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ガンマ線(と可視光)で見る宇宙

水野 恒史

広島大学理学部 物理科学科

高エネルギー宇宙研究室

@岡山大学「量子の世界と宇宙」

2009年10月30日(金)

Fermiガンマ線衛星 _{「かなた」望遠鏡}

Contents (目次)

1. 高エネルギー光子による宇宙観測

2. Fermiガンマ線衛星と「かなた」可視望遠鏡

3. 最新の成果の紹介：可視望遠鏡

4. 最新の成果の紹介：Fermiガンマ線衛星

5. まとめ

(1) 高エネルギー光子によ

宇宙観測の意義 (1)

V. Hess, 1912

•

人類は宇宙を観測することで、生活に役に立つ、あるいは科学の進

歩に寄与するさまざまな知見を得てきた

 実用的な物

 時刻を計る (日時計；太陽の運行。バビロニアBC2000頃)

 暦の発明 (星の運行。エジプトBC4000年頃)

 (比較的)純粋科学に近いもの

 万有引力の発見、検証 (惑星の運動)

 一般相対論の検証 (水星の軌道。重力レンズ)

Isaac Newton 1643-1727 http://www.astraea-libra.net/star/tenmon/solar_1.html

宇宙観測の意義 (1)

V. Hess, 1912

•

人類は宇宙を観測することで、生活に役に立つ、あるいは科学の進

歩に寄与するさまざまな知見を得てきた

 実用的な物

 時刻を計る (日時計；太陽の運行。バビロニアBC2000頃)

 暦の発明 (星の運行。エジプトBC4000年頃)

 (比較的)純粋科学に近いもの

 万有引力の発見、検証 (惑星の運動)

 一般相対論の検証 (水星の軌道。重力レンズ)

Isaac Newton 1643-1727 Albert Einstein 1879-1955 A2218 銀河団の重力で背景 銀河からの光が曲げられる ESA/Hubble

Tsunefumi Mizuno 6

宇宙観測の意義 (2)

V. Hess, 1912

•

これらの宇宙観測は、長い間可視光(目に見える光)に限られてきた

が、近年あらゆる波長域での観測が可能となった。特に、X線ガンマ

線を用いて宇宙の活動的な姿や、基礎物理学を調べるのが高エネル

ギー宇宙物理学。Fermiガンマ線衛星が昨年打ち上げられた。

M31 (銀河；星の集団) d = 780 kpc M = 7.1x1011 _Msun L = 2.6x1010 _Lsun Pulsar(高速回転する 中性子星)の想像図 1000 回転/s B ~ 1012 _G M87からのジェット(高エ ネルギー粒子の噴流) d = 17 Mpc M ~ 109 _Msun 5000 光年 ESA/Hubble

Fermi衛星以前のガンマ線観測

• 1991-2000の10年間かけて得られた昔のガンマ線マップ (銀河座標)  270個のガンマ線天体

• 画像がピンボケのため、2/3が可視光などで対応天体を絞り切れず、正体が不 明だった

from Wikipedia 四角が銀河面、真ん中が銀河中心 丸印がガンマ線天体(銀河系内、系外)

Fermi衛星以前のガンマ線観測

• 1991-2000の10年間かけて得られた昔のガンマ線マップ (銀河座標)  270個のガンマ天体 • 画像がピンボケのため、2/3が可視光などで対応天体を絞り切れず、正体が不 明だった

ガンマ線天文学の新展開

• 昨年打ち上げのFermiガンマ線衛星による９か月の観測でえられたガンマ線マップ  ~1000個のガンマ線天体(パルサーやブラックホールなど)  宇宙線(高エネルギー粒子）が星間物質と衝突してできるガンマ線 などがはっきりとらえられている。最新の観測装置により高い解像度で撮影できるよ うになったため。天体の物理量の議論が可能に。 四角が銀河面、真ん中が銀河中心 丸印がガンマ線天体(銀河系内、系外)

電磁波について

• 我々は天体からの光 = 電磁波を観測する  電場と磁場の横波  E = hc/l (エネルギーが高い => 波長が短い；粒子性が卓越) 色の違い <=>波長の違い <=>エネルギーの違い 可視光の106_倍以上 青 エネルギーの数え方。電子1個に1Vの電圧をかけて得られるエネルギーをeVと呼ぶ。 106 _{eV = 1 MeV (100万電子ボルト), 10}9 _{eV = 1 GeV (10億電子ボルト)} 電波 赤外 紫外 可視 赤 波長 (長)

Tsunefumi Mizuno 11

物理学の立場から、宇宙を科学的に

研究する学問

（地上で得られる）物理法則

宇宙観測

極限状態での検証 適用、確認

宇宙物理学(現代天文学)

