電波銀河CygnusAのホットスポットにおける硬X線放射機構

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(1)電波銀河 CygnusAのホットスポットにおける硬 X線放射機構本田康子. E m i s s i o nmechanismo fhardX r a y si nt h eh o t s p o t so fCygnusA YasukoHonda. HardX r a ye m i s s i o n swered e t e c t e di nh o t s p o t soft h eb r i g h tr a d i og a l a x y ，CygnusA.Thesee m i s s i o n sa r es t r o n g l y p o l a r i z e dandr e g a r d e da st h es y n c h r o t r o nr a d i a t i o nfroma c c e l e r a t e de l e c t r o n s .Thes t r u c t u r eo fh a r d n e s sr a t i o so ft h e however ，i sn o tc o n s i s t e n tw i t ht h es t a n d a r dr a d i a t i o nmode . l1s u g g e s tt h em u l t i p a r t i t eo b l i q u es h o c kmodelt o h o t s p o t s，仕o nX r a y企e q u e n c l e s . a c c o u n tf o rl i m b b r i g h t e n e dh o t s p o t sande s t i m a t et h es y n c h r o. Keyword. r a d i og a l a x y-h o t s p o t-a c c e l e r a t i o n-o b l i q u es h o c k-m a g n e t i cf i e l d. 1.はじめに. スポットの成因として、次のようなモデルが考えられてい. 銀河系外には、電波領域で高い活動性を示す銀河が多数. る。即ち、中心天体から噴出したプラズマ・ジェットが終. 存在し、電波銀河と呼ばれている O 近年、多波長観測技術. 端部で周辺物質と相互作用して、前方の bows h o c k，後方. の発達に伴い、多くの電波銀河で赤外・可視・紫外. . x線. の Machs h o c kという二重衝撃波を形成する. 3 )。これらの衝. にわたる広帯域の輯射スベクトルが観測されるようにな. 撃波において、宇宙線粒子の加速が行われ、加速された粒. った。本稿では、極めて明るい巨大電波銀河 C y g n u sA に. 子が電波から X 線領域にかけてシンクロトロン放射や逆. 着目し、特に X線領域の放射機構について考察する O. コンプトン散乱による放射を行う. 4 )，5 ). 2. CygnusAのホットスポット 2 . 1 電波・ X線領域の観測図 l ( a )に超大型干渉電波望遠鏡群 VLA( V e r yL a r g e Arr a y )で、観測された C y g n u sAの電波領域の構造を示す 1)。. 中心部に見られる小さな光点が銀河中心核のブラックホール周りの降着円盤で、両極方向に極めて細長く収束したジ、エツトが噴出し、終端部で「電波ロープ」と呼ばれる巨大な広がりを見せている O ジェット終端部からこの電波ロープ内にかけては、ホットスポットと呼ばれる幾つかの光点が見られる O 図l ( b )に X線天文観測衛星 C h a n d r aで撮像された C y g n u s A の X 線領域の構造を示す 2)。これらを比較すると、ジェ. ( a )VLAによる撮像. ット終端部においては、電波と X 線でほぼ同じホットス. 牢近畿大学工業高等専門学校総合システム工学科情報系. ( b )C h a n d r aによる撮像. 図 1 電波銀河 C ygnusAの構造. ポットの構造が見られることが分かる O このようなホット. 2 . 2 ジェット終端部の構造 CygnusAのジェット終端部の模式図を図 2に示す 6)。前. -51-.

(2) 方には bowshockと呼ばれる衝撃波が形成され、銀河間物質と衝突して加熱・圧縮され、圧縮された物質が電波ロープ内へと膨張している。後方には Machshockが形成され、. HR= 互二三 H :photoncou凶 (2.0・8.0keV) H +S S: photonc o u n t( 0 . 3-2 . 0ke V). ジ、エツト内部へ進行し、ジ、エツトの駆動エネルギーを宇宙. 図 3に、ホットスポット N Bの X線光度に HRを重ねて示. 事室粒子と磁場に等分配している O. す。図の濃淡は HR強度を、輪郭は X線強度を表している O. このジェットの東側ロープのホットスポット A ・ D から. 明るい(薄い)色の部分が HR強度の強いところに対応す. は強く偏波したべき関数型スペクトル放射が観測され、加. るので、図より X線強度のピークは HRのピークと一致し. 速粒子のシンクロトロン放射起源であることは疑いない. ないこと、即ちホットスポットの外側に硬い(高エネルギ. とされている。また、電波スベクトルの breakからホット. ー)構造が広がっていることが分かる O 前述の SSCmodel. . 1mGと推定される。これはレントスポットの磁場は約 0. によると、ホットスポットの内側が外側よりも hard な構. ゲン衛星 ROSATによる X 線解析から得られる値とも、等. 造になるはずであり、理論的な予測とも一致しない。. 分配を仮定して得られる磁場の値ともよく合っている O こ. D は等分配仮のことより、 CygnusAのホットスポット A ・説の成立する標準的な天体であり、 SSC(Synchro仕onS e l f Compton:シンクロトロン自己コンプトン)model でよく. 説明できると考えられている. 7 )， 8 )。ここで、. SSCとは、活. 動銀河核の轄射スペクトルを説明する典型的なメカニズ、ムであり、天体で加速された電子のシンクロトロン放射が X 線領域のピークを形成し、このシンクロトロン放射によ. り提供された光子が加速電子により逆コンプトン散乱を受けることによってガンマ線領域のピークを形成する、と考えるモデルである D. 図 3:ホットスポット N Bの X 線強度と HR. I G阿 -. 3 .M u lti p a r ti t e斜め衝撃波モデル. To Cor~. そこで、私は 2 0 0 4 年に提案した m u l t i p a r t i t eo b l i q u e shockmode19)に基づいて加速電子の最大エネルギーと X線. Jet. 放射の振動数を計算し、この現象の説明を試みた。このモ To 口bserver 、. デルでは、 1つのホットスポット内にアルフヴ、ェン波の乱流スケールで許される様々な大きさの衝撃波が複数個存. 1. 1. 在すると考える O ホットスポットの外縁部に内側領域よりも大規模な衝撃波が形成され、そこでより高エネルギーまでの粒子加速が行われていると考えれば、 CygnusA のホ. ~. ットスポットにおける HRの構造を説明できる O. 図 2:ジェット終端部の模式図. 3. 1 ホットスポット Aの物理パラメータ CygnusA のホットスポット A における必要な物理パラ. 2. 3 ホットスポットの HR しかし、 1999年に打ち上げられた最新の X 線天文観測. メータを様々な観測から以下のように仮定する O. 衛星 Chandraでより高い空間分解能の解析を行うと、各ホットスポットの HardnessR a t i o(HR)の構造をうまく説明できないことが分かつた。ここで、 HRは次式で定義される量で、対象領域の「硬さ(高エネルギー度 ) J を表す。. : : : :O 衝撃波速度: U1 : . 4 c (c :光速). : : : : :0 . 3 mG 磁場強度: B 閉じ込め領域の大きさ. -52-. R. 巴SC : : : : :. 2 kpc.

