多波長で探る銀河団の高エネルギー現象
東邦大学理学部物理学科
北山 哲

多波長で見た銀河団
1E0657‐56 at z=0.3 (Markevitch & Vikhlinin 2007)

opticalX‐ray

銀河・星

熱的ガス

～5%～15%lensingcontour
ダークマターRadiocontour～80%？

非熱的ガス激しい衝突: Bullet cluster at z=0.3
1’=270 kpc

ショック

・DM とガスが分離: 20”=100kpc
σ/m < 1～5 cm2/g(Markevitch et al. 2004)
・Rankine‐Hugoniot condition:

コールドフロント（接触不連続面）

1E0657‐56 (Clowe+08)
カラー: X‐ray (collisional gas)
等高線: weak lensing (collisionless DM)

Mach number ～ 3.0 (γ=5/3)
Vpreshock ～4700 km/sVpostshock～1600 km/s
(Markevitch & Vikhlinin 2007)

Kinetic energy ～1064 erg
if Mclump～1014 Msun
＊X線(∝n2T1/2)でのショック面（圧力ギャップ）同定は困難。
Chandraで数例のみ。

高温ガス： RX J1347.5‐1145 at z=0.45100”, 580 kpc++source (4mJy)

SZ効果 (Komatsu+01;TK+04)& Chandra X‐ray contours
・Suzaku 0.4‐60 keV & Chandra (Ota+08)→ kTe= 25.3+6.1‐4.5 keV (平均 13keV)
Mach～2, Vpreshock～3600km/s

イメージ＆白： 電波(GMRT 614MHz, Ferrari+11)
緑： SZ効果 (MUSTANG, Mason+10)→高温領域から非熱的放射(同定は恐らく初めて)

宇宙の構造形成
ゆらぎ初期分布 (CDM etc.)+ 宇宙論パラメータ→ ２乗平均値とその進化

現在最大の非線形構造＝銀河団銀河団質量関数(DE あり、平坦な宇宙)

Vikhlinin et al. (2009)
ROSAT selected & Chandra follow‐up
49 clusters with <z>～0.05
37 clusters with <z>～0.55
model: Tinker et al. (2008)(DEなし、開いた宇宙)

単位共動体積あたりの銀河団数‐ 第一原理的に予言可能‐ ダークエネルギー等の宇宙論的情報(正確な質量測定が不可欠）

Cosmological shocks
1. Internal (merger) shocks
既に加熱されたガスの衝突
低マッハ数(2～4), 高密度運動エネルギーの大半
2. External (accretion) shocks
冷たいIGMへの降着
高マッハ数(～100), 低密度
観測的には未検出* preheating があればマッハ数はさらに下がる

密度Internal shockexternal shock

速度M

Ryu et al. (2003)
Cosmological mesh simulation
ΛCDM, L=100 Mpc/h,

ＡＧＮ feedback

MS0735.6+7421 at z=0.22
赤：電波、青：X線(McNamara et al. 2005; 2009)
AGN ジェット（電波）と X線空洞・ 高温領域の相関 ⇒ 力学的仕事 ～1062 erg

カラー：温度
Contour: X線輝度

加速場候補としての銀河団

磁場

Hillas 条件 (1984)

中性子星
GRB

を1020eVまで満たす希少な候補

AGN＊1次Fermi (加速時間=寿命）:
Protons
1020 eV

銀河団>1020eVには、大きな Z or B が必要(e.g., S. Inoue et al. 2007)

Boratav et al. 2000
サイズ

cf. 電子： Eemax ～1014 eV by IC loss.
(e.g., Totani & Kitayama 2000)銀河団の高エネルギー現象：特徴・特徴的スケールが大きい‐ サイズ～Mpc‐ 力学時間～109 yr‐ 運動エネルギー～1064 erg
・境界条件、初期条件、エネルギー源、等の不定性が“比較的”少ない（実験場として好都合）
・宇宙論へのインパクト‐ 銀河団のエネルギー組成（質量測定）‐ 構造形成ダイナミクス‐ ダークマターetc.

磁場分布: Coma (Bonafede et al. 2010)
ROSAT X‐ray& VLA 1.4GHz

B vs rGaussian, isotropic B<B(r)>∝ne(r)0.5|Bk|∝k‐11/3(3D Kolmogorov)
7 sources
1.4GHz ～8GHz<RM2>1/2 vs r=1/β (ダイナミクスへの影響小)非熱的粒子: Radio halo/relicColor : X‐rayContour: radioFeretti et al. 2004

Radio halo: A2163@z=0.203
Largest extent (>2Mpc)
Regular & unpolarized (<数%)Color : X‐rayContour: radio
Radio relic: A3667@z=0.055
Strongest diffuse (3.7 Jy at 1.4GHz)
Asymmetric, peripheral& polarized (数10%)

Radio halo/relic: スペクトル
Steep power‐law spectra:S ∝ν－α with α=1～2（高周波で急になる傾向）

γ～104 電子のシンクロトロン

A1914 halo
α～1.8Bacchi et al. 2003

Ne(γ)∝γ‐p, p=3～5非熱的電子の寿命
Gyrγ～104 電子
→寿命～0.1 Gyr (主にIC)
拡散できない1) Leptonic model
その場で電子加速
shock and/or 乱流+ injection が必要
Petrosian et al. 2001