観測対象(天体)の

質量、組成、温度

などを電磁波の

観測から導き出す

物理学が必要

力学、電磁気学、量子力学

相対性理論、熱統計力学

黒体放射； 温度に応じた放射 波長(nm) 光の強さ

ガンマ線の生成プロセス

e_{+ B} e + matter e _{+ h} p + matter • X線までは、主に天体の温度に対応した電磁波を出す(黒体放射)  電波：数 K(宇宙背景マイクロ波放射)、赤外線：数100 K(星間ダスト)、可視光： 1000 K-10000 K(星の光)、X線：100万度以上(ブラックホール周りの高温ガス) • ガンマ線は、高エネルギーに加速された粒子(宇宙線)が放出する => 宇宙線や周りの 環境を調べられる。 シンクロトロン放射 制動放射 p中間子の崩壊 逆コンプトン散乱 核子-核子反応で生じた p中間子生成がガンマ線 に崩壊 コンプトン散乱の逆過程 電子が光を跳ね飛ばす 電子が、磁場や物質の電場 で曲げられて放射 (時間に依存する項を含む Maxwell方程式)

(2) Fermiガンマ線衛星と

Fermiガンマ線衛星 (1)

• 米国フロリダ州 Cape Canaveral Air

Station から打ち上げ。現地時間 2008

年6月11日。

• 科学観測を8月4日に開始。

• 高度 565 kmのほぼ円軌道。1日15回 地球を回る

Fermiガンマ線衛星 (2)

LAT検出器 • 20 MeV to >= 300 GeV • FOV: 2.4 sr • 高エネルギーガンマ線の撮像 • 日本も大きく貢献 GBM検出器 • 8 keV to 40 MeV • FOV: 9 sr • 突発現象をとらえる パルサー、ブラックホール、 ガンマ線バースなどを観測

広島大学のアプローチ=「かなた」可視望遠鏡

• ガンマ線だけでは天体の正体が分からないこともある  様々な波長の光で観測することが重要 • 国立天文台より望遠鏡を移管。指向性能を５倍に改善。 1.5mクラスとしては最高 レベルの駆動性能 5度/秒 大学キャンパスと 天文台とは車で20分 高いアクセシビリティ

「かなた」の主な観測対象

• ブラックホール天体

• ガンマ線バースト

• 超新星

• 矮新星、古典新星

数十秒で暗く見えなくなって

しまう天体もある

⇒これまでは観測が困難だった

宇宙における高エネルギー現象

の多くは一過性の突発的現象

Fermi衛星と連携、あるいは独自の観測で成果を出す

爆発後 爆発前 M51の超新星(© Cosmotography) Illustration: NASA/D.Berry ガンマ線バーストの 空想図

(3) 最新の観測成果：

恒星の進化と超新星

（© 粟野、福江ほか スペクトル博物館） 時間とともに進化 超新星爆発

• 白色矮星、中性子星：星の進化の果てにできる高密度な星

• 超新星：重い恒星または白色矮星が吹き飛ぶ大爆発

核爆発型（Ia型）超新星

• 白色矮星の爆発 • どの核爆発型超新星も同じような明るさ

核爆発型超新星は、白色矮星が連星系をなし、降

着によって限界質量に達したときに起こす大爆発

• 白色矮星の爆発によるものをIa型と呼ぶ • どの核爆発型超新星も同じような明るさ。銀河までの距離を測ったり、宇宙膨 張(ハッブルの法則)の測定に利用される。

Tsunefumi Mizuno 21

「

限界」を超えた超新星爆発？

SN 2009dc

• 2009年4月9日にアメリカのグループが発見 • 広島大学かなた望遠鏡でフォローアップ観測 • 県立ぐんま天文台、岡山天体物理観測所、鹿児 島大学天文台、すばる望遠鏡などでも観測

明るさが太陽の約80億倍に達し

たことを発見

（通常のIa型超新星の2倍以上

の明るさ）

史上最も明るいIa型超新星

時間 明 る さ これまで最も明るかった物 通常の場合

日本天文学会における記者発表の掲載紙面

その他、朝日新聞、産経新聞、中国新聞、ＮＨＫニュースほか 距離の指標、恒星の進化モデルの見直しの可能性

「かなた」のその他の観測対象

超巨大ブラックホールからの

ジェット(ブレーザー)

