銀河団/群の非熱的な現象を探る~ 近未来の観測/実験へ向けて ~JAXA/宇宙科学研究本部
中澤知洋

視点
銀河団などDiffuse放射に興味があり、X線観測機器の開発に携わるものとして。
内容
１：銀河団からの非熱的な硬X線観測の課題と近い将来のメド
２：宇宙における粒子加速を理解するために
３：「点源」だけでなく、 「Diffuse天体」にも高い感度を持つ観測機器と、そのサイエンス

銀河団に広がる高エネルギー電子の正体と、その生成メカニズムを探る○ Coma銀河団○ A2256銀河団

Roetgering 1997

電波ハロー Coma-CDeiss 1997

電波スペクトル
10MHz

˜3 MpcRephaeli 1999,2003,
Rosetti 2003,
F-Femiano 2004

Mpcスケールの、拡がったシンクロトロン電波

1
GHz

F-Femiano 2000

熱的な成分（ガス）超過成分

硬X線放射？

BeppoSAX
X線スペクトル

Nevalinen 2003,

F-Femiano 1999

1050 keV

銀河団の中にMpcスケールで相対論的な電子が広がっている

BeppoSAX
X線スペクトル
1050 keV

何なのか？どう作られたのか？
総エネルギーは？ 近未来の課題

銀河団からの硬X線観測の意義○ 「理想」の硬X線観測とは？
・高E電子の空間／エネルギー分布。
・If IC → 硬X線 電波観測で、磁場の空間分布。

○ 将来への発展性
・電子の加速と伝搬、効率のメカニズム。
→ Total Energy、Injection、宇宙全体への寄与
・高E「陽子」の寿命は~100Gyr → 「高E陽子の溜まり場？」

硬X線＋GeV/TeV

硬X線と電波同じものをみる
大切さ・f(sync)=4.2(B[uG]) γ^2 [Hz]→γ=18000 @ 1GHz, 1uG
Sync/ICmodel ・f(IC)=4/3 f(seed) γ^2 [Hz]→γ=10500 @ 100 keV,CMB(7e-4 eV)<問題点>

硬X線/ガンマ線のデータが貧弱すぎ！
Nevalinen 2003,
BeppoSAX
X線データの系統的な解析○ 今後のあり方
・確実な「検出」→物理情報を・広い帯域のデータ
・「粒子スペクトルの時間発展」の時代(+陽子？)

電波観測
VLA+VLBIなど、Diffuse Synchrotron Haloの観測が進んでいる

SKAへ(?)（低周波を望む for 銀河団電波ハロー）→ (技術的には)電波観測はまあ進んでいる

A3667
NW Relic
電波

10’

Mpc

スペクトル
ハードになる求められる観測~硬X線検出の理想~・数100keVまで・電波ハローを確実に捉える感度で・秒角レベルの角分解能で折曲り？

硬X線のスペクトルと分布を、電波放射と直接に比較したい

A3667
NW Relic
電波

10’

Mpc

Coma-C
電波スペクトル

こんな図の硬X線版を！

スペクトル
ハードになる

硬X線観測の「当面」
INTEGRAL：2002感度はそこそこ。ただし、Coded Maskなので角度PSF(15’)以上に広がった放射に弱い。
→ まだ特に報告なし。

組み合わせ
Astro-E2：2005感度はINTEGRALより「~2倍」良い。
HXDは30’以下の角度分解不能。
→どこまでできるか？やってみるしかない。

Astro-E2：A2319のシミュレーション

但し、HXD BGDのスタディーが進んでから…

一つの例~「NeXT」計画~(2012頃~を計画)

１：80keVまでの硬X線「撮像＆分光」
２：100keV-1MeVまでの「分光」を桁違いの感度で実現する事が目標＋ ３：X線の「撮像＆精密分光」

到達感度の予測（100ks観測、連続成分）
点源

5x5 arcmin2 Diffuse
撮像よし

２桁

現状の感度のギャップを埋める

１桁

撮像なし／わろし

１桁
撮像よし

１桁
撮像なし

銀河団からの非熱的硬X線の観測「硬X線を検出できて当然」という感度が欲しい
例１：A3667周辺のMpc電波レリック
電波観測を元に、エネルギー等分配でCMBの e-IC を計算。

激しい温度ムラも持つ衝突銀河団

Briel et al. 2004

A3667 NW Relic

最も悲観的な見積もりでも受かる！(NeXT)