γe－12) Hadronic modelpCR+p→π±…→e±
冷却時間長いので、過去の加速の積算Radio halo/relic：統計Radio halos(Russel et al. 2011)

・halo + relic ～50個
・Lx＞1045 erg/s では＞30%（Giovannini et al. 2002）

・電波とＸ線の強い相関
relic は、ばらつき大・ほぼ全て衝突銀河団
ただし、電波が見えないものも多い: e.g., A2146

CIZA J2242.8 at z=0.19

spectral index(van Weeren+10)

Polarization (E‐vector)
Image: WSRT 1.4GHz
Contour: ROSAT 0.1‐2.4 keV・relic size : 2 Mpc×50 kpc
・index: 0.6～2.0 across the shock→ Mach～4.6 (1次 Fermi)
・polarization: >50%, well aligned→ ordered B‐fieldRadio “mini‐halo”: 3rd population?
Govoni et al. 2009

Ophiuchus cluster at z=0.028(Govoni et al. 2009)
Contour: VLA 1.4 GHz
Image: Chandra 0.5‐4 keV
IRadio & IX are well‐correlated.

Detected in ～9 cool‐core(apparently relaxed) clusters
・spatial extention ～500 kpc
・weak corrrelation with central CD (?)

硬Ｘ線放射？
γ～104 電子の逆コンプトン ⇒ <B> と Eeの分離(非熱的制動放射、kT>20 keV の可能性もあり）

Coma by RXTE (Fusco‐Femiano+99)→ <B>～0.15 μG, Ee～7e‐14 erg/cm3(Ota et al. 2011, in prep.)

No firm detection.
B>0.1～1μG

Gyr

軟X線放射？

Petrosian 2001

Coma by EUVE (Lieu et al. 1996)
γe－1

非熱的電子の寿命
γ～300が最長 (Sarazin 99)
軟Ｘ線でIC

他にも数個の銀河団での報告があるが、controversial(Suzaku では全て上限)
WHIM との区別も難しい。

γ線放射？
主な候補：
1. 加速陽子 （e.g. Ensslin et al. 1997; Blasi & Colafrancesco 1999）
熱的イオンと衝突 → π0 → γ線 (～GeV 陽子）→ ±π … → e± → radio (>10GeV 陽子)
冷却時間長い、i.e. 宇宙年齢での積算

2. 加速電子 （e.g. Loeb, Waxman 2000; Totani, Kitayama 2000）
Inverse Compton (γe>106), 制動放射(γe>104) など
冷却時間短い、i.e., 加速現場のみ

3. ダークマター (e.g., Colafrancesco & Mele 2001; Totani 2004)
ニュートラリーノ対消滅等

γ線：Fermi による制限

α=1.3
α=1.2

α=1.9

Jeltema & Profumo 2011

Hadronic model for radio + γ‐rays⇒ Limits on Ecr/Eth & B
sensitive to spectral index＊A521, A697 も α＞1.7high B or spectral break at Ep>GeV ?
(Brunetti+08; Macario+10)

flux upper limits on 33 clusters(18 month data: Ackermann et al. 2010)＊leptonic model への制限は弱い
B>0.15μG for Coma (Ackermann+10)乱流？
構造形成シミュレーションからは、広く存在が示唆。
→粒子加速、磁場、質量測定、、、

Lau et al. (2009)
Adaptive mesh refinement hydro. sim.
16 clusters with Mvir=5e13 ～2e15 Msun/hspatial resolution 5～7 kpc/h

乱流の状況証拠
no scattering(gas motion)with scatt.

L>100kpc global profile
L<20kpc spatial resolution

Coma (XMM)
Coma: “圧力”(TΣX ∝v2) パワースペクトル
Kolmogorov と整合 (Schuecker+04)
cf. Hydra A core: 磁場パワースペクトル：
Kolmogorov と整合、相関距離～3kpc(Vogt & Ensslin 2005)

Perseus core:τ～3 for He‐like Fe
Kα (6.7keV)
Factor of ～2 reduction

共鳴散乱の欠如: Perseus by XMM→ Vturb>500 km/s (Churazov+04)
cf. Vturb<500km/s for 5 cool coresby XMM/RGS (Sanders+11)

Mock spectra of Perseus by ASTRO‐H/SXS(Tamura & Sekiya)
100 kscentral 3’×3’
5 eV resolution

He‐like Fe

乱流 & bulk motionの測定精度(90% sys)
～100 km/s

Mock obs. of A3667 relic by ASTRO‐H/HXI(Kawaharada & Akamatsu)
9’Nonthermal (Γ=2.0)
100～300ks
Suzaku HXD による上限値の約1/2のフラックス

Input based on XMM results
at E<10 keV (Finoguenov+10).

