電子の 1/100 程度)の質量を持っていると，(2) X 線によるダークマターの探査。衛星の運用停その崩壊により X 線を放射する可能性が高い。例え止の影響もあり，本解析は，予定より早く進めた。

ば，「ニュートリノの振動」と「宇宙でのバリオン生アメリカや日本の研究者らと共に，初期的なデータ成」を同時に説明する「最少ニュートリノモデル」解析を行い，成果は，論文として投稿した。の中で提案れている「軽い右巻きニュートリノ 」がなお，計画書で述べた (3) ASTRO-H 観測計画の立その候補の一つである。これらの候補は，「弱い相互案 については，衛星の運用が継続できない状況にな作用」(重力，電磁気力，「強い力」と並ぶ現在の物り，実施できなかった。これに代わり Fabian 教授ら理学で理解されている４つの力のうちの一つ)よりのヨーロッパの研究者とともに，ヨーロッパの X 線相互作用が弱く，地上での検出は困難を極める。唯

衛星 XMM-Newton を使った観測提案を検討た。これ

一の検証が，宇宙の大規模構造に集まったダークマに基づき、2016 年の 10 月に観測提案を提出した。

ターからの信号探査である。

2016 年の 11 月には，広島大学から若い研究者をこれまでの観測から分かるように，宇宙ダークマケンブリッジ大学に迎え，本研究を加速させた。まターからの X 線は，極めて弱く，その検出は困難をた，12 月にオランダの研究機関(SRON)を訪問し，共極める。理論的にも，その強度やエネルギーを特定同研究，及び交流を深めた。計画通り，2017 年の 1することは難しい。本研究では，ASTRO-H の性能に月までケンブリッジ大学で共同研究を進めた。

ユニークな観測，解析手法を組み合わせ，ダークマ

考察

Bulbul et al. (2014)らは，多数の銀河団の X 線スペ以下は，申請者，派遣先の受け入れ教授を含む国クトルを足し合わせたデータから，プラズマ起源で際チーム(ひとみコラボレーション)による成果であは説明できない未同定ラインを 3.5keV 付近に検出る。

した。この信号の起源として，ダークマター候補の(1) 銀河団ガス運動の測定

仮想粒子の一つである「ステライルニュートリノ」

銀河団は，宇宙の中で最も巨大な自己重力系であが検討されてきた。別の研究グループからも，銀河り，現在も成長の途中である。したがって，宇宙論団及び銀河から同じエネルギーの信号が検出されたパラメータの決定や構造形成の物理の重要な観測天という報告もある。その中でも，最も強い信号がペ体である。X 線を放射している銀河団ガスの力学状ルセウス銀河団から検出されたと報告されている。

態を調べることで，銀河団中心の巨大ブラックホー

ただし，これまでの測定は，全て CCD によるもので，ルからの運動エネルギーの注入を理解する。また，エネルギー分解能が不十分(~100 eV 程度)で，非常に銀河団ガスで静水圧平衡の仮定の妥当性を検証する。

弱い信号を分光検出できていない。我々は，5eV 程「ペルセウス座」銀河団の中心からの X 線は，重力度のエネルギー分解能を持つ「ひとみ」衛星のカロポテンシャルに捉えられて五千万度の高温プラズマリメータによってこの銀河団を観測し，高精度な Xから出ている。銀河の分布からダークマターの重力線スペクトルを世界で初めて取得した。3.5keV 付近による構造形成が示唆され，それに付随したガスのの未同定ラインを探査し，信号は検出されなかった。

運動も予想される。中心の銀河(NGC1275)の銀河核

その上限値は，過去の検出値を 99%以上の信頼度でが周りのガスにジェットによってエネルギーを注入棄却する。3.5 keV ラインの起源として，硫黄イオンし，相対論的な粒子に満たされた泡状の構造(巨大バの電荷交換反応によるという提案 (Gu et al. 2015)もブル)を作り出している。この巨大バブルによって，ある。これらの起源の判別についても議論をおこなガスの運動が引き起こされ，内部のガスが加熱され，った。

それによって，放射冷却による暴走的なガス収縮が抑えられていると考えられている。これは，宇宙に(3) 発展研究おける最大規模の「銀河フィードバック」と呼ばれている。この銀河団を「ひとみ」衛星によって X 線以上の成果を発展させる形で，以下のような詳しいデータ解析を実施している。

観測した。その結果，中心から半径 30-60 kpc の領域
では，ガス運動の視線方向での速度分散が，160 km/s(a) 最近の検出器較正情報やすべてのデータを用いたガス運動の測定。

程度であることを測定した。すなわち，中心部のガスが予想外に「静かな」環境であった。加えて，同(b) 高精度のライン X 線分光を用いた温度構造の調査。

じ領域での，ガス運動のドップラー速度には，150km/s程度の分布(バルクな運動)を持っていること(c) 鉄に加え，これまで測定が難しかったケイ素，硫黄，クロム，マンガンなどの元素量の測定。

を測定した。速度分散の測定から，ガスの乱流による圧力が，熱的な圧力の数%しかないことがわかる。

研究の発表

これに，バルクなガス運動の分を加えても，二倍程口頭発表

度にしかならない。この結果は，少なくともこの銀

1.

「ひとみ」によるペルセウス銀河団からの河団の中心部では，乱流が小さく静水圧平衡から決3.5keV ライン X 線の探査，日本天文学会年会，まる重力質量の推定には，誤差が無視できることを九州大学，2017 年 3 月

示している。

誌上発表
1.

Hitomi collaboration, “Hitomi Constraints on the 3.5
keV Line in the Perseus Galaxy Cluster”, ApJ Letter,(2) ペルセウス銀河団からの 3.5keV ライン X 線の探査

Vol. 837, No.1