SKA-JP サイエンスブックを出版しました!

3月3日から5日にかけて行われたSKA-Japanワークショップ2015にて、サイエンスブックが配布されました。 電子版はこちら

SKA-JP サイエンスワーキンググループの活動

サイエンスワーキンググループ

Cosmic Magnetism

私たちの住む地球、光り輝く太陽、そして無数の星が集まる銀河など、宇宙には実にさまざまな天体が存在しています。とても興味深いことに、これらの天体のほぼすべてが、申し合わせたかのように「磁場 を伴っていることが知られています。

私たちは天体から放たれる光を観測します。磁場はこの光の放射と深く関わり、私たちに様々な情報をもたらしています。また磁場は、磁化した物質特有の現象を通じて、天体の形成と進化に多大な影響を与えてきたとされます。磁場は我々の宇宙に欠かせない要素、一員なのです。 ではこの磁場は、いったいどこからやって来たのでしょうか?この謎を探るため、宇宙太古の磁場生成機構が精力的に調べられています。その結果、ほとんどの研究が共通して重大な結論を導きました。宇宙太古に作り出せる磁場だけでは、銀河や銀河団で観測されている磁場強度を説明できないのです。

最新の研究では、宇宙太古の磁場は、銀河や銀河団が形成される過程でダイナモ作用と呼ばれる物理機構によって増幅されると考えられています。しかしその過程は複雑を極めるため、まだ十分な解明に至っていません。パズルを解くための、観測による検証が強く待ち望まれています。

磁場を探る手段はいくつかあります。しかし宇宙太古の磁場につながる銀河・銀河団・宇宙大規模構造の磁場探査となると、シンクロトロン放射とファラデー回転の観測に限られます。さらに、高い感度・精度を求めるならば、短波長(ミリ波サブミリ波)より長波長(センチ波・メートル波)の電波観測が有効です。長波長帯には中性水素からの輝線をはじめとする多くの輝線も含みます。これまでに磁場、宇宙線、電離物質の研究に加えて、中性水素や分子雲の研究で数多くの成果を残しています。

長波長の電波観測には長い歴史がありますが、従来の観測精度を大幅に凌駕する究極の電波干渉計として、SKAが計画されました。SKAは宇宙磁場の研究を「宇宙磁場の起源と進化」と題し、主要な科学目標として優先的に取り組みます。SKAは従来観測が不可能だった宇宙大規模構造の微弱な磁場の強度と構造を世界で初めて計測し、系外銀河や銀河団の磁場構造をかつてない精度で決定します。また全天探査を行って天の川銀河の局所的・大局的磁場の3次元構造を解き明かします。これらは宇宙磁場の研究を飛躍的に発展させるでしょう。

我が国が同じく進めているミリ波サブミリ波干渉計ALMAとは波長帯の異なる相補的な関係にあります。空間分解能に優れるALMAと視野・感度で優れるSKAとの夢のコラボレーションが実現する日も近いでしょう。

日本SKAコンソーシアム宇宙磁場サブサイエンスワーキンググループは、星間・銀河・銀河団・宇宙大規模構造の磁場の観測・理論的研究で世界をリードしています。またこれまでにない手法として、磁場を用いた宇宙論の解明や、トモグラフィー(多波長合成磁場構造断層解析)と呼ばれる解析技術の開発も進めています。磁場を中心とした世界観を私たちは「磁気宇宙論」と呼び、包括的な理解を目指しています。 SKAの類稀なる観測性能によって、磁気宇宙論の研究がいよいよスタートします。宇宙磁場の起源と進化史、宇宙論、磁化した物質の諸現象について、私たちは数多くの理解を得るはずです。これらの研究で得られる知見は、私たちに身近な自然現象への理解をより深め、人々の生活をより豊かなものにすると期待しています。

  • 2015
  • 2014
  • 2013
  • 2012
  • 2011
  • 2010
  • 2009
  • Transient

    電波帯域における突発天体は広く知られており、その起源は超新星爆発やガンマ線 バーストの電波残光、活動銀河核フレアなど多種多様である。その呼び方も、フレアと 呼ばれたりバーストと呼ばれたり、場合によってはフラッシュなどと呼ばれることもあ るが、それらを全て含む包括的な呼び方としては「突発的な」という意味を表すトラン ジェント (transient) という単語が用いられる。特に電波帯域における突発天体・突発 現象は電波トランジェント (radio transients) と総称され、例えば超新星爆発も電波 トランジェントのひとつといえる。呼び方に取り決めはないが、既知天体の増光現象は フレアと呼び、それよりも大幅な増光をする爆発的現象をバースト、その他の起源のわ からない現象に対しては包括的にトランジェントと呼んでしまうことが多い。また数秒 以下の短いタイムスケールの変動に対してはパルスと呼ぶことも多い。

