銀河団サイエンス班の報告藤田 裕（国立天文台理論研究部）

銀河団サイエンス班班員
藤田裕：国立天文台 （班長）大橋隆哉：都立大 （銀河間物質）岡部信広：東北大 （磁場）
北山哲：東邦大 （構造形成、SZ）
滝沢元和：山形大 （電波の非熱的現象）
田村隆幸：JAXA （X線観測）
中澤知洋：JAXA （X線の非熱的現象）
坪井昌人：国立天文台 （SZの観測）
服部誠：東北大 （重力レンズ、SZ）
深沢泰司：広島大 （ガンマ線）
松本浩典：京大 （遠方銀河団）

検討会
１１月２５日に国立天文台で班員の皆様ありがとうございました 今日の発表は検討会の報告を基にしています今日の発表主に銀河団の高エネルギー現象について
光赤外は銀河班へ
 銀河間物質は宇宙論班へ

発表内容
藤田（５０分）
一般論



滝沢（２０分）シミュレーションと次世代天文学

中澤（２０分）観測技術と他の分野との関連

私の発表内容
フロンティア

あまり皆さんが知らない話「銀河」団という名前からどんどん離れていく

現在進められている研究の延長

皆さんが比較的知っている話

波長域の開拓
天文学は新しい観測波長域を開拓することで進歩してきた

銀河団観測で主に使われてきた波長域
光、赤外X線（~2-10 keV)

銀河団観測の新しい波長域
銀河団分野で新しく観測が始まろうとしている
波長域
低周波電波(K GHz)
非熱的現象
 硬X線(20 keV)
（高エネルギー粒子）
 ガンマ線→銀河間物質 軟X線、紫外線( K0.1 keV)

低周波電波で見たおとめ座銀河団
VLA波長90cm


淡い放射が銀河団の広い領域に広がっている

M87の中心Owen et al. (2000)

銀河団を覆う電波放射
Mpc スケールの放射（とても淡い）

電波放射はローレンツ因子γ ∼104の電子からのシンクロトロン放射

Giovannini et al. (1999)

Feretti et al. (2001)

銀河団からの硬X線
銀河団ガスの熱的放射（制動放射）では説明できない成分


ローレンツ因子γ∼104の電子のCMB光子との逆コンプトン散乱で説明できる

空間情報がないので、銀河団のどこから出ているかは分からない

Beppo SAX によるかみのけ座銀河団のスペクトル

熱的放射

Fusco-Fermiano et al. (2004)

大量の高エネルギー電子の存在
Electron Cooling Timetcool

電波放射、硬X線放射とも γ∼104の電子が起源
γSarazin (1999)

これらの電子の寿命はとても短い（∼108yr）
シンクロトロン放射、CMB光子との逆コンプトン散乱でエネルギーを失う

粒子加速
銀河団の年齢（ ∼1010yr ）より電子の寿命がはるかに短い（∼108yr）

粒子加速が今そこで行われている粒子は磁場によってほとんど動けない

宇宙最大の加速器

粒子の起源
銀河団中のAGNから
 銀河団衝突

すべての電波放射がAGNに付随しているわけではない衝撃波加速
乱流加速

乱流

衝撃波

AGNs
銀河団A2052の中心部

AGN活動は多くの銀河団の中心で見られる
バブル


AGN ジェットの高温
or 相対論的ガスが周囲のX線ガスを押しのけてできた？
Color: X-ray
Contours: Radio(Blanton et al. 2001)

AGN

銀河団衝突と粒子加速銀河団はしばしば衝突合体をする


衝突時に衝撃波が発生
粒子加速(e.g. Takizawa & Naito 2000)

Takizawa (1999)

銀河団衝突時の乱流加速の必要性
Contours: Radio
Colors: X-ray Temperature銀河団では衝撃波から大きく離れたところでも電波放射（高エネルギー電子）がある

1E0657-56

Subhalo(Small cluster in a cluster)

