論文紹介_2006-05-08.ppt
論文紹介06:
最近のγ線観測とGLASTとの関連
May 08, 2006
Tsunefumi Mizuno
Hiroshima 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 g-rays from blazars,” Aharonian et al.
2006, Nature 440, 1018 他
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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)
E EBL
 1000GeV 
 eV
 0.5  


E
g


GeV g線:可視および紫外光
TeV g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
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
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TeVγ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)
•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2s 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 1101-232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
(G=2.88)
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H 2356-309の場合
P0.45
•青:EBLの影響を
戻したスペクトル
•緑:観測スペクトル
(G=3.06)
1 TeV
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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0.8-3mm
•特に1-2mmがpeakを持つ必要
•1.4mmをフラットにしてもDP~0.1
•2mm以上をフラットにするとGint<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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GeVγ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)
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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Blazarのスペクトル自身のカットオフ
•EGRETによる観測:G=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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Simulation結果(1)
Stecker & Salamon (1996)のLuminosity Function。カットオフなし
EBLなし
EBL by Salamon & Stecker (1998)
EBL by Primack et al. (1999)
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Simulation結果(2)
Chiang & Mukherjee (1998)のLuminosity Function。カットオフなし
EBLなし
EBL by Salamon & Stecker (1998)
Primack et al. (1999)
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Simulation結果(3)
Chiang & Mukherjee (1998)のLuminosity Function。カットオフ有り
EBLなし
EBL by Salamon & Stecker (1998)
Primack et al. (1999)
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 g-rays from the
Galactic Center ridge,” Aharonian et al. 2006,
Nature 439, 695 他
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基本原理
•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
EGRETによる全天マップ(E>100MeV)
•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
Log(E)
m
g  (1   
2
m
2
g  (1    
m
2
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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
銀河中心方向
Vs.
反対方向
E2*Flux
制動放射(EB)
高銀緯
6<|b|<10度
Pi0崩壊(NN)
中銀緯
(2<|b|<6度)
逆コンプトン(IC)
0.1
1
10 (GeV)
•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
銀河面
(|b|<2度)
0.1
1
10 GeV
(Hunter et al. 1997)
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TeV γによる、銀河中心イメージ(1)
•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
CSによる分子ガス密度のコントア
Sgr A*
G0.9+0.1(SNR)
Sgr B(巨大分子雲)
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TeV γによる、銀河中心イメージ(2)
|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
TeV γ線分布
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
•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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GLAST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
•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
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