高エネルギーガンマ線天文学の新展開
窪秀利（京都大学）

 高エネルギーガンマ線(特にTeV領域)観測の現状
 Ｃherenkov Telescope Array (CTA)計画
 ＣＴＡで狙うサイエンス

日本天文学会秋季年会

企画セッション

甲南大学

2015/9/9

超高エネルギーガンマ線観測－大気チェレンコフ望遠鏡（E>数十GeV）

１7ｍ×2

MAGIC-II@カナリア諸島

1～２万km

１0ｍ×4(観測終了)

焦点面カメラcangaroo

１２ｍ×4

VERITAS@US アリゾナ

HESS-II@ナミビア

１２ｍ×4 + 28m(2012年)

TeVガンマ線天体数の増加
TeVCatカタログ

162ソース検出 銀河系外 68
活動銀河核63, スターバースト銀河２,パルサー星雲１, スーパーバブル1超新星残骸1
 銀河系内 67
パルサー星雲 33, 超新星残骸22, 連星系 5,大質量星団4, パルサー2, 球状星団1
 未同定 27

ガンマ線バーストは未検出

1989年 かに星雲の検出

銀河面サーベイによる多数の天体の発見
 H.E.S.S.望遠鏡 2004-2013年 3000時間
 250°< l < 65°-3.5°< b < 3.5°

未同定PWN
SNR
複合Binary

角度分解能0.07度(rms)

HESS collaboration, ICRC2015

77
未同定天体 !

超新星残骸のGeV-TeVガンマ線放射
SNR：銀河内宇宙線起源の候補
TeV
赤外GeV

TeV

Fermi

VERITAS
MAGIC

Ackermann+(2013)

IC 443
VERITAS collab. ICRC2015

ガンマ線放射機構

福井、佐野、福田、吉池、岡本講演

SNRの進化？

S.Funk銀河中心領域からのTeVガンマ線
Galactic diffuse⇒PeV粒子加速

Galactic center(HESS J1745-290)

拡散ガンマ線強度は、CS輝線強度と相関⇒宇宙線と分子雲の相互作用
福井、藤田講演

Viana+, ICRC2015

かにパルサーからのサブTeVγ線パルス
パルス周期 33ms

MAGIC
E>50GeVγ＋磁場→e+e-による吸収過程を考えると、放射領域は表面から>100 km離れている発生機構は謎

パルス放射E>400GeVに伸びていた
Fermi衛星

Aleksic+(2012) 中性子星磁気圏の静電場により粒子を加速。曲率輻射によりGeVガンマ線を放射する

従来のモデル
Aliu+(2011)10 GeV

100 GeVパルサー星雲からのTeVガンマ線
HESS J1825-137

Spin-down Power/Distance2

Aharonian+(2005,2006)

広がった放射TeV PWN
Fermi
パルサーから遠ざかるほどに、スペクトルのべきが大⇒粒子cooling
Aharonian+(2006)

Youngde O˜na-Wilhelmi+(2012)

Crabフレア齋藤講演

連星系からの周期的ガンマ線放射
PSR B1259-63

マイクロクェーサー
ジェット

４か月間
伴星からの質量降着

ブラックホール

Aharonian+(2005)

大質量星

 パルサー風と恒星風の衝突により衝撃波が形成され粒子を加速。

中性子星
Mirabel(2006)

LS5039軌道周期(3.9日)と同期

Abdo+(2009)
内合GeV
HESS collab.(2006)

田中＋(2010)

外合TeV

活動銀河核からのTeVガンマ線
 短時間変動
E>200 GeV強度(例）PKS2155-304 (z=0.116)

 別成分？

20分で強度１桁変動

井上講演

Cen A core

10分
Petropoulou+(2014)

Aharonian+(2007)

Fermi観測からの放射機構への制限⇒斉藤講演

 多波長観測 田中講演
 遠方TeV天体①S3 0218+35

Fermi

H.E.S.S.
115 hrMAGICで検出

重力レンズBlazar(z=0.944)

Ebreak～4 GeV
Sahakyan+(2013)②PKS1441+25 FSRQ(z=0.939)

ブラックホール極冠からのガンマ線放射

欧州VLBIMAGIC

F(E>300 GeV) 電波銀河 IC310（z=0.019）
 E>300GeVで、強度変動 < 4.8分(doubling time scale)を検出

 もし、放射領域サイズ＝ブラックホールサイズ(3×108M☉→～3AU)ならば、ジェットによる相対論的時間短縮効果を考慮しても20分相当⇒ガンマ線放射がブラックホールサイズより狭い領域で起こっていることを発見。

MAGIC collab. (2014)

Crab強度×5

Crab強度×1

放射機構
回転ブラックホール極軸付
近の磁気圏に、電位ギャップが生成→電子・陽電子（降着トーラス・コロナからの光子・光子衝突で対生成）が加速→逆コンプトン散乱によりガンマ線が放射

銀河間可視赤外背景放射(EBL)によるγ線吸収
遠方の天体

地球

Mazin講演宇宙の星・銀河形成史のトレーサー
可視赤外観測では１桁の不定性あり
ガンマ線＋可視赤外線→電子＋陽電子

銀河間可視赤外背景放射
MAGIC collaboration(2008)

EBLによる吸収CMB

観測されたγ線スペクトルから吸収量を求め、EBLを算出
遠方3C279(z=0.5)の結果
TeVガンマ線観測から星・銀河形成史を研究

Cherenkov Telescope Array (CTA)計画

CTA Consortium 31か国 ～1200名 (日本107名)

サイト建設2016年～ ⇒ 部分観測 ⇒フルアレイによる観測 2021年～ （公開天文台）

Cherenkov Telescope Array (CTA)計画
現行望遠鏡に比べ 感度 10倍 エネルギー帯域 10 倍

20 GeV-300 TeV

 角度分解能 2 倍（2分角@1TeV）

14

LST×(北4+南4)

SST×(0+70)

23m口径
20 GeV - 1 TeV
FOV=4.5°4m口径
5 TeV - 300 TeV
FOV～10°

MST×(15+25)
12m口径
100 GeV - 10 TeV
FOV=6 - 8°
南北に２ステーション⇒全天観測

南北サイト決定(今年7月)LST
ＬＳＴ MSTMST SST
SSTＣＴＡ 北サイト@スペイン

カナリア諸島

ラパルマ島

Roque de los Muchachos
天文台

MAGIC 望遠鏡＠標高2200 mに隣接してLST 4台＋外側にMST 15台建設
LST 2-4号機(2017-2020)
LST 1号機(2016)

MAGIC-IIMAGIC-I

今年10月 鍬入式⇒2016年度 LST 1号機の望遠鏡組上とファーストライト

CTA 南サイト@チリ
VLT (8.2m×4) アタカマ砂漠
セロ・アルマゾネス山
標高3060m

E-ELT (39m)

パラナル天文台(ESO)
標高2635m

CTAGoogle

ESO

運用開始 2024年

CTA南サイトESOと協力し建設・運用

Credit ESO

大口径望遠鏡（LST）仕様
観測帯域 20 GeV – 1 TeV

日本グループ
鏡・カメラ 開発の中心的役割

 望遠鏡構造ポスター@企画セッション
観測機器セッション
 口径 ２３ｍ
 総重量 100トン
 回転速度１８０°/20秒←ＧＲＢなどの観測 主焦点カメラ 視野 4.5度
 光電子増倍管 1855本

中口径・小口径望遠鏡プロトタイプ
口径12m

口径4.２+1.8m

口径4+2m@フランス

@イタリア

@ドイツ

口径4m

SiPMカメラ(2048ch)
名大らで開発ポスター@ポーランド@企画セッション暗黒物質対消滅γ線探索

ローレンツ不変性検証
エネルギー
GRB 分解能～10%⇒
ライン、構造高速駆動
20秒⇒
トランジェント

検出感度１０倍⇒
全トピック

LMC

銀河面

視野～８度⇒
サーベイ、広がった天体
角度分解能
数分角⇒
Morphology

SNR
エネルギー下限20 GeVへ⇒宇宙論+
可視赤外背景放射⇒星形成史

エネルギー上限
300 GeVへ⇒PeV加速器

CTAの性能とサイエンス
宇宙線起源

CTAで短時間変動を捉える
Funk+(2013)