電子の寿命は短いので、衝撃波加速だとすると、衝撃波から大きく離れることができない→銀河団衝突で発生した乱流による加速？

乱流加速は衝撃波加速に比べて効率が悪い


宇宙ではたいてい衝撃波加速が優勢

銀河団は乱流加速の「珍しい」実験場？
Markevitch et al. (2002)

Shock

銀河団内の高エネルギー粒子、粒子加速について知りたいこと
粒子の起源
AGN
 銀河団衝突

粒子の加速メカニズム


衝撃波加速
Fujita & Sarazin (2001), Blasi (2001)



乱流加速
Ohno, Takizawa, & Shibata (2002), Fujita,
Takizawa, & Sarazin (2003)

銀河団内の高エネルギー粒子、粒子加速とプロジェクト１
高感度、低周波での電波観測

高エネルギーの電子ほど高周波数でシンクロトロン放射をするが、寿命が短い
steep なスペクトル
低周波ほど昔に加速された電子を検出できる



SKAが適している
ほとんどの銀河団で電波放射が見つかる？



空間分布起源

AGN、衝撃波、乱流スペクトル加速された時期

銀河団内の高エネルギー粒子、粒子加速とプロジェクト２
硬X線での観測

シンクロトロン電波放射の起源である高エネル
ギーの電子は逆コンプトン散乱も行う
電波観測と相補的NeXT
 空間分布（電波と比較）
起源（AGN、衝撃波、乱流）


スペクトル
粒子のエネルギースペクトル→加速された時期
電波のスペクトルと組み合わせるとより詳しい情報

銀河団内の高エネルギー粒子、粒子加速とプロジェクト３X線(1-10keV)での詳細なスペクトル観測
ガスの運動(Doppler shift orDoppler broadening) 乱流、衝撃波
 Astro-E2, NeXT


空間分布


Astro-E2 で見た銀河団(Fujita et al. 2005)

加速起源を明らかにするためは銀河団ガスの速度場マップがほしい（分程度の分解能）乱流が起きているところでシンクロトロン放射、硬X線放射が出ているか？
将来の課題

SZから高エネルギー粒子の性質を明らかにする
Sunyaev-Zel’dovicheffect

銀河団ガスによるCMB光子の逆コンプトン散乱
銀河団方向の CMB
強度を変える
熱的ガスによって引き起こされる
相対論的な高エネル
ギー粒子のガスでは効果が弱い

Kuwabara et al. (2004)

銀河団ガス中のAGNバブルの成分
銀河団ガス中にはAGNジェットが作ったバブルが見られることが多い

バブルの成分が熱的か、非熱的かでバブルのSZの見え方が異なる（非熱的なときは穴が見える、熱的なときは見えない）→ジェットの成分
熱的AGN

Perseusバブル

非熱的X-Ray (Fabian et al. 2002)

ALMA でみたSZ予想図（Pfrommer et al. 2004)

磁場について銀河団ガス中には∼ µGの磁場が存在している
起源は不明



ダイナモ（衝撃波付近や乱流で発達）
ワイベル不安定性（衝撃波付近や大きな温度勾配で発達）
Okabe & Hattori (2003)

硬X線とシンクロトロン放射の強度比(SKA+NeXT)

銀河団ガス中の磁場の強さ
場所による強度比の違いがわかれば磁場の空間分布
磁場の起源

偏光(SKA)

磁場の構造→磁場の起源

ガンマ線
銀河団からはガンマ線が出ているかもしれない

加速粒子(Loeb & Waxman 2000, Totani &Kitayama 2000, Blasi et al. 2001)
電子とCMBの逆コンプトン
硬X線と同じ 電子が十分加速されるか？


加速陽子と熱的陽子の衝突でできたパイ中間子ダークマター

高エネルギー陽子
高エネルギー電子と違い高エネルギー陽子の冷却時間は長い
実質冷えない 銀河団内に蓄積する


銀河団衝突で加速される場合、衝突のたびごとに蓄積される銀河団ガスの圧力の数１０％に達するかもしれない
過去の merging history
 加速メカニズム、効率

