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SNRs の γ 線放射メカニズムの解明

SNRs の γ 線放射メカニズムの解明. 高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡. