1 / 19

マグネター 星雲の放射モデル

マグネター 星雲の放射モデル. 田中　周太 Shuta J. Tanaka. 今回は出番なし !?. パルサー. NASA. Spin period P ~ 10 2-3 ms Rotating Neutron Star P derivative P ~ 10 −(11-13) s/s ( パルサー星雲がいるやつ ) Spin-down power: L spin > 10 3 L ◎ (10 36 erg/s ). Magnetic braking by strong B-field ~ 10 12 G

kareem-leach
Download Presentation

マグネター 星雲の放射モデル

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. マグネター星雲の放射モデル 田中　周太 Shuta J. Tanaka 今回は出番なし!? 05, Jun., 2014, 高エネルギー天体現象小研究会@明野観測所

  2. パルサー NASA Spin period P ~ 102-3ms Rotating Neutron Star P derivative P ~ 10−(11-13) s/s (パルサー星雲がいるやつ) Spin-down power: Lspin> 103L◎(1036erg/s) . . • Magnetic braking by strong B-field ~ 1012G • Pulse lumi. ~ a few % x Lspin • Most of Lspin releases as pulsar wind! • ~50 of 2000 pulsars have observable PWNe. P – P diagram Kaspi10

  3. パルサー NASA Spin period P ~ 102-3ms Rotating Neutron Star P derivative P ~ 10−(11-13) s/s (パルサー星雲がいるやつ) Spin-down power: Lspin> 103L◎(1036erg/s) . . • Magnetic braking by strong B-field ~ 1012G • Pulse lumi. ~ a few % x Lspin • Most of Lspin releases as pulsar wind! • ~50 of 2000 pulsars have observable PWNe. P – P diagram Kaspi10

  4. パルサー磁気圏の標準描像 Daugherty&Harding82 ? パルサーは 回転する磁石である! (B ~ 1012G, P ~ 10ms) 1016Vの電池 (単極誘導) パルサー磁気圏 ? B-γ or γ-γ pair creation パルサー風 ? Goldreich&Julian69 パルサー風 大きな電気エネルギーの極一部が磁気圏内で解放 粒子加速と電磁カスケードによるe±生成 (パルサーからのパルスを生成) 磁気圏内では相対論的 e±プラズマが生成される

  5. パルサーとマグネター . P と P を測れるのが, パルサーのいいところ. => 回転エネルギーが正確に見積もれる! 放射E > 回転E であるために, 別のエネルギー源を必要とする 楽観的に考えれば... 単独パルサーなら, パルサー風が吹くことを期待していいのでは? (マグネターって言っても, 磁場強いだけでしょ?)

  6. パルサーとパルサー星雲 へいっ! かに星雲 シンクロトロン成分 (電波ーX線) かに星雲 (Chandra) 中心パルサー (イメージ) NASA • パルサーからのエネルギー供給で輝く. • 供給された磁化したe±プラズマは超新星残骸に閉じ込められている. • 誕生時からのパルサーの情報を保持 G21.5-0.9 (Chandra)

  7. マグネターとマグネター星雲 だれ? マグネター (凶悪) 1E 1547-5408 (Chandra) Vink&Bamba09 Wikipedia • マグネターからのエネルギー供給で輝く. • 供給された磁化したe±プラズマは超新星残骸に閉じ込められている. • 誕生時からのマグネターの情報を保持? G327.24-0.13 (電波) Gelfand&Gaensler07

  8. マグネター星雲(MWN) なんてあるの? 新しいMWNを見つけると, 叩かれる (否定される). 中々, 手を出す気にならない. 例1. 1E 1547.0-5408 Vink&Bamba09発見 → Tiengo+10, Olausen+11によって否定 例2. Swift J1834.9-0846 Younes+12発見 → Esposito+13によって否定 • 観測された MWN 候補天体 (上記2天体) の特徴 • X線のみで見えている. • PWN に比べてsoftなスペクトル (Γx > 3.0). • PWN に比べてLX / Lspinが大きい. • → MWN でなく, マグネターからの放射の (Lx > Lspin) • dust scattering haloで説明可とされている

  9. マグネター星雲(MWN) なんてあるの? と言いつつ, negative な意見ばかりでもない • まず, 第一に spin-down している. • マグネターからの particle outflow • SGR 1806-20 の Giant Flare (寺澤 burst, Terasawa+05) 後に radio afterglow を発見 (Gaensler+05). • High B Pulsar の周りに PWN が見つかっている. • PSR J1119-6127 (B = 4.1 x 1013G) in G292.2-0.5 • (SNRが有名人, e.g., Kumar+12) • PSR J1846-0258 (B = 5.0 x 1013G) in Kes 75 • (パルサーがマグネターactivity!!, Gavriil+08) • PSR J1819-1458 (B = 5.0 x 1013G) • (パルサーはRRAT, ヘンテコパルサー)

