銀河系中心の過去の活動性〜フェルミバブルに関連して〜
戸谷友則 (CTA Japan X-PI)（京大・理・宇宙物理）
CTA 国内研究会

平成２３年９月３０日

東大宇宙線研銀河系中心の過去の活動性〜フェルミバブルに関連して〜
戸谷友則 (CTA Japan 終身名誉PIX-PI)（京大・理・宇宙物理）
CTA 国内研究会

平成２３年９月３０日

東大宇宙線研The Fermi Bubble
Dobler+ʼ10; Su+ʼ10

bipolar bubble around
GC in Fermi gamma-ray
map
sharp edge
uniform within thebubble

features coincident withother wavelength
radio
X-ray
WMAP haze

Su+ʼ10Fermi bubble physical parameters
hard spectrum
consistent with IC emission by
the same electrons responsible
for WMAP hazetotal gamma-ray power:
4.0 1037 erg/s (1-100 GeV)
1.2 1052 erg for 107 yr

kinetic energy of bubble
X-ray data: 10-2 cm-3, ~2 keVsize ~ 10 kpc
E ~ 1055 erg
age ~ 107 yr for v~103 km/s

Su+ʼ10Fermi bubble: Interpretation?
bubble energy source?
AGN (SMBH) ○?
evidence of past activities inother wavebands
nuclear starburst △?
no Hα emission
no 26Al gamma-ray excess(Totani ʼ06)
dark matter annihilation?

sharp edge
hot X-ray gas

Su+ʼ10銀河系中心の過去の活動性の兆候銀河系中心の過去の活動性の兆候
Higher X-ray Luminosity

銀河系中心の過去の活動性の兆候
Higher X-ray Luminosity

銀河系中心の過去の活動性の兆候
Higher X-ray Luminosity

Outﬂows on various scales銀河系中心の過去の活動性の兆候
Higher X-ray Luminosity

Outﬂows on various scales銀河系中心の過去の活動性の兆候
Higher X-ray Luminosity

Outﬂows on various scales

恐るべし 日本の貢献

Evidence for Brighter X-ray Luminosity of Sgr A*
巨大分子雲 Sgr B からの中性鉄輝線は、銀河中心からの放射の反射成分と考えられる
300 yr ほど前までは、Sgr A* のＸ線光度が ~3x1039 erg/s で輝いていたと考えると説明できる (Koyama+ʼ96; Murakami+ʼ00)
現在のX線光度の 105-6 倍Evidence for Brighter X-ray Luminosity of Sgr A*
INTEGRAL でも確認 (Revnivtsev+ʼ04)
すざくでもより精密に検証

Evidence for a Large Scale Outﬂow from GC
estimated massive outﬂow
energy: 1055 erg in ~106 yrs on
the scale of the Galactic center
lobe (GCL)~100 km/s
a few degree ~ 300 pc
Bland-Hawthorn & Cohen ʼ04

Kinetic luminosity ~ 1041-42 erg/s

Bland-Hawthorn & Cohen ʼ03
Image: MSX 8.3 um (dust)
Contour: 3 cm (thermal)

Evidence for Mass Outﬂow from GC:
II. Expanding Molecular Ring (EMR)
expanding molecular clouds (Kaifu et al. ʻ72; Scoville ʼ72;...)
E ~ 2 1055 erg
V~100 km/s
R~300 pc
time scale ~106 yrs

Scoville 1972

Evidence for Mass Outﬂow from GC:
III. North Polar Spur (NPS) and/or Bulge X-Ray
NPS (Loop I) / Bulge X-ray emission canbe interpreted as mass outﬂow from
GC: (Sofue ʼ00; Bland-Hawthorn &Cohen ʼ03)
E~1056 erg
Scale ~ 20 deg ~ 1 kpc
time scale ~107 yrs
Kinetic luminosity ~ 1041-42 erg/s

But: many papers claiming that NPS islocal nearby SNR

Sofue ʻ00

The 511 keV Annihilation Line Emission from GCextended spherical bulge with ~8 deg FWHM (~1.1 kpc) + weak disk
component (Knodlseder et al. 2005)
bulge / disk ﬂux ratio = 3-9 (c.f. mass ratio 0.3-1.0, Robin+ʼ03)
positron production rate ~1.5x1043 s-1

Knodlseder et al. 2005

A Unique Morphology!

