X線・𝛾𝛾線偏光のサイエンス

當真賢二（東北大 学際研）
「２０２０年代の高エネルギー宇宙物理学：X線・ガンマ線天文学の展望」
２０１４年８月２３，２４日 ＠宇宙科学研究所

Outline
1. 偏光：イントロダクション
2. ブラックホール時空構造の検証
3. 強磁場中性子星
4. 放射機構の解明（パルサー、GRB）
5. 磁場構造の解明（SNR、かに星雲など）
6. まとめX線・𝛾𝛾線偏光• 強度、波長、イメージとは全く別の情報• 残された次元• 何が分かるのか？
• 放射メカニズム• 構造（磁場・物質・時空）• プラズマの組成・エネルギー分布• 強磁場の量子論

シンクトロン放射

ファラデー回転偏光を考える上での注意
異なる領域からの光が解像できず、足し合される場合

偏光の重ね合わせ＋＝これは間違い

＝ 無偏光

これが正解

偏光のローレンツ変換

𝑉𝑉

電場ベクトル
伝播方向• 偏光面が回転• 偏光度は不変(Rybicki & Lightman 1979; ランダウ「場の古典論」)

ブラックホール候補天体
ハードネス
ルミノシティ

(Remillard & McClintock 2006)(Fender & Belloni 2004; 2012)

Thermal (high/soft) Stateに注目(Pringle 1981)(Remillard & McClintock 2006)

𝑘𝑘𝑇𝑇∗ ~1 𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘 BH時空の検証𝜏𝜏~1

吸収より電子散乱が支配的𝜏𝜏 ≫ 1(Chandrasekhar 1960; Rees 1975;
Li, Narayan & McClintock 2009)10

Inclination angle 𝜃𝜃

偏光度[%]𝜏𝜏 ≪ 1

15

降着円盤からの偏光

𝜇𝜇 = cos 𝜃𝜃一般相対論的効果(Stark & Connors 1977; Li+ 2009; Schnittman & Krolik 2009)

より正しい計算： 出戻り光の効果(Schnittman & Krolik 2009)

偏光角のエネルギー依存性• 高エネルギーではReturningradiationの偏光が重要BH出戻り光偏光

電子散乱

中性子星
©JAXA

パルス周期の時間変化率𝐵𝐵∗2 𝑅𝑅∗6 Ω4𝐼𝐼ΩΩ̇~6𝑐𝑐 3磁気双極子モデル(Pacini 1967; Goldreich & Julian 1969; Shapiro & Teukolsky 1983)

パルス周期(Harding & Lai 2006)

中性子星の熱放射の偏光
表面大気中の伝播

𝐵𝐵

中性子星

電子のサイクロトロンエネルギー𝐵𝐵
𝑒𝑒𝑒𝑒
𝐸𝐸𝑐𝑐𝑐𝑐 = ℏ= 11.6𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘1210 𝐺𝐺
𝑚𝑚𝑒𝑒 𝑐𝑐

媒質中を伝播する電磁波の基本モードℎ𝜈𝜈 ≪ 𝐸𝐸𝑐𝑐𝑐𝑐（中性子星近傍）ℎ𝜈𝜈 ≫ 𝐸𝐸𝑐𝑐𝑐𝑐（e.g. 星間媒質）

伝播方向

伝播方向
２つの直線偏光モード

２つの円偏光モード＝ファラデー回転の原因電子散乱の断面積（磁場方向は自由に運動）

磁場垂直モード 平行モード

電子
伝播方向
２つの直線偏光モード
磁場に垂直なモードは散乱されにくい

散乱係数(Ho & Lai 2001)

平行モード
磁場に垂直なモード

暗い明るい𝜏𝜏∥ ~1

𝜏𝜏⊥ ~1(Lai & Ho 2003)

Hotspotからの（熱的な）X線はほぼ100%の直線偏光

強磁場中の量子論の検証
強磁場中を伝播する電磁波の基本モード
プラズマ媒質

左回り
右回り
伝播方向

真空（仮想𝑒𝑒 + 𝑒𝑒 − 媒質）

モードが逆

右回り

左回り
伝播方向

ファインマン図

光子

磁場の影響

𝑒𝑒 +𝑒𝑒 −光子(Lai & Ho 2003)

高エネルギー側でモード変換が起こる（𝐵𝐵 ≲ 7 × 1013 𝐺𝐺）

Phase-averaged

偏光角がエネルギー依存(Lai & Ho 2003; Lai et al. 2009)• 候補は非熱的成分の無い中性子星
1012 < 𝐵𝐵 < 7 × 1013 𝐺𝐺, 𝑘𝑘𝑘𝑘~0.3𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘𝑘• 素粒子物理にインパクト• レーザー実験も狙うテーマ• Photon – axion oscillation?