    光度変動を繰り返す天体、つまり変動天体も突発天体と見なすこと がある。周期的または非周期的に光度変動を起こす天体があったとき、その光度が大き く常に観測できていれば変動天体と見なされるが、一方で本質的には変動していても、 光度が小さすぎるために一時的にしか観測できなければ突発天体と見なされる。例えば rotating radio transients (RRATs)という散発的なパルサーは、そのような 例だと考えられる。変動天体と突発天体を区別することはさし当たって重要ではないた め、それらを同一視し、例えばパルサーも突発天体の枠に含んで議論する。

    たいていの突発天体は電磁波の波長によらず発見され、ある波長域で観測された突発天体は、他の波長域においても対応天体が観測される。例 えば超新星爆発は主に光学領域で発見されるが、それらは電波や X 線でも増光が観測さ れ、場合によってはガンマ線バーストが同時観測されることもある。さらには光子のみ ならず、他の素粒子の一つであるニュートリノが観測されることもある。しかしその一 方で、他波長では対応天体が見つからなかったり、対応天体が見つかってもその放射機 構が未知であるような、起源のわからない突発天体も多い。このように宇宙には、既知 の突発天体だけでなく、未知の突発天体が数多く隠れている。

    SKA を用いた突発天体研究の方向性 この現状を踏まえて SKA は、既知の現象に対して はその高い性能を生かして緻密な観測を行い、現象について従来より詳細な情報を得る ことで、その「物理の解明」に寄与する。また未知の現象に対しては、観測システムの 柔軟性とデータ解析システムの多様性を実現することで、まだ実施されたことのないよ うな観測や解析による探査を行い、科学にとって最も重要な「未知の発見」を目指す。

    Pulsars

    パルサーに関する研究は天文学・宇宙物理学の広範囲にわたる。パルサーはそれ自体特 異な天体であり、放射メカニズムや磁気圏の性質、進化など理解されていないことが多 く、X線やガンマ線などの観測も利用してさかんに研究されている。一方でパルサーはそ の正確なパルス周期から、相対論の検証や重力波の検出にも用いられる。さらに rotation measure や dispersion measure などを利用した銀河系構造の探索も行われて いる。SKA により観測できるパルサーの数は飛躍的に増え、パルサー自体の研究もパル サーを道具として利用する研究も大きく進展すると期待される。SKA-JPでは以下のよう なサイエンスを目指す

    パルサーを用いた重力理論の検証に関して:日本が狙うサイエンスは、銀河系中心の巨大 ブラックホールを用いた修正重力理論への制限である。そのために修正重力理論におけ る回転するブラックホール解を具体的に構成することによってブラックホール (BH) の 質量・角運動量 (スピン) と四重極、さらに一般に多極モーメントとの間の関係を明ら かにする。第 2 節で詳しく述べたように、パルス波の到着時刻を予測する Time of Arrival 公式を用いると、パルス波の観測からパルサーが存在した場所の重力ポテンシャ ルなど、時空の情報を抜き出すことができる。これにより、SKAを用いて銀河系中心に存 在する巨大ブラックホールの質量やスピン、四重極の値などを、誤差の範囲で観測的に 決めることができる。

    5.3.2 パルサーペアを用いた銀河系の磁場構造解析について: パルサーペアを用いた銀河系の磁場構造解析について簡単に紹介する。天球上で近接す るパルサーのペアをとり、それらの RM の差 dRM と DM の差 dDM を用いることでパル サーとパルサーに挟まれる空間の磁場強度が得られる。

    B|| = 1.232 dRM/dDM [mu G]
    

    この方法を用いると、太陽近傍の HII 領域等からの寄与を除くことができ、また、磁場強度(視線方向成分)の 3 次元分布が得られる。

    SKAとGiant Radio Pulseに関して:SKA では、SKA-low, SKA-mid を合わせると 0.05-14GHz の広帯域化が実現される予定である。広帯域観測に基づくパルサーの Giant Radio Pulse 研究の課題として、我々はパルス伝播路のプラズマ密度構造の探査の可能 性に注目している。パルサーでは、強磁場と高速自転のエネルギーにより、パルサー磁 気圏から大量の (Crab パルサーでおよそ 3 × 1040 個/秒) 高エネルギー荷電粒子が放出されることが示唆されている。しかし現状では、パルサーの電磁場のエネルギーを荷電粒子のエネルギーにどう変換するか、つまり高エネルギー粒子をいかに生み出すか、そのメカニズムが解明されていない。我々はこの問題に迫るべく、まず、未だ解明されていないパルサー磁気圏、またその周囲における粒子の密度分布に迫ることを目指す。