悪CTA有効面積:
Fermi LATの１万倍@30 GeV

E>200 GeV強度

GRB

感度

 AGN

100h

良AGN

＋系内トランジェント

 GRB

1分/ビン

10分
Aharonian+(2007)

E>0.1GeV)

GRB080916C
Fermi観測結果
Abdo+(2009)

7.5秒/ビン
E>1GeV)

CTAでの予想ライトカーブ
0.5秒/ビンInoue+(2013) Astropart.Phys.Vol43[sec]Sol+(2013) Astropart.Phys.Vol43
CTAの10倍高い時間分解能で、放射領域・加速機構に強い制限MST広視野モード⇒井上講演

CTAによる銀河面サーベイ(simulation)

 300-500のソース発見(PWN, SNR, Binary, New transients, Dark accelerators…)
 PeV加速候補天体の発見(宇宙線起源解明へ) diffuse成分の精密測定

電子起源 or 陽子起源の解明
 超新星残骸 RXJ1713.7-3946 ⇒佐野講演

シミュレーション Nakamori+, ICRC2015

電子起源

陽子起源

青：電子のみ黒：陽子の寄与10%

 活動銀河核

Proton synchrotron
Muon synchrotron
Synchrotron
from sec. pairs
from pi0 decay

陽子起源

電子起源

PKS2155-304

星形成系
 加速粒子の星形成における役割は？
 SFRと粒子加速・輸送との関係は？

(例)M31
Fermi Abdo+(2010)
Γ=2.2

CTA
100 hrby 林田

星形成系

Luminosity(E>0.3TeV) erg/s

 加速粒子の星形成における役割は？
 SFRと粒子加速・輸送との関係は？

LMC

CTA

現行望遠鏡

(例)M31
Fermi Abdo+(2010)
Γ=2.2

CTA
100 hrby 林田

暗黒物質対消滅γ線探索

Buckley+(2013)

Fermi衛星
2yr

CTA
100h

CTA Collaboration(2013)

 現行チェレンコフ望遠鏡では感度が足りないが、CTAで探れる。
 CTAは、＜数100GeV探索のFermi衛星やLHC実験と相補的銀河間可視赤外背景放射(EBL)
Mazin講演

宇宙の星・銀河形成史のトレーサー

CTAの遠方天体(AGN, GRB)スペクトルでAlbert+(2007)
強い制限
CTAでの予想スペクトルGRB 080916C
赤方偏移 4.3

CMBAGN
Fermi 2FGLJ1504.3+1029

赤方偏移 1.84

LST 23m望遠鏡
Mazin+(2013) Astropart.Phys.Vol43

Sol+(2013) Astropart.Phys.Vol43

まとめ TeVガンマ線天体～160検出（最遠方z = 0.94）。銀河面サーベイによる多数の未同定天体の発見。超新星残骸からの陽子起源ガンマ線。活動銀河核の短時間変動による放射領域・粒子加速機構への制限。遠方天体のガンマ線吸収量からの銀河間可視赤外背景放射の算出。パルサーからのVHEガンマ線パルス発見。連星系からの周期的ガンマ線放射の発見など。
 CTA計画：大(23ｍ)中(10-12m)小(4m)口径からなる大気チェレンコフ望遠鏡群を設置（北：スペイン・ラパルマ島、南：チリ）し、全天観測。
３１か国 1200名以上の国際協力。公開天文台。2021年フルアレイ観測開始。日本グループは、大口径望遠鏡の鏡・カメラ、2回反射型望遠鏡のカメラ開発、サイエンス検討に大きく貢献。
 CTAは、20GeV-100TeV領域で従来より一桁良い感度で、1000を超えるガンマ線源が銀河系内・系外(z <～4)に検出されると予想。粒子加速機
構・宇宙線起源・宇宙の星形成史の解明、ローレンツ不変性検証、暗黒物質対消滅γ線探索。