Magnetars: 非熱的成分(Enoto+ 2011)(Beloborodov 2013)

4U 0142• 大気の加熱 ⇒ 垂直モードが卓越しない可能性• 磁気圏での電子共鳴散乱 ⇒偏光状態の変化• 議論は収束していない(Gotz+ 2006)

放射機構： 回転駆動パルサー
パルス放射
Polar cap model

Outer gap model• X線パルスの放射機構• 磁気圏プラズマのエネルギー分布

Slot gap model(Daugherty & Harding 1996; Romani &Yadigaroglu 1995; Dyks & Rudak 2003)

放射機構： 降着駆動パルサー(Enoto+ 2008)• 共鳴吸収線周辺の偏光スペクトル ⇒ 輻射輸送の物理の検証(Kaminker, Pavlov & Shibanov 1982)(Schonherr+ 2007)

磁場構造も解明

放射機構： ガンマ線バースト
相対論的ジェット γ ≳ 300
光球

外部衝撃波

内部散逸(shock, instability)？

残光ガンマ線？
準熱的放射
電子散乱
Brighter, lower pol•
••
•
•

地球残光

ガンマ線？

シンクロトロン放射High pol for ordered B

Favored from GAP data
(Yonetoku et al. 2011;2012)

ガンマ線放射機構の確定
相対論的ジェット（熱的か電磁的か）
可視偏光データとの関係
GeV ガンマ線データとの関係
偏光度とredshiftの関係（CPT破れなど）(KT et al. 2012)

早期可視残光
𝑃𝑃~30% (Mundell+ 2013)(KT, Wu & Meszaros 2011)

光球成分
散乱成分
シンクロトロン

磁場構造： かに星雲
OSO‐85.2keV
152.6±4.0°
Optical(Centralregion)
123°

INTEGRAL
0.1~1 MeV
123±11°(Nakamura & Shibata 2007)

OpticalNebula
162±4°• トロイダル磁場構造の検証• 乱流磁場成分の割合 ⇒パルサー風加速、粒子加速機構• 電波、可視、X線の偏光の比較

磁場構造： 超新星残骸
SN 1006: 電波偏光 (Reynoso+ 2013)

MHDシミュレーション(Inoue, Shimoda, Ohira & Yamazaki 2013)• 磁場増幅の物理（プラズマ過程かMHD過程か）• 電波、可視、X線の偏光の比較

Cyg X-1• 軟ガンマ線偏光： ジェット成分の寄与の有無に決定的⇒Astro-H SGD• X線偏光： 逆コンプトン過程の物理の検証(Zdziarski 2000; 2014)

Summary• X線・𝛾𝛾線偏光のサイエンス• 一般相対論の検証• 強磁場中の量子論の検証• パルサーの放射機構、磁気圏プラズマ診断• ガンマ線バーストジェットの駆動機構• 粒子加速現場(Crab Nebula, SNR)の磁場構造• その他• 磁場構造： Solar Flares, Blazars, …
• 物質構造： Seyfert II, Galactic Center, …

Backup Slides

モデル依存性モード転換の条件
強磁場中を伝播する電磁波の基本モード
プラズマ媒質

左回り
右回り
伝播方向

真空（仮想𝑒𝑒 + 𝑒𝑒 − 媒質）

右回り

モードが逆
左回り
伝播方向

媒質の変化より振動が速いと左（右）回りのまま伝播

中性子星の温度変化

偏光とは
２
１

𝐸𝐸 = (𝐸𝐸1 𝑒𝑒1 + 𝐸𝐸2 𝑒𝑒2 )𝑒𝑒 −𝑖𝑖𝜔𝜔𝑡𝑡

実際、𝐸𝐸1 , 𝐸𝐸2 は時間変化する。
意味を持つのは時間相関量

光の伝播方向

𝑇𝑇
1𝐸𝐸𝑖𝑖 𝐸𝐸𝑗𝑗∗ = � 𝐸𝐸𝑖𝑖 𝑡𝑡 𝐸𝐸𝑗𝑗∗ 𝑡𝑡 𝑑𝑑𝑑𝑑
𝑇𝑇 0

1 𝐼𝐼 + 𝑄𝑄=2 𝑈𝑈 − 𝑖𝑖𝑖𝑖

𝑈𝑈 + 𝑖𝑖𝑖𝑖
𝐼𝐼 − 𝑄𝑄

𝑇𝑇 ≫ 1/𝜔𝜔