Thermal 4.6 keV
100～300ks
10‐12 keV

12‐15 keV

15‐20 keV

20‐30 keV

Stat + Sys (NXB 5%, CXBFOV 6.6%,,,) includedSuzaku imae of Bullet Cluster @ z=0.318’

Suzaku/XIS
HPD=2’

cf.
ASTRO‐H:
E<10 keV
HPD=1.3’
E>10 keV
HPD=1.7’

Chandra
加熱領域のサイズ～20”～100kpc

他の衛星計画もE>10 keV
は30”以上i.e.,
150kpc@z=0.3
300kpc@z=1

高分解能ＳＺ効果観測: MACS J0744+3927 @ z=0.69
SZ

ChandraSZ+Chandra

Chandra で見逃されていたshock
MUSTANG on GBT 100m
90GHz, Effective beam 13.5”>30” の情報はフィルターで除去(Korngut et al. 2010)
M=1.2±0.2 （密度差より）→ Vshock =1827+267‐195 km/s
※温度差からはM=2.1+0.8‐0.5

19.7+9.7‐5.9 keV
8.2+1.6‐1.2

8.7+1.1‐0.8

Sunyaev‐Zel’dovich 効果(SZE)
熱的プラズマによる逆コンプトン散乱 (SZ 1969)

Thermal・特徴的スペクトル
RJ(ミリ波)： decrement
Wien(サブミリ波): increment
・ ISZ ∝∫ne Te dly ∝τeTe

zによらない⇒ high z, high T に高感度
＆ 圧力分布(ショック含む)の直接測定＊銀河団進化では、 z>1 が特に重要。
merger 頻度も高かったはず（宇宙の加速膨張前）PLANCK (2009‐2012)

WMAP
7 yr

PLANCK<100GHz 分解能約１．５倍>100GHz 新データ！

Coma at z=0.023
color: y-parameter (SZ)
contour: ROSAT X-ray

全天データ！

Abell 2319 at z=0.056resolution=24’

14’10’

7.1’

5.5’

5.0’

5.0’

SZE selected clusters
・Planck (all sky)
189 clusters in 10 mon.
20 new(Ade et al. 2011)

・ SPT (4000 deg2 total)
26 clusters in 2500 deg2
12 new <z>=0.74(Williamson et al. 2011)

・ ACT
23 clusters in 455 deg2
10 new(Marriage et al. 2011)
Ade et al. 2011
* Only high S/N clusters.
* High fraction of mergers.

ALMA/ACAによる
ＳＺ効果観測シミュレーション(Yamada et al.)
ALMA Specifications (rough values):
Band ν [GHz] resolution[”] FOV[”]
(1)
31‐45
13‐0.1140(2)
67‐90
6‐0.0580384‐116
5‐0.04624125‐169
3‐0.03435163‐211
336211‐275
2‐0.02267275‐373
1.5‐0.012
198385‐500
1.0‐0.009
149602‐720
0.7‐0.006
910787‐950
0.5‐0.005
712m×50Higher resolutions
Atacama in Chile
5000m above sea level
Early operation: 2011‐※Bands 1, 2 will be
added in the future.

ACA(AtacamaCompactArrays)
7m×12 &
12mＳＤ×４Lower resol.

Simulated Bullet cluster(Akahori & Yoshikawa)

340 sec = 1.5 Mpc

2×1014 Msun

1015 Msun

Tspec

NDM=NSPH= 1.2e7
Vinit=3000km/s
at d=2RvirSx

Rescaled to match the obs.
value y=3.3e‐4 by APEX‐SZ(Halverson et al. 2009)yその他のSZ効果
1. Kinematic SZE (SZ 1970)‐ ガス視線運動、 強度∝V// ×τe‐ ν～230GHz にピーク
‐ 有意な検出報告は無い→ 4000km/s あればALMAで

Vp=1000 km/s

2. Non‐thermal SZE (e.g. McKinnon+91)‐ low γ電子
‐ 寿命短い（Coulomb loss）
3. Polarization SZE (SZ 1980)
Leading terms with ∝τe1) 銀河団が見たCMB 4重極2) transverse motion of gas
いずれも P<10‐7Colafrancesco+03

100
101pmin=0.5

Ne ∝p－2.5p=γβhν/kTcmb銀河団の高エネルギー現象：まとめ
1. 激しい衝突活動
・ 数例のショック、kTe>20keV, Vmax ～4000 km/s（換算値）
・ 頻度？ 乱流 ？ 非平衡過程？ 磁場？
2. “一部”の銀河団に非熱的電子
・ γe～104, Ent < 0.1 Eth 有意な検出は電波のみ
・ 普遍性？ 加速機構？ 陽子？ 最高エネルギー？
・ 軟X線～硬X線は、熱的成分との区別も必要⇒ ASTRO‐H： 高分散X線分光 ＆硬Ｘ線 (HPD=1～2’)
Nustar: 硬Ｘ線（HPD=45”）、サーベイ中心、銀河団も数個？
ALMA, MUSTANG, CARMA: 高分解能SZ (HPD<10”)
LOFAR, SKA: Radio halo/relic, Faraday rot. の高感度観測
CTA: γ線マッピング
etc.