  10. モチベーション • MWN を調べて中心天体の性質の違いを知りたい. • マグネターの磁場増幅機構 (Thompson&Duncan93) • millisecond magnetar? • 近年は, SLSN の候補としても注目されている • (e.g., Kotera+13, Metzger+13) • wind braking (e.g., Harding+99, Tong+13) • マグネターは本当に強磁場? • 磁気圏内でσ < 1の wind を生成していれば, • 強磁場でなくても回転減衰率が大きいことは説明できる.

  11. One-zone モデル1 ST&Takahara10を踏襲 • 等速膨張、球状、一様のMWNを仮定 • RMWN = VMWN x t • Lspinをe±プラズマと磁場に分けるパラメータηを導入 • Lspin = Le± + LB = (1-η) Lspin + ηLspin • MWN内の磁場の時間進化 e±, B 時刻ｔでのMWN内の全磁場エネルギー 時刻ｔまでにMWNに注入された全磁場エネルギー

  12. One-zone モデル 2 logN • 非熱的分布のe±プラズマを注入 • (Broken Power-law) • (1-η)Lspin = Le±= ∫Qinjγmc2dγ • プラズマのエネルギー分布の進化 ∝γ-p1 ∝γ-p2 Le± logγ γmin γb γmax パルサーから供給 放射+断熱冷却 シンクロトロン、逆コンプトン散乱光度進化を計算

  13. MWN と PWN の違い millisecond マグネターを考える場合, 何と言っても違うのは, 回転進化. braking index を用いると, 4 パラメータで回転進化が決まる. . P = 1s, P = 10-11s/s (B = 2 x1014G), n = 3 とすると, P0がパラメータ. 回転光度Lspin [erg/s] 年齢 [yr] 初期周期が短く (P0小), 初期磁場が強いほど (n大), 初期回転光度が大きく, 回転減速が早い.

  14. 誕生初期の振る舞い 非常にコンパクトであるため, 磁場が大きく放射冷却が効く. そもそも超新星がoptically thin になるのに ~ 0.1yr はかかる. Fireball の形成? ?? MWN が小さいうちに (t ~ τ0までに) ほぼすべての初期回転エネルギーを注入! 放射冷却のみ考えても初期の注入は無視できる

  15. MWN のモデル化 粒子の注入: (γmin =102, γb =105,γmax = 108, p1 = 1.5, p2 = 2.5) 回転進化: P = 2.07 s, P = 2.32 x 10-11s/s で固定. n = 3, B = 2.2 x 1014G, Lspin = 1035 erg/s, P0~ (1 - 10)ms (NS の年齢はほぼ特性年齢 ~ 1.4kyr) MWN の膨張速度: vMWN = 6 x102 km/s (RMWN ~ 0.87pc) logN ∝γ-p1 e±, B ∝γ-p2 Le± logγ γmin γb γmax

  16. MWN粒子スペクトル: tthinの依存性 AXP 1E1547.0-5408 @ 4kpc のパラメータで考える. fireball が晴れ上がる時刻に MWN スペクトルは依存するのか? 磁場として, 注入されたエネルギー EB = 2 x 1045 erg B(tage) = 25 μG EB = 2 x 1046 erg B(tage) = 78 μG

  17. EB = 2 x 1047 erg B(tage) = 250 μG EB = 2 x 1048 erg B(tage) = 780 μG MWN の晴れ上がりの時刻から粒子 分布の進化を追う必要はない. (スペクトルに関係ない低エネルギーは少しだけ違う) 残存している粒子のエネルギーは, 磁場が大きいほど小さくなる. スペクトルはどうなる? EB = 2 x 1049 erg B(tage) = 2.5 mG

  18. MWN スペクトル シンクロトロン成分 はほとんど変化なし? 逆コンプトン成分が 大きく変動する. 絶対値はちょっと自信がない.

  19. まとめ • MWN は存在するのか? • 観測的には, かなり不確か. (個人的には, あると思う) • MWN と PWN の基本的な違いは NS の回転進化. • 回転減速が非常に早く, 極初期のSNRとの相互作用は現在のスペクトルにさほど影響ないと思われる. • One - zone モデル • PWN では NS の回転進化の情報を得られる. • MWN では, 磁場の値 (磁化率とP0) を求めることになる. • P0に対するシンクロトロン成分の依存性は小さいかも. • ガンマ線成分が見つかれば, P0と磁化率の値に制限が付く.

More Related