    Galaxy Evolution and High-z Universe

    再電離班:インフレーションに始まり、ビッグバン元素合成を経て高温、高密度でプラズマ状態だった宇宙はz ~ 1100 の頃、自由電子が陽子に捉えられ、中性水素が形成された (再結合)。これ以降、 z ~ 30 までは天体の存在しない時代 (暗黒時代) が続いていたが、 z ~30 で初代天体の形成が始まり (cosmicdawn : CD)、階層的構造形成により銀河、銀河団と大規模な構造が形成が進み、現在の宇宙へと至る。 この構造形成の過程の z ~ 15で、再電離期 (Epoch of Reionization : EoR) と呼ばれる時代が始まると考えられている。これは、再結合期以後、中性状態で存在していた水素が、星や銀河からの紫外線(UV) や X 線によって電離を引き起こされる現象であり、現在の観測では、再電離期はz ~ 6 まで続いたと考えられている (Fan et al., 2006)。現在では再電離は完了しており、銀河内などを除いては、宇宙の大部分が電離した状態にある。この章では主に、再電離が始まってから完了するまでの期間 (6 < z < 15) に注目する。 現在、高赤方偏移のクェーサーやガンマ線バースト (GRB)、ライマン α 森の観測によって、 EoR終期については観測が届きつつあるが、EoR 開始時期や、その期間については未だ分かっていない。しかし、現在、計画が進行中の Square Kilometer Array (SKA) では、 z ~ 27 まで観測する事が可能となり、初代天体や EoR についての情報量が飛躍的に増えると期待されている。

    宇宙論班:現在我々が直面する宇宙論の重要な未解決問題は大きく次の 3 つである:

  • 「インフレーションがどのように起こったのか」
  • 「暗黒エネルギーの正体とは何か」
  • 「暗黒物質の正体は何か」

  • SKA のような低周波電波干渉計により、 30, 000 平方度にわたる広範な天球を掃くだけでなく、z > 5 のような高赤方偏移宇宙にまで到達可能であることから、SKAの観測データを用いることでこれまでにない精度・規模の宇宙論観測が可能になる。しかしその一方で、上記のような問題にアプローチしうるような精密宇宙論探査を観測データから行うことは容易なことではない。近傍宇宙では密度揺らぎは十分成長しており、小スケールにおいて非線形性を無視することができなくなる。非線形発展する系において精密な理論予言を行うことは非常に困難である。近年多くの高精度 N体計算や解析模型が提唱されているが、常にモデルの自由度を内在することになってしまう。さらに、小スケールではバリオンの物理を含む宇宙物理的な過程が介在することから精密な予言を行うことを難しくしている。これらの問題を打破し、そして宇宙論の未解決問題に決定打を与えるため、SKA-JP 宇宙論班では以下の 3 つを大きな活動の柱とする。

    (i) 超地平線スケール宇宙論によるインフレーション・暗黒エネルギーの探求 (ii) 21cm 線サーベイを用いた暗黒宇宙探査 (iii) 精緻な理論模型構築と暗黒エネルギー

    それぞれは有機的に密接に関連しており、関係は相補的である。

    銀河進化班:系外銀河の観測や銀河進化の研究に於ける日本の強みは、観測的には、これまで野辺山等の観測で培って来た電波観測の知識と経験の蓄積である。特に、ALMA の観測時間へのアクセスがあることが実際的に有利である。ALMA はダストと多彩な分子を観測するのに適しており、SKAの水素原子の観測と組み合わせることによって、原子ガスから、分子ガスを介して、星形成と重元素汚染が起きる、いわゆる星間ガスのリサイクルの全貌を捉える事ができるのである。理論的にも、日本は銀河形成のシミュレーションと銀河の化学進化モデルが強く、理論的予言は言うまでもなく、 SKA や ALMA によってより暗い銀河、より遠い銀河が見えて来た時に、その理論的解釈をいち早く提供できる利点がある。

    銀河形成研究においては、主として 3 つの赤方偏移の範囲が重要である。まずは宇宙初期、ガスから星が形成されることによって銀河が成長していく、いわば銀河の成長期 (z > 3) である。特に星形成の前夜ともいえる、大量のガスを持った進化初期の銀河の直接観測は銀河形成の物理の検証として本質的に重要である。そして、階層的構造形成により銀河が銀河としてのグローバルな性質を持つようになってゆき、ハッブル分類のような銀河の形態が出現する時代 (1 < z < 2) が銀河進化の文脈で極めて興味深い。この時代は銀河の合体率 (merging rate)、平均的な星形成率やダストで隠された星軽視の割合がピークを迎える銀河進化の激動の時期であり、様々な物理過程が複雑に絡み合って統一的な見解が得られるには遠く至っていない。