• マイクロクェーサー(恒星質量ブラッ クホールからのジェット)  クエーサーやガンマ線バース トとの類似性、スケールの差異

ブラックホールに周辺物質が落ち込むことにより、光

速に違いジェット(物質の噴流)を形成

観測、データ解析に大学院生が日々活躍

(4) 最新の観測成果：

宇宙線とは

V. Hess, 1912

• ほぼ光速で運動する高エネルギー荷電粒子の総称。1912年に発見。_{• 手のひらサイズで1秒間１個程度、我々の体を突き抜けている。} • 高いエネルギーを持つ。1018 _{eV以上は超高エネルギー宇宙線と呼ばれ、物理学、天文} 学的に重要な研究対象(地上の加速器は1013 _eV程度) • 1015 _{eV程度までは、銀河磁場に閉じ込められている (銀河宇宙線)。大きなエネルギー} 密度をもち、星の光のエネルギーと同程度。 Hessの気球実験 空(宇宙)から高エネルギー粒子 (宇宙線)が来ていることを実証

宇宙線の銀河系内での分布や、宇宙線を生み出す天体を調べ

ることが、ガンマ線観測の主目的のひとつ

Fermiガンマ線衛星が見た宇宙

• 1年弱で~900個のガンマ線天体  銀河面には多数のパルサー(高速回転中性子)、超新星残骸の候補  高銀緯では、無数の活動銀河核(巨大ブラックホールからのジェット)  いずれも、宇宙線を生成しガンマ線で光る • これらガンマ線天体の背後には、宇宙線と星間物質の反応で生じるガンマ線 =>ガンマ線は、銀河を満たす宇宙線、およびそれらを作り出す”エンジン”を調べ る強力な手段 銀河面天体：パルサー、超新星残骸など 高銀緯天体：超巨大ブラックホール

(4-1) 銀河系のガンマ線天体：

パルサーと超新星残骸

• 太陽の10倍程度以上の質量をもつ星は最終的に(II型)超新星爆発を起こし、  重元素および莫大なエネルギーを放出  中性子星(パルサー)もしくはブラックホールを残す • 爆発の痕跡が超新星残骸。膨張過程で、銀河宇宙線を作り出す。 • パルサーは回転運動によりさらに宇宙線を生成

パルサー、超新星残骸ともガンマ線の重要な観測対象

（© 粟野、福江ほか スペクトル博物館） 超新星爆発

• 中性子(フェルミ粒子)の縮退圧で重力を支える  太陽と同程度の質量が半径10 kmに凝縮  自転周期： 1 ms ~ 10 s (角運動量保存；サイズが小さいと回転が速い) 表面磁場： < 104 _{~ 10}11 _T (磁束の保存;サイズが小さいと磁場が強い)

• 1967年：Bell & Hewishにより発見  回転する中性子星からの規則正 しいパルス信号を電波で検出。理論 上の産物にとどまっていた中性子星 の存在を証明。  1974年にノーベル賞受賞

パルサー(中性子星)とは

なぜパルス(周期的な電磁波放射)を出すのか？

パルサーからの電磁波

• 電波では1800天体が知られる一方、ガンマ線は６例しか検

出例がなく、

ガンマ線がどこからくるのか不明だった

• 中性子星は完全な導体  磁場中を導体が回転すると、~1015 _Vもの巨 大な起電力が生じる。  加速された電子が磁場に巻きつくようにして 運動。加速度を受け電磁放射。  回転軸と磁極の向きが異なると、パルサーと なる (磁極が我々の方を向いたときに見える) 電波の放射領域 ファラデーの発電機。ローレンツ力 で回転軸に電子が、円盤の端に 正の電荷がたまる => 起電力

http://www.nasa.gov/images/content/300646main_pulsarmaplabeled2_HI.jpg ガンマ線でのみ光るパル サーの存在；電波パルスは 我々の方を向いていない？

Fermi衛星で検出されたパルサー

全数： 46 パルサー • これまで知られていたもの： 6 • 若い電波パルサー： 16 • ガンマ線データからパルス探査： 16 • ミリ秒パルサー(リサイクルパルサー)： 8

• エネルギーによってガンマ 線のパルス波形が変化。 • ガンマ線パルスは電波より も遅れる。 • 電波には、第一パルスが 見えない • ガンマ線の放射領域は、 電波とは異なるらしい。 パルス波形（エネルギー帯域ごと）

電波でも明るいパルサー (Vela: P=89 ms)

X線 電波 パルスの周期 (回転に対応) ガンマ線 (低エネルギー) ガンマ線 (高エネルギー)

