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論文紹介 06:最近の γ 線観測と GLAST との

関連May 08, 2006

Tsunefumi MizunoHiroshima University

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(1) 初期宇宙の星生成の探査

“A low level of extragalactic background light as revealed by -rays from blazars,” Aharonian et al.

2006, Nature 440, 1018 他

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基本原理基本原理

•銀河間には、星が放射してきた軟光子 ( 赤外、可視、紫外 ) が存在•γ 線は、軟光子との衝突 ( 対生成 ) により消滅 (Stecker et al. 1992)

Blazar の銀河間吸収を測定することで、銀河間の軟光子の量、ひいては初期宇宙の星生成の量を知ることができる

E

GeVEEBL

10005.0 eV

GeV 線：可視および紫外光TeV 線：赤外光

•ブレーザーは、まっすぐ伸びるべき関数型のスペクトル

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TeVγTeVγ 線観測の特徴線観測の特徴

•近く (low redshift) の赤外光に感度•地上のチェレンコフ望遠鏡：ターゲットは少ないので、もとのスペクトルがある程度分かった、統計のよい天体が必要

•観測： HESS による 1ES 101-232(z=0.186) と H 2356-309(z=0.165)

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Extragalactic Background Light (EBL)Extragalactic Background Light (EBL)

•open symbol: 銀河からの放射•filled symbol: 銀河間軟光子の直接観測 上限値は 2 upper limit

•P1.0 は直接観測を通るモデルカーブ•ENIR は IRTS のデータを説明するための成分

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1ES 1101-2321ES 1101-232 の場合の場合

•青： EBL の影響を戻したスペクトル•赤：観測スペクトル =2.88)

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H 2356-309H 2356-309 の場合の場合

P0.45

1 TeV

•青： EBL の影響を戻したスペクトル•緑：観測スペクトル =3.06)

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考察および結論考察および結論

•Blazar の放射モデルによると、最も硬いスペクトルでべき 1.5 程度 (Malkov et al. 2001)•より近く吸収のない TeV blazar Mkn421 および Mkn501 のべきは 1.5-2.8 (Aharonian et al. 1999 Krennrich et al. 2002, Diannati-Atai et al. 1999)•赤方偏移 0.2 以下では銀河形成による進化効果も少ない

•仮定した EBL の形が実際と異なる？•観測データに感度の高い領域は 0.8-3m•特に 1-2m が peak を持つ必要

•1.4mm をフラットにしても P~0.1•2m 以上をフラットにすると int<0

P=0.55 がせいぜい。銀河間赤外光は、銀河からの放射でほぼつきているようだ ( 宇宙初期の星生成は少ない )

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GeVγGeVγ 線の特徴線の特徴

•遠くまでの可視、紫外光に感度•GLAST による観測：多数のターゲットによる統計的議論が可能

•TeVγ 線と相補的な役割

GLAST で見た場合のシミュレーション： Chen et al. 2004, ApJ 608, 686

•十分な数？ Luminosity Function•ブレーザー自身のカットオフ？ EGRET のデータ。 cutoff の z 依存性

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Luminosity Function (LF)Luminosity Function (LF)

GLAST によって検出可能な Blazar の数の赤方偏移依存性

Stecker & Salamon (1986)FSRQs(flat-spectrum radio-loud quasars) と同じ LF

Chiang & Mukherjee (1998)

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BlazarBlazar のスペクトル自身のカットオフのスペクトル自身のカットオフ

•EGRET による観測： =2.15+-0.04 (Mukherjee et al. 1997)•50 GeV でのカットオフのある場合とない場合

•10 GeV 以上と 1 GeV 以上のフラックスの比の z 依存性

なるべく Blazar 自身のスペクトル、カットオフに依存しない方法で EBL を評価

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SimulationSimulation 結果結果 (1)(1)

EBL by Salamon & Stecker (1998)

EBL by Primack et al. (1999)