    そして、銀河進化研究において最近とみに見落とされがちなのが z = 0、すなわち近傍 宇宙である。銀河進化全てに関わる過程は、 「ゼロ点」である近傍宇宙の素過程と比較 されて初めて「進化」を追ったと言える。これは全く自明なことであるが、どういうわ けか最近の銀河進化研究においては研究の主流から外れた分野と見なされる傾向があっ た。また、近傍宇宙の銀河の物理の詳細を突き詰めることで星間物理とのクロスオーバー を構築することができ、星間物理-近傍銀河-遠方銀河という道筋を一つの大きな流れと して扱うことができるようになる。気取った言い方をすれば、星間物理から銀河進化研 究の"シルクロード"を繋いでゆく研究が近傍銀河の物理である。サイエンスブックでは 上記の日本の強みに鑑み、いくつかのサイエンスケースに対してどのような貢献ができ るのかを、3つの代表的時期に関連して紹介する。

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  • Astrometry

    天体が見える方向の情報は、天文学のあらゆる分野にとって欠かせない情報です。特に、その精密計測によって天体自身の運動(固有運動)を計測できれば、その天体がどこからやって来てどこに向かおうとしているのかを把握することができます。さらに、太陽の周りを公転する地球上の観測者の移動に伴って見える天体の年周視差は、その天体までの距離の直接的な指標になります。このような高精度な天体位置計測(アストロメトリ)によって把握される天体の運動と距離は、その天体の生い立ちやその後の運命、多数の天体の集合体から成るより大きな天体の現時点における立体構造や過去から未来に掛けてのその時間進化を理解する上で、基本的ですが極めて重要な情報をもたらします。

    天体が見える方向、つまり天球面上での天体座標を定義するためには、観測者の運動によっても左右されない位置基準点(不動点)を決め、座標系を定義しなければなりません。遥か遠方で輝くクェーサーは、この条件を満たす天体であり、電波で明るく輝きます。電波は、可視光線や赤外線よりも透過性が高く、電波観測では星間物質の雲の向こう側にある天体まで見通すことができます。このような好条件のお陰で、電波で輝く天体の位置を正確に追跡できるようになり、その精度は10マイクロ秒角に達するまでに至りました。私たちは現在、このような高精度電波アストロメトリによって、天の川銀河の立体構造の一部を把握し、近くの銀河の固有運動を計測するにまで至っています。

    日本SKAコンソーシアム・アストロメトリ・サブサイエンスワーキンググループは、21世紀の初頭に成し遂げられた電波アストロメトリの手法を SKAを用いて拡張し、圧倒的多数の、より多くの種類の、そしてより遠方の電波源の位置計測に適用することを、世界に先駆けて目指しています。大型天文観測装置が新たに見出す天体に対して電波放射を深く探索し、その位置を正確に計測することによって、最先端の天文学を下支えすることになるでしょう。

    さらに同時に、新たな天文学分野の開拓も目指します。非常に多くの電波源に対して高精度の位置計測が行われるようになると、従来では発生頻度が極めて小さいために無視できた位置計測上の様々な影響が、SKAでの電波源位置計測では頻繁に見えてくるようになります。位置計測対象天体の手前を通り過ぎる天体の重力による電波放射の屈折や、途中の星間物質によるシンチレーション(またたき)、クェーサーや対象天体自身の輝度分布変化を多数検出できれば、直接観測には掛からない天体や星間物質の天の川銀河の中での分布が把握できることでしょう。天然の精密時計と称されるパルサーの高精度位置計測は、重力波の計測に基づく新たな天文学分野を切り開くことになります。現代の高度な文明を築く土台となる時間と空間(時空)の高精度計測の可能性を、私たちは宇宙を舞台に極限まで追求していきます。

    ISM

    乱流や磁場の起源と特性: 分子雲において観測される速度分散は、ほとんどの場合熱的 な速度幅よりも大きく、超音速乱流的である。低温の星間ガスも有限の電離度を持ち、 磁場とよく結びついている。この乱流や磁場が分子雲コアの力学的安定性や星形成を抑 制するので、これらの散逸機構が星形成のタイムスケールを決める重要な因子となる。 乱流は分子雲の母体の原子ガス雲からもたらされると考えられている。SKA はスペクト ル分解にも優れているので、より精密な速度分散観測が可能だろう。それを高分解に行 うことで、空間的な特徴まで明らかにできるだろう。

    星間物質と磁場の大局構造: シンクロトロン放射やファラデー回転の SKA 観測が WIM の磁場構造の情報をもたらすのに対して、WNM など低温の星間ガスの磁場情報は、星間ダストによる偏光またはゼーマン効果 (特定輝線のスペクトル分離) からもたらされる。例えば Planck 衛星は、遠赤外線領域の放射の偏光を全天に渡って観測したが、これは磁場によって整列した星間ダストの向きを表している。一方 SKA はガスのゼーマン効果を測定することができ、これにより磁場の強度を調べることができる。これらを組み合わせれば、銀河磁場の大局構造や強度分布を明らかにすることができる。ゆえに SKA 時代には大規模に多相の星間磁場の比較ができるだろう。

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