Download - 硬 X 線観測による 非熱的 SNR の探査
硬硬 XX 線観測による線観測による非熱的非熱的 SNRSNR の探査の探査
植野 優植野 優(( 京都大学京都大学 ))
馬場 彩、 小山 勝二馬場 彩、 小山 勝二 (( 京都大学京都大学 ))山内 茂雄山内 茂雄 (( 岩手大学岩手大学 )) 、 海老沢 研、 海老沢 研 (ISDC)(ISDC)
Hess によって 1912 年に発見 起源はそれ以来の謎
SN1006 から シンクロトロン X 線と TeV ガンマ線 (Koyama et al. 1995, Tanimori et al. 1998) 高エネルギー電子の存
在
加速に必要なエネルギー… ~5x1040ergs s-1
Introduction
銀河起源 ?
Energy (eV)
(Sokolsky, 1989)
超新星残骸は宇宙線の起源か超新星残骸は宇宙線の起源か ??
SNR?
SNR で宇宙線加速を説明できるか?
2つの課題2つの課題
1. 加速を行う SNR の総数 系統的探査 ASCA による銀河面サーベイ (XMM, Chandra による追観測 )
2. それぞれの SNR での加速量 高空間分解能を用いた詳細観測
高エネルギーの電子のシンクロトロン放射 X 線
ASCAASCA による銀河面サーベイによる銀河面サーベイ | 銀経 |<45°, | 銀緯 |<0.4° の領域 透過力の高い硬 X 線で、初めてのイメージングサーベイ
RX J1713.7-3946 が発見の始まり (Koyama et al. 1997)
1 degree
brig
htne
ss
(ASCA 銀河面 サーベイチーム )
シンクロトロン X 線を示す広がった SNR を探査
77 つの候補天体と追観測つの候補天体と追観測
G11.0+0.0
G25.5+0.0
G26.6-0.1
G28.6-0.1
G32.45+0.1
G38.55+0.0
ASCA Chandra XMM 結果
G23.5+0.0 ?
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−
G28.6-0.1G28.6-0.1 のの ChandraChandra による観測による観測
赤 : 0.7-2.0 keV青 : 2.0-7.0 keV
ASCA では混ざっていた点源と熱的成分を分離
真に広がった放射 であることを確
認
輝線のないハードな スペクトル: ~2.1 の power-law
… SN1006 に似る
銀河面
5’
G32.45+0.1G32.45+0.1 のの XMMXMM による観測による観測
銀河面
赤 : 0.5-2.0 keV青 : 2.0-8.0 keV
等高線:電波 1.4GHz
輝線なくハードなスペクトル( べき ~1.7 の power-law)X 線吸収から、距離~10kpc
硬 X 線でシェル構造電波でもシェル構造
6’
33 つの候補天体のつの候補天体の ASCAASCA による観測による観測G26.6-0.1G25.5+0.0G11.0+0.0
ASCA GIS 2.0-7.0 keV
分解能
10′
硬 X 線でいずれも広がっている。パルサーネビュラの可能性もある。
3つの候補天体のスペクトル3つの候補天体のスペクトル
= 1.8
NH = 2.0 x 1022 cm-2
G25.5+0.0
= 1.6
NH = 0.9 x 1022 cm-2
= 1.3
NH = 0.5 x 1022cm-2
G11.0+0.0
G 26.6-0.1
すべてハードで、輝線が見られない
熱的放射のモデルでフィッティング 温度、 6.8 keV 以上
power-law モデルが妥当
候補天体の性質候補天体の性質
G11.0+0.0
G25.5+0.0
G26.6+0.0
直径 (pc)X 線光度 Lx
(1034erg/s)光子指数
G28.6-0.1
~ 3.0 ~ 13 0.37
~ 1.5
1.8 (1.6-2.2)
1.3 (1.2-1.5)
~ 6.6
~ 7.0 ~ 20
~ 4
2.3~ 18
0.081
2.1 (1.8-2.5) 2.2
1.6 (1.4-1.9)
距離 (kpc)
G32.45+0.1 ~ 22~ 9.4 1.7 (1.4-2.2) 2.1
SN1006 ~ 2.4 ~ 16 2.4~2.3
全部で何天体が予想されるか?全部で何天体が予想されるか?
ASCA 銀河面サーベイで見つかった個数 今回の 4 天体 + RXJ1713.7-3946 = 5
サーベイが覆った領域 (|l|<45°, |b|<0.4° の領域 ) x 0.9 ( 明るい天体の迷光 )
仮定 : |l|<60°, |b|<1° に SNR が一様に分布
5 x (120 x 2) / (90 x 0.8 x 0.9) ~ 19 天体
SN1006
Tycho
Kepler
G156.2+1.5
Cas A
RCW86
電電電 -D 関係における位置
半径大 ( 年齢大 ) 表面輝度小
表面
輝度
直径
シンクロトロン X 線を伴うものは電波で暗い
Case & Bhattacharya (1998)
表面
輝度
直径
見つかった天体
RXJ1713.7 RXJ0852
放射の放射の breakbreak を決める原因 を決める原因 フラックス
電波バンド X 線バンドc
シンクロトロン放射のカットオフ
シンクロトロン冷却が効いている時の電子の最高エネルギー
B: 磁場強度v: 衝撃波スピード
Em∝B-1v
c ∝ Em2B
∝ v2
密度が低い v が大きい カットオフは高い
磁場強度は小さい電波強度は小さい
電波で明るい
X 線シンクロトロン
TeVTeV で見てほしい天体で見てほしい天体表
面輝
度
直径
密度が高く年を取ったもの
年齢
密度
若い
密度が薄い
W28
W44
-Cygni
IC443
EGRET 天体
シンクロトロン X 線が受からない
既知の天体の詳細観測既知の天体の詳細観測 : Historical : Historical SNRSNR
historical SNR はみな、synchrotron X 線を示す
空間構造から、磁場を決める → 馬場他ポスター
Bamba et al. (2003)
Hwang et al. (2003)Vink & Laming (2003) Cassam-Chenai
et al. (2003)
Cas A (SN1680?) Kepler (SN1604)Tycho (SN1572)
SN1006
他に、 RCW86 、 RX J1713.7-3946 ( 平賀さん )
30 Dor C:30 Dor C: 大規模な加速源 大規模な加速源
シンクロトロン X 線光度 ~7x 1035erg/s (SN1006 の 30 倍 )
Super bubble における大規模かつ長期的な加速?
Cygnus OB2 からの TeV- 電電電電電電電電電電電電電
赤 :0.7-2.0keV青 :2.0-7.0keV
SN1987A
40 pc
Bamba et al. (2003)
まとめまとめ シンクロトロンX線を示す SNR を探査 ASCA 銀河面サーベイから 7 個の候補を発見 うち、 3 天体は SN1006 に似る。
4 天体はより高い分解能の観測が必要 銀河面に期待される数は ~19 個 シンクロトロンX線を示す SNR は電波が弱い Historical SNR はすべて宇宙線加速 Super bubble も興味深い観測対象