(3) スベクトル指数. S y~ V-O.55 ( v三Vbr). スペクトル指数. :SvzV-105(V>Vbr). カットオフ振動数. となり、これは逆コンプトン散乱の冷却時間と比べて 2桁ほど短い。. 4.計算結果加速電子のシンクロトロン放射の振動数を計算した結. 1 3. Vc > 1 0 Hz. 果を図 4に示す。横軸に最大共鳴旋回半径 ( ホットスポッ 0. 衝撃波の速度から、斜め衝撃波の角度限界が 66 以下. トの大きさで制限される )、縦軸にシンクロトロン振動数. と求まる O また、 1kpc=103pc，1pcキ 3. 1XI 018cmである。. をとり、磁場をパラメータとしてプロットした O 磁場が. 0. 0 1mG以上では旋回半径に関係なく、シンクロトロン放. 3 . 2 斜め衝撃波の加速と共鳴散乱理論. . 0 0 1mGになると、旋射のみで加速が制限され、磁場が 0 回半径の小さいところでは加速領域への粒子の閉じ込め. 斜め衝撃波とは、波面の法線が磁場と斜交するような衝. が効いてくることが分かる O. 撃波で、波面の法線が磁場と平行になる平行衝撃波より効率的な加速が起こると考えられている. 1 0 )。. また、等分配磁場を仮定し、磁場の傾角を横軸にとってシンクロトロン振動数をプロットすると、傾角が大きくな. 斜め衝撃波による電子の加速時間は次式で表される O. ∞S 2 θ +坐 2~1. φ ごと.. t _ _=. 2. U1. るにつれて加速効率が上がるため、放射の振動数も上昇す. +. 0 この効果は、旋回半径の最大値ることがわかる ( 図 5). 1+ηL 2 r-1 rc o s 伐+r3s i n2伐/ ( 1+η2) 2 2 2 ( c o s 伐+r s i n 伐)3/2. 2k p cのとき、 θ166 でが小さいほど顕著で、有二0. 、 ν 0. 1. ~2 .3 keVをとる O. l .E +05. r g = E e I ( e J 1 )は加速された電子 ( 電荷 ξ エネルギ E e ) の旋回半径で、マ =A 1/ 1 r gは、旋回半径で規格化ここで、. Urad=3X1 0 -11e r g c m -3. l .E+ 04. i -2句c. した粒子の平均自由行程 ( 磁場に平行な成分)を表す。ス. 号 1.E+03. ペクトル I ( k ) = k -5/3の Kolmogorov乱流を仮定すると、 A 1 1. ~ . . . .. 、. =(rg1 2 b )(r g ， m回 I r g ) 2 / 3と書けるここで bは乱流の磁場. b. O. ~ 1 . E+02 ω. に対するエネルギー密度の比を表す。粒子の旋回半径が系. 2 0同. のアルフヴェン波の波長と同程度になると、共鳴散乱が起. ~ l .E +Ol. 同. こり、効率的な加速が期待される。 l .E+OO. 3 . 3 エネルギー損失過程. l .E O l. 加速された粒子のエネルギーは最も有効な冷却過程に. l .E ・ 0 1. l .E 0 2. l .E+ OO. l .E+Ol. Maximumr e s o n a n tg y r o r a d i u s[ k p c ]. より、制限される O ここではまず、どの過程が寄与するか. 図4 :加速電子のシンクロトロン振動数. を考えるために、主要なエネルギー密度の比較を行う O まず、ホットスポットの内部放射のエネルギー密度を考える。これは、最も支配的と考えられる電波光度らを用 3 いて UR二3LRR/(4cηキ 3X1 0 -11e r g / cm と書け. 2. 6. 1 1 )、 SSCmodel. Ur咽. における標的光子のエネルギー密度に相当する O 一方、宇宙背景放射のエネルギー密度は. U Mキ. 2 . 1 .. 1e =3X10-1 rg・ cm-3θl.m..=6 6 . 4. 0. Shock. 3 4X1 0 -13 e r g / cm とな. り、これは EC( E x t 怠m alr a d i a t i o nCompton)modelの標的光. 世. 3. 凪. 0. 6. ，. したがって、シンクロトロン放射の損失時間は. ~J ..u. σ'TYeB L.. ，，. 0. 1. ( 1 07i(_ 0 .l mG 2 r .--- Iv ~ Y 人 B ). e. ~ 3x10~1 一一 11. /8t1. ~ 』. と書ける O これらを総合すると、磁場のエネルギー密度が. ---"-e-~. 0 γl. 2 C"1.1. 輯射のエネルギー密度を上回っており、シンクロトロン放. L_=. ，. h. u. z 曲. ( 8π)キ 3X1 0 -9 e r g / cm る磁場のエネルギー密度は uB=B/. 射が有効と考えられる O. 1/0，. 話 1 .6. 子に相当する O また、エネルギー等分配を仮定して得られ 2. ，. t8. 1 {. 》. 九1 a g n e t i cF i e l dI n c l i n a t i o n[ d e g ]. 図 5:シンクロトロン振動数の磁場傾角依存性. l .E +02. U. 円︿. FhU.

(4) 5.まとめ CygnusAのホットスポットに、 m u l t i p a r t i t eo b l i q u es h o c k model を適用し、 HRの内部構造を説明するとともに、加. 速電子のシンクロトロン放射の振動数を計算した。観測される keVスケールの X 線を導出することができた。. 参考文献 1 ) P e r l e y ，R .A . ， Dreher ，J .W. ，& Coheh，J .， . JApJ，Vo. l285 ( 1 9 8 4 )L35 2 ) B a l u c i n s k a C h u r c h， M. ， e ta ， . l MNRAS， 357( 2 0 0 5 )L6 3 ) B la n d f o r d ，R.D.& Rees，M.， . J MNRAS，Vo1 . l69( 19 7 4 ) 395 P .J .&R y l e， M.， MNRAS， Vo . 11 6 6( 1 9 7 4 )305 4 ) H a r g r a v e，. .H . ， MNRAS，Vo1 .345( 2 0 0 3 ) 5 ) B r u n e t t i，G & Mack，K L40 6 ) C a r i l l i，C .L . ，P e r l e y ，R .A . ，. &Dreher，J .H. ，ApJ，、勺 1 .334. ( 19 8 8 )L73 M.& T a k a h a r a ， F . ， MNRAS， Vo . 1349( 2 0 0 4 )336 7 ) Kino， M.O s t r o w s k i， M.， e ta ， . 1 Vo1 .357( 2 0 0 5 )L7 8 ) Church，. ， Y .S .& Honda ， M.， ApJ ， Vol .613( 2 0 0 4 )L25 9 ) Honda ， Y .S .& Honda ， M.， MNRAS， Vo . l362( 2 0 0 5 )833 1 0 ) Honda 1 1 ) C a r i l l i，C. L . ，e ta . 1， ApJ ， Vo l .383( 19 9 1 )554. υ. A告に.

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