銀河団、銀河間物質:
将来計画とシミュレーション
滝沢元和
(山形大学理学部)
目次
銀河団研究の意義
„ 乱流
„ 磁場
„ 高エネルギー粒子
„ 銀河団周縁部
„ まとめ
„
銀河団研究の意義:
様々な観点から
„
天文学的意義
„
„
„
„
„
構造形成の(観測可能な)現場
宇宙論と銀河天文学のはしわたし
銀河にとって極限的な環境(Our galaxy の対極)
銀河、AGN等の過去の活動の保管庫
(宇宙線、電波ローブ、重元素 etc)
物理学的意義(宇宙は物理の実験室)
„
„
理想的な無衝突プラズマ(超希薄、等方的)、境界効果もほとんどな
し。
重力理論、暗黒物質の天然の実験場
銀河団内の乱流
Coma cluster中心部の圧力分布。
Schuecker et al. 2004
•構造形成のシミュレーションを見る
限り、銀河団内は乱流状態。
•ダイナモによる磁場生成、粒子加
速、熱や重元素の輸送
•Coma cluster でのP分布:
Kolmogolov乱流とconsisitent
•次世代のX線分光では充分観測
可能(Astro-E2, NeXT )
•ただし、銀河団内の代表的な場所で
だけ(視野が狭い)。
Sunyaev et al. 2003:
鉄輝線のひろがり具合の予想
点線(thermal のみ)、
実線(gas motion こみ)
どこでどうやって乱流がおきてい
るのか?
•構造形成のシミュレーションを見る限り当然のようにおこるが、具体的に何
がおきているのかいまいちよくわからない。
•理想化(単純化)した状況で生成過程、構造にせまる高分解能simulationが
重要
•Shear flow、揺らぎの問題──→格子法が有利
•hydroだけでいいのか?
Kelvin-Helmholtz 的
Rayleigh-Taylor的
Takizawa (2005) in preparation
cooling がessential?
Fujita et al. (2004)
磁場(1)
•平均的には多分Pgas∼100 Pmag ダイナミクスにはきかない?しかし、乱流生成
や粒子加速に直接関わる部分ではそうでないかもしれない。
•MHD simulation は避けて通れない道。
磁場あり
磁場なし
Moving substructure
周囲の温度分布
Asai et al. (2004)
•磁場によるKH不安定性や熱伝導の抑制(境界面は磁力線が集めら
れやすい)
•磁気リコネクションによる粒子加速
磁場(2)
MHDだけでいいのか?
•ワイベル不安定性による磁場生成
(プラズマ運動論的効果)
•速度分布の非等方性Æ磁場生成Æ
逆カスケードÆ大局的磁場へ?
•温度勾配によっても類似の状況が
生じる (Okabe&Hattori 2003)。
ワイベル不安定性による磁場の成長
逆カスケードでより大局的な磁場構造へ
(Lee & Lampe 1973, Phy Rev Lett 31,1390)
•粒子加速の素課程
(波動との相互作用など)
高エネルギー粒子
•銀河団 radio halo (B∼μG+Ee∼GeV)
•磁場強度分布?高エネルギー電子分布?
•起源?加速過程(衝撃波?乱流?その他?)
•スペクトルインデックス分布は非一様、非球対称
A2319:X線イメージ(グレースケール)
20cm電波(等高線)
Govoni et al. 2001
•SKA
•6-30倍統計が増える(Ensslin & Rottgering 2002)
•z依存性の議論も
•Astro-E2
•Beppo-SAXでの硬X線 検出 の検証
•NeXT
•硬X線での信頼度の高い検出
•磁場強度分布、高エネルギー電子分布
A665:電波スペクトルインデックスmap
赤:flat 青:steep
Govoni et al. 2001
•GLAST
•MeV領域でComaは受かるかも
•陽子、イオン成分の貴重な情報
Radio image
Shock compression
Miniati et al. (2002)
EUV
Hard-X
高エネルギー粒子:
ダイナミクスとのリンク
•時間進化、空間分布を考えるには
dynamics とのリンクが必要。
•N体+hydroのsimulationに加速過程
をモデル化して組み込む。
•構造形成シミュレーション+衝撃波加速+簡
易スペクトラム(energy bin ∼10)
(Miniati達の一連の仕事)
•Merger Simulation + 衝撃波加速+非熱的電
子スペクトル (Takizawa & Naito 2000)
Radio
Merging cluster での非熱的放射強度の時間進化
Takizawa & Naito (2000)
•乱流加速をどうモデル化するか?
•Cluster 自身のサイズ∼1024cm
•GeV電子の加速に関わる波長∼1014cm
銀河団周縁部(1)
ダークマター
銀河間ガス
(105K)
銀河
銀河団ガス
(107K)
Yoshikawa et al. (2003)
•Dark haloに物質が降り積もっ
ているところ、まさに構造形成の
現場
•銀河団ガス(∼107K)への
加熱過程
•銀河の形態変化
• missing baryon
• WHIM(∼105K)
銀河団周縁部(2)
„
観測手段
WHIM: 酸素輝線(DIOS)
„ 銀河団の外側: 低BGD X-ray imager
実はASCA、SAX以上のものは計画なし?
„
„
シミュレーション手法
低密度領域での衝撃波伝播 (格子法有利?)
„ イオン化非平衡 (SPH有利?)
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まとめ
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乱流
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磁場
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„
ダイナモ:shear flow, 高精度格子法による MHD simulation
ワイベル不安定:pariticle simulationも
高エネルギー粒子
„
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„
shear flow, 高空間分解能、高精度格子法
観測的に速度場が得られれば、、、(カロリメーターアレイ?)
今後続々と新たな観測結果が
ダイナミクスとのリンク、適切なモデル化
銀河団周縁部
„
„
„
低密度領域での衝撃波伝播(格子法が有利?)
非平衡イオン化(SPH有利?)
diffuse sourceに適したミッションは? ASCA, SAX以上のもの
は?。
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銀河団、銀河間物質: シミュレーションと将来計画