銀河団からの非熱的硬X線の観測「硬X線を検出できて当然」という感度が欲しい
プラスα（その１）

例２：A2256銀河団

1000万光年

SAXの結果（最も有意）でシミュレーション
A2256 銀河団
コントア:
熱的なX線放射グレースケール： 1.4 GHz

電波観測並みのイメージを得る

SXSは鉄ラインのドップラーを探る

熱的なX線放射

非熱的な
硬X線放射
SGDは放射のスペクトル上限をさぐる

HXI の硬X線イメー
ジの想像図

プラスα
（その２）

電波ハロー観測と連携(SKA etc)

ハドロニックな話には、MeV＋GeV＋TeVの広帯域での高感度観測が必須

磁場の分布を「実測」

NeXT/GLAST/CAN-III
collaboration

さらに未来へ
XEUS with Super Mirror
巨大化。

別の技術による新しい世界・ラウエミラー？
集光・結像を500keVまでXEUS(案)・大規模な次世代コンプトンカメラ
MeV帯域までつなぐ。Emax等。
MEGA,ACT,μPIC-MeV,
CdTe SMCTほか

・非熱的な放射（e-IC, 2nd-e, π... ）→ GeV、TeVによる銀河団観測
GLAST, CALET,CAN-III, HESS, VERITAS, MAGIC...

補足１「Diffuse放射に強い」検出器の必要性

物質の降着？

動機

A3667周辺部

最近のX線衛星より、90年代の方が、「薄く広がった放射」に感度が高い「Δθの向上、Eband拡大」の中で、取りこぼされた…
<薄広放射の例>
ROSAT 12ks

XMM 75ks/110ks
Briel 2004

理想

A85周辺部
高温

低温
Durret 2004

Fornax-A 電波ローブ、銀河面放射、銀河群(硬X線も)、銀河団辺境 etc ...

ドップラーマップ
sim
Astro-E2

焦点距離の短いX線望遠鏡 点源と両立＋
宇宙線由来BGDの低い検出器
点源感度だけでなく、Diffuse感度も極めて大切 by Diffuse屋さん

補足２

銀河団における粒子加速研究の位置づけ→ 「宇宙最大の Diffusive Acceleration」
銀河団もやりたいけれど不可能磁気圏の研究：
実際に「その場」で粒子を計測

同じ「物理」

一層の連携

SNRの非熱的放射
銀河中心/リッジ放射

地球
地球

こころがけてゆきたいなぁ~（自戒）
MHD乱流の中で編隊飛行する「SCOPE」計画（提案）

銀河団プラズマ中の大規模粒子加速

一層の連
携

まとめ
１：銀河団の非熱的な現象。宇宙最大の加速源。
物理を抽出する観測を。電波＆硬X線 Diffuse。
エネルギー分布（広帯域）、空間分布（イメージング）
硬X線観測では、感度がカギ = 検出器BGDを下げる
撮像（秒？分！）→電子＆磁場の空間分布 etc...
帯域（熱的放射との分離、電波とのスペクトル比較、GeV/TeVまで）＋X線ドップラーマップ（プラズマ運動）滝沢さんtalk

２：Diffuseに感度の高い装置を望む
電波：（藤田さんtalk）
X線/硬X線：銀河団「辺境」は、熱的/非熱的なX線で様々なサイエンス
高いSΩ、（＋大きな視野、点源分離）を検出器BGDを下げる

３：粒子加速の「物理」は、広い帯域/分野で。
電波,X,＋ガンマ線（MeV,GeV,TeV）
リッジ、SNR、太陽系プラズマ等との連携
Simulationと比較（比較できるデータ）

予備トラペ硬X線/軟ガンマ線の感度向上策
・検出器BGDの低減。（CCDより１~２桁下げたい）
・望遠鏡をシャープに。（点源の除去。位置情報。）
広がった天体 5x5 arcmin2

点源だとPSF<15”で面積勝負
PSF>15”ではBGD勝負

100ks obs
CXB

(confusion)

Below 10 keV CXB limited
Above 10 keV
 NXB limited

NXB
photonNXBCXBMirrorPhi=50cm, FL=12m,3 XRTs
PSF(HPD)=30 arcmin

実はDiffuseの感度計算には関係ない

photon(confusion)

・BGD限界 ( > 3 σof CXB+NXB)
CCD NXB = 4e-4 cts/s/cm2/keV flat
CdTe NXB = 1e-4 cts/s/cm2/keV flat
・光子数限界 ( > 5 photons )・混入限界 ( <10% probability)