Stecker & Salamon (1996) の Luminosity Function 。カットオフなし

EBL なし

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SimulationSimulation 結果結果 (2)(2)

EBL by Salamon & Stecker (1998)

Primack et al. (1999)

Chiang & Mukherjee (1998) の Luminosity Function 。カットオフなし

EBL なし

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SimulationSimulation 結果結果 (3)(3)

EBL by Salamon & Stecker (1998)

Primack et al. (1999)

EBL なし

Chiang & Mukherjee (1998) の Luminosity Function 。カットオフ有り

Blazar の放射スペクトルにかかわらず、 EBL のモデル間の違いを区別可能

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(2)γ 線で探る銀河系内の宇宙線分布

“Discovery of very-high-energy -rays from the Galactic Center ridge,” Aharonian et al. 2006,

Nature 439, 695 他

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基本原理基本原理

2

1 m

2

1 m

•陽子と物質との反応による pi0 の崩壊： 70 MeV の γ 線 ( 重心系 )陽子加速の直接証拠

•陽子のスペクトルをトレース陽子のスペクトル測定

•宇宙線の量と物質の量に比例宇宙線と物質の分布にせまる

2m

Log(E)

EGRET による全天マップ(E>100MeV)

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これまでの観測これまでの観測

SAS-II および COS-B による銀河中心からの拡散ガンマ線放射

制動放射(EB)

Pi0 崩壊(NN)

逆コンプトン(IC)

0.1 1 10 (GeV)

E2*F

lux

高銀緯6<|b|<10 度

中銀緯(2<|b|<6 度 )

銀河面(|b|<2 度 )

銀河中心方向Vs.

反対方向

0.1 1 10 GeV(Hunter et al. 1997)

•SAS-II および COS-B:陽子崩壊由来のハンプ構造

•EGRET:太陽系近傍の陽子スペクトルからの予想を上回る放射 (GeV excess)方向によるスペクトルの違い

GLAST により、宇宙線と物質分布の理解が進むと期待される

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TeV γTeV γ による、銀河中心イメージによる、銀河中心イメージ (1)(1)

Sgr A*

G0.9+0.1(SNR)

CS による分子ガス密度のコントア

•銀河系内の宇宙線と物質分布の理解は、 GLAST により進むと期待される•では特定の領域で、いま何が分かったか？の例が今回の論文

Sgr B( 巨大分子雲 )

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TeV TeV γγ による、銀河中心イメージによる、銀河中心イメージ (2)(2)

TeV γ 線分布

|b|<0.2 度での銀経分布

陽子が 104 年で拡散した場合の予想分布

CS による分子ガスの分布

最近の超新星爆発による γ 線放射？

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エネルギースペクトルエネルギースペクトル

•太陽系近傍の陽子スペクトルを仮定した場合： Γ~2.75•銀河中心領域： Γ~2.3•全放射エネルギーは~1050erg/s (SNR の 10%)

104 年以内の、単一の SN 。 SgrA east?

電子による IC の可能性は低い：光子および磁場密度から、 120 年程度でエネルギーを失う

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GLASTGLAST による局所銀河群中の銀河の観測による局所銀河群中の銀河の観測

Pavlidou & Fields 2001, ApJ 558, 63

•観測された SN rate および物質量から、 γ 線フラックスを予想•LMC, SMC, M31 および M33 からの検出が期待

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まとめまとめ

•初期宇宙の星生成：GeV/TeVγ 線の吸収から、初期宇宙の星生成量を探る最近の TeV γ の観測から (2 天体 ) 、赤外光は銀河由来でほぼ説明がつく ( ようだ )可視、紫外の系統的研究： GLAST による ~10000 の Blazar の観測

•銀河系内の宇宙線分布：70 MeV のハンプ：陽子加速の直接証拠。宇宙線と物質分布を探るSAS-II, COS-B,EGRET による観測。 GLAST による詳細観測TeVγ で、銀河中心からの超過成分：最近の SN?GLAST により、他の銀河の観測も可能に