Weidenspointner+ ʻ06

the RIAF Model for Sgr A*
radiatively ineﬃcient accretion ﬂow (RIAF)
Eddington ratio が小さいときのBH降着流の標準理論
Application to Sgr A* (Yuan+ ʼ03)
Outer boundary at Bondi radius from X-ray observationquiescent X-ray emission spatially resolved by Chandra (~2”~0.03 pc)
Bondi accretion rate ~10-6 Msun / yr
Non-conserving mass accretion ﬂow
Faraday rotation 観測からの制限を満たす上で必要

Yuan+ ʻ04

RIAF model は mass outﬂow を予言する
non-conserving mass accretion rate
ADIOS: Blandford & Begelman ʼ99

outﬂow

RIAF model for past higher activity of GCTotani ʼ06
現在の降着率より、103 倍程度高い降着率を考えると、過去の活動性の兆候が統一的に説明できる
X-ray reﬂection nebular (LX が現在の106倍)
outﬂow on 0.3-3 kpc scale (Lkin ~ 1041-42 erg/s)（注：RIAF では、LX(dM/dt)2, Lkin(dM/dt)1 ）さらに、RIAF 中のe 生成（e-e-→3e-e+など）を考えると、511 keV放射も無理なく説明できる

Why Sgr A* Currently So Dim?
現在の低降着率は Sgr A East との相互作用のため (Totani ʼ06)

ne~102-3 cm-3

Sgr A East のシェル運動量はそれまでの降着流を破壊するに十分
Maeda+ ʻ02

現在より103-4倍高い降着率は、近傍の通常銀河では普通
むしろ現在の Sgr A* の降着率は異常に低い

たまたま現在のように低い時期にあたる確率？
銀河系中心付近の星形成率から類推すると、約１％程度

日本の貢献Su+ʼ10 の一節

日本の貢献Su+ʼ10 の一節

まとめ
フェルミバブルは、他波長で知られている銀河系中心の過去の活動性の一つの現れと考えられる
様々な波長、スケールで、過去の活動性の兆候有り
普通の銀河の SMBH の活動性として不自然ではない日本の貢献大Question: origin of cosmic-rays? ECR ~ 0.001-0.01 Ebubble
challenge for CR production/propagation?
sharp edge → CTA
uniform surface brightness
hard spectrum → CTA
origin of cosmic-rays beyond the knee?

鹿児島天文学会で思ったこと鹿児島天文学会で思ったこと
鹿児島一の繁華街「天文館」

鹿児島天文学会で思ったこと
鹿児島一の繁華街「天文館」

鹿児島天文学会で思ったこと
鹿児島一の繁華街「天文館」

島津重豪（しげひで）が天文・歴の研究所「明時館」を作ったことに由来鹿児島天文学会で思ったこと
鹿児島一の繁華街「天文館」

島津重豪（しげひで）が天文・歴の研究所「明時館」を作ったことに由来鹿児島天文学会で思ったこと
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島津重豪（しげひで）が天文・歴の研究所「明時館」を作ったことに由来

島津重豪の科学好きが、曾孫の島津斉彬に影響鹿児島天文学会で思ったこと
鹿児島一の繁華街「天文館」

島津重豪（しげひで）が天文・歴の研究所「明時館」を作ったことに由来

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鹿児島一の繁華街「天文館」

島津重豪（しげひで）が天文・歴の研究所「明時館」を作ったことに由来

島津重豪の科学好きが、曾孫の島津斉彬に影響

斉彬から西郷、維新へConclusion

Conclusion
明治維新は、天文学から始まった

薩摩で一首、詠んでみた

薩摩で一首、詠んでみた

CTAへの燃ゆる期待に くらぶれば

薩摩で一首、詠んでみた

CTAへの燃ゆる期待に くらぶれば
煙はうすし

桜島山

薩摩で一首、詠んでみた

CTAへの燃ゆる期待に くらぶれば
煙はうすし

桜島山

（ちなみに元ネタはこちら...）我が胸の燃ゆる思いにくらぶれば	  平野国臣	  煙はうすし

桜島山

万延元年	  (1860)