• 青印がFermiによって得られた エネルギー分布。緑は昔の観測 (精度が悪かった)。 • スペクトルは、 3 GeV付近に指 数関数的な折れ曲がりを持つ。 • 折れ曲がりは加速された電子の エネルギーの上限を示す。もしガ ンマ線放射が磁極付近であれば、 強磁場中での電子陽電子対生成 により、ガンマ線が吸収され、より 強い折れ曲がりになる。 • 他のガンマ線パルサーでも同様 な結果。 ガンマ線放射のエネルギー分布 0.1 1 10 エネルギー (GeV) Fermi EGRET(昔の衛星) 理論モデル

電波でも明るいパルサー (Vela: P=89 ms)

ガンマ線は、電波より外側の磁場の弱い領域で放射される

ガ ン マ 線 の 強 度 仮にガンマ線が磁極 付近で作られた場合

Fermi衛星で分かったパルサーの姿

従来のモデル 電波、ガンマ線とも磁極付近から 新しく確立した描像 電波は磁極付近か ガンマ線は外側から • この1年間で46天体ものガンマ線パルサーが検出。うち16個は他波長では知 られておらず、ガンマ線で発見された。 • パルス波形、エネルギー分布から、ガンマ線放射領域が電波のそれとは違うこ とが分かった。 • 電波観測ではつかまらない多数のパルサーが隠れている。 パルサーの進化、銀河宇宙線への寄与、銀河系での超新星爆発の歴史を調 べる上で、ガンマ線観測が力を発揮。 その他、超新星残骸からのガンマ線を初めて検出などの成果

(4-2) 銀河系外のガンマ線天体：

宇宙物理学におけるBlack Hole (1)



/



km

0

.

3

/

2

2 _sun s

GM

c

M

M

r





• ブラックホールとは

 Einsteinの一般相対論で得られた概念。質量Mの周りに

なる事象の地平線が存在し、光すら(つまり、あらゆる信号が)逃

げ出せない。よって黒い穴(Black Hole; BH)。r

_s

は

Schwarzschild radiusと呼ばれる。(見たことないけど)多分こん

な感じ。

http://www.jaxa.jp/article/interview/no7/p2_j.html

• BHには、でき方、質量に応じて色々ある。

 始原BH: 初期宇宙の密度揺らぎでできるとされるBH。小質量。Hawking 輻射により_{γ線を出すと予想される。}  恒星質量 BH: 星の進化の終末、超新星爆発に伴いできるBH。 M~10M_sun  超巨大 BH: 銀河の中心にある。M=106_-109 _M sun

• 特に銀河の中心の超巨大BHは、物が落ち込む際に莫大なエネ

ルギー(重力エネルギー)を解放し、あらゆる波長で明るく輝く。これ

が活動銀河核。ジェットを伴うことも多い。

5000 光年 M87(宇宙ジェットの例)

宇宙物理学におけるBlack Hole (2)

ガンマ線でみる超巨大BH

• 超巨大BHからはジェット(物質の噴流)が出ることも多い  ジェットがなぜできるのかは大事なテーマ。超高エネルギー宇宙線の源 とも言われる。 ジェットをどの方向から見るかで、天 体の見え方(どの波長で明るいか、時 間変化の仕方、など)が異なる

これまでは、ジェットが我々の方向を向いているものしかガンマ線

で観測できず、限られた天体しか議論できなかった。

• ガンマ線は、電子が光を跳ね飛ばす逆コンプトン散乱で生じる。 • ジェットが我々の方を向いていると、放射がジェットの向きに集中する相対論 効果のため、~1000倍に増幅。ガンマ線で強く輝く。

Fermiガンマ線衛星で見た電波銀河

• １年の間に、３つの電波銀河(ジェットが横を向いている)からガンマ線放射を 発見。

• 天体の種類(ジェットの向き)によらず、超巨大BHからの放射を研究できるよ うになった。

• 電波で明るい電波銀河。ジェットは40度ほどずれている。 • 30年以上前にガンマ線で検出の報告があるが、1990年代の観測では検出され ず、ガンマ線を放出するか否かは確定していなかった。(左図) • Fermiガンマ線衛星で、ガンマ線放射を検出(右図)。約10年の間に、ジェットが 10倍ほども強くなったと考えられる。 電波の活動性と相関？ ガンマ線の変動 電波の変動