電子と違い陽子は直接観測することができない高エネルギー陽子の観測
高エネルギー陽子は熱的陽子と相互作用してパイ中間子を生成

パイ中間子は崩壊してガンマ線を出す
多くの理論予想では GLAST で観測可能

Coma Clusterからの予想されるガンマ線(Sarazin 2001)

ダークマターとガンマ線銀河団のダークマター分布

中心に向かって密度増
大もし中心に巨大ブラックホールがあると強いカスプ ニュートラリーノの対消滅の確率増大→ガンマ線
 GLASTで見える？
(Totani 2004)
Fukushige & Makino (2001)

銀河間物質と軟X線
宇宙のバリオンの大部分は105<T<107 K のガス
適当な観測装置がないためいまのところ観測されていな
い 酸素からの輝線を使って観測できる


DIOSによるサーベイ

吸収も見えるかも
Xeus/Con-X

Yoshikawa et al. (2003)

詳しくは宇宙論サイエンス班の吉川さんの発表以前から行われている研究の発展
研究テーマ


宇宙論
銀河団形成、構造形成
遠方銀河団



銀河団ガスの性質
化学進化
Cooling Flow

銀河団の構造手段


X線、SZ、重力レンズ

銀河団形成銀河団は現在形成中


周辺部にはガスが降り積もっているはず
衝撃波


電波ではそれらしいものが見えている (Radio relic)

X線のこれまでの観測は K0.5 rvir に限られている構造形成との関連


銀河団の周辺ではフィラメントに伴う銀河間物質が見えるかも→軟X線

広い視野だと有利

ただしバックグランドが低いことが求められる

銀河団と宇宙論z∼0 での cluster abundanceσ8, Ω0 …

High redshift での cluster abundance

宇宙の状態方程式、Non-Gaussianity、 銀河団進化

Mullis et al. 2004 ApJ 607 175
得られる情報の豊かさから、やはり遠方の銀河団に興味がある

X線で最遠の銀河団
CXO + VLT image ©CXC

z∼1ぐらい

今のところ強い進化は見つかっていない

光で見つかった銀河団はz∼4光に比べるとX線はまだまだ
 しかし単なる見かけ上の銀河の集まりを銀河団と見誤る可能性は小さい
RDCS1252-2927@z=1.24
Rosati et al. 2004
AJ 127 230

Collapse していな
いとX線では光らない遠方銀河団の観測（X線）
サーベイ
ROSITA、Lobster

ポインティング（撮像、分光など）


NeXT、XEUS、Constellation-X

Sunyaev-Zel'dovich (SZ)
effect遠方、近傍銀河団のガスの別の観測手段
1. 宇宙論- 距離の測定 → ハッブル定数 etc.
- 銀河団の数分布→ 密度ゆらぎの進化
2. 銀河群・銀河団物理- 内部構造、 温度分布、速度分布- ガスの加熱・冷却過程- 重力ポテンシャル- 非熱的成分- ガスの熱伝導(Grad T SZ; Hattori & Okabe 2004)

低分解能（〜1ʻ）
平均化された情報

高分解能 (〜1”）e.g. ALMA
低周波数の検出器は？

SZ + X-ray images で何ができるか？
例： RXJ1347.5-1145 @z=0.45 X線光度＆SZ強度最大
現状での最高分解能（13“）ＳＺマップ (Komatsu et al. 2001; Kitayama et al. 2004)

×内部構造の物理量
nex = (1.45 ± 0.58) x 10-2 cm-3
Lex = 250 ±190 kpc (奥行き)kTex = 28.5 ± 7.3 keV

平均成分の温度プロファイル
ISZ ∝∫n(r)T(r) dl
IX ∝∫n2(r) T1/2(r) dl
X線スペクトルによらない

銀河団ガスの性質
詳細な重元素ラインの観測(Astro-E2、NeXT)

各元素の存在比→重元素の起源
SN Ia、SNII、ハイパーノバ？

重元素放出の現場
スターバースト銀河
将来的には空間分解した分光をしてほしい

共鳴散乱
銀河団ガスは全体で optically thin だが、ラインは thick→共鳴散乱（ライン強度の銀河団半径依存性が変わる）
もしガスが乱流運動していると共鳴散乱が起きない

銀河団

ラインプロファイルがドップラー効果で広がる
散乱
ライン光子

Cooling Flow
Cooling Flow 問題


銀河団中心部ではガスの冷却時間は短いのに冷えているガスがない
何らかの加熱が行われている

X線で見たペルセウス座銀河団の中心部

AGN

AGNは最も有力とされている加熱源
難点も多い(例、Tsunamimodel; Fujita et al. 2004)

放射冷却を妨害→銀河の質量の上限(cD銀河） X線放射、電波放射、乱流から加熱源、加熱メカニズ
ムが分かるかもしれない

Fabian et al. (2003)

重力レンズと銀河団の構造
重力レンズは銀河団の構造を調べるのに最適仮定によらない
 一つ一つの銀河団の重力構造が中心から外周部まで調べられている


広視野望遠鏡

銀河団内の細かい構造（Subhalo）についても情報が得られている多数の銀河団について統計的に調べる段階へ
Broadhurst et al. (2004)

重力レンズとX線で調べる銀河団のダイナミクス
ガスの分布と重力分布がずれている
ダークマターの衝突断面積に制限（Markevitch et al.
2004)
弾丸銀河団:z=0.296 WL DM map+X-ray images
X-ray image

1E 0657-558

Clowe et al. (2004)
Markevitch et al. (2004)

まとめ１
X線非熱的放射

サイエンス
銀河団ガス中での粒子加速メカニズムを明らかにする
銀河団ガス中での磁場の起源を明らかにする

関連するプロジェクト
Integral, Astro-E2, NeXT （やはり空間分解してほしい）

X線の熱的放射

サイエンス
乱流、衝撃波→ 銀河団ガス中での粒子加速メカニズムを明らかにする
cooling flow→ 銀河の上限の質量はどう決まっているか
銀河団進化→ 遠方の銀河団は標準構造形成論に従って進化しているか
化学進化→ 銀河がどう進化してきたか

関係するプロジェクト
ASTRO-E2, NeXT, ROSITA , Lobster, XEUS、Constellation-X
ガスの速度場マップがかけるとうれしいまとめ２
電波非熱的放射（X線非熱的放射と相補的）

サイエンス
銀河団ガス中での粒子加速メカニズムを明らかにする
銀河団ガス中での磁場の起源を明らかにする

関連するプロジェクト
SKA（低周波高感度を目指すべし）

γ線放射


サイエンス
高エネルギー陽子→ 銀河団ガス中での粒子加速メカニズムを明らかにする
ダークマターの検出

関連するプロジェクト
CANGAROO-III, GLAST, AGILE, MEGA （まずは検出！）

重力レンズ


サイエンス
ダークマター分布-> CDM モデルの検証
銀河団のダイナミクス（他波長の観測との組み合わせ）広視野望遠鏡

まとめ３
銀河間物質


サイエンス
missing baryon→ missing baryon は標準構造形成論が予言するように存在するか。

関係するプロジェクト
DIOS, MBE, DUO, XEUS, Constellation-X

Sunyaev-Zel'dovich (SZ) effect

サイエンス
銀河団の進化→遠方の銀河団は標準構造形成論に従って進化しているか銀河団の構造→ 銀河団衝突時にガスの物理量がどう変化するか。構造形成の実態
ガスの成分分析→銀河団ガス中のバブルの中身は熱的ガスか、非熱的ガスか。バブルの起源はガスが運ぶ熱の流れ

関係するプロジェクト
ALMA