ジェットが横を向いているBHからのガンマ線

NGC 1275 (電波銀河)の時間変動とガンマ線イメージ 上限値

超巨大BH: Fermi衛星による進展

• 電波銀河など、これまでガンマ線では

見えなかった天体からもガンマ線検出

 超巨大BHのガンマ線放出機構、

ジェットの構造などを広いサンプルで

議論

 10年の時間スケールでジェットの

強さが10倍も増減

• ジェットがこちらを向いている = ガンマ

線で明るいものは常時モニタ可能

 X線、可視光との相関は天体に

よって尐しずつ違っており、放射領域

の違いなどが調べられる。「かなた」

望遠鏡も活躍

PKS1502+106 (多波長で相関している例) 「かなた」望遠鏡 X線 ガンマ線

(4-3) Fermi衛星で見る突発現象：

ガンマ線バーストとは

• 空のある点が突然ガンマ線で明るくなる

現象。1967年に発見

• 一日に1回程度

• 瞬間的な明るさは、全宇宙の星の光をも

超える、宇宙最大の爆発現象

Light curve cou nts 20s 中性子星の合体、 もしくは 大きな星の超新星爆発 でできた、宇宙で最高エネ ルギーのジェットがガンマ線 で輝く 時間(s)

ジェットの研究、宇宙線の研究、物理学理論の検証などに重要

Fermi衛星によるガンマ線バースト観測

• １年間で10個のガンマ線バーストから高エネルギーガンマ線を検出 過去の検出数をすでに上回る ©Fermi collaboration ＊,＊：Fermi衛星で捉えたガンマ線バースト (291個) ＊: 高エネルギーガンマ線(100 MeV以上)放射を捉えたもの (10個) 2009年9月までに捉えたガンマ線バースト GRB 090510 • 73億光年かなたのガンマ線バースト GRB 090510を使い、相対性理論の 基礎「光速不変」の原理を過去最高の精度で検証

「光速度不変の原理」とは ?

地球の自転を利用した実験。「真空中の光 速は観測者の運動によらず常に一定」(光 速度不変の原理) 時速60km/hで走る電車内で 時速80km/hのボールを投げると 電車の外では60+80=140km/h となって見える。 60km/h 80km/h 光(電磁波)でも同じことが起こるか？ (マイケルソンとモーレーの実験など) しかし量子重力理論の枠組みの中にはミクロなスケールで 「光速が電磁波の波長(エネルギー)によってわずかではあるが変化する」 (光速度不変の原理の破れ)を主張するものが存在する。(時空が連続でなく、 量子構造をもつ効果) 地球の自転の向き

どうやって光速のずれを測定するのか

量子重力理論が予言する光速の「ずれ」はごく僅か。測定可能な「ずれ」を 生むには、天文学的な距離を旅した光を観測する必要がある。 光速度不変が成り立っている場合 高いエネルギーの光 低いエネルギーの光 光速度不変が破れる量子重力理論に従う場合、 高いエネルギーの光が遅れて届く 高いエネルギーの光 低いエネルギーの光 遅れ できるだけ遠い天体からできるだけ高いエネルギーの光を観測する必要 => ガンマ線バーストを観測する

光速不変の原理の検証

GBM/NaIs 低いエネルギー(X線) 高いエネルギー(ガンマ線) GRB 090510の エネルギー毎の時間変動 31 GeVの最高エネルギーのガンマ線は、低 エネルギーのX線ガンマ線にたいして、最大で も0.83秒しか遅れていないことが分かった。 ガンマ線バーストが起きた時刻 31GeVの光子

Fermiで分かったガンマ線バースト

• 31 GeVのガンマ線の到達時間は、73億光年という長い距離

を経ても、最大でも0.83秒しか変わらない。

 光速度の差にしてわずか4 x 10-18 ₍D_{c/c)以下の違い}

• 一方、量子重力理論の一部は、もっと大きな時間差を予言し

ていた。

• 光速不変の原理を過去最高の精度で検証。量子重力理論に、

観測から史上最高の制限。

アインシュタインの相対性理論は、

非常に微小な領域まで厳密に成立。

• その他、これまでの観測で最も高いエネルギーのジェットを見

つけるなどの成果をあげている。

まとめ

• 宇宙観測は、実用と科学の両面で大きな役割

• X線ガンマ線で活動的な宇宙を見るのが高エネルギー宇宙物理学

• 広島大学は、Fermiガンマ線衛星と「かなた」望遠鏡を軸に研究

 「かなた」は突発現象や変動に注目して研究。最も明るい超新星爆

発の発見などの成果。

 パルサーからのガンマ線は、電波より外側から放射。隠されたパル

サーの存在。超新星残骸をガンマ線で初めて検出。

 ジェットの向きによらず、超巨大BHからのガンマ線放射を捉えた。

可視光と連携したモニタ観測も日々継続。

 ガンマ線バーストを用いて、光速不変の原理を最高精度で検証。

 その他のトピックス

http://www-heaf.hepl.hiroshima-u.ac.jp/glast/glast-j.html

http://fermi.gsfc.nasa.gov/

ご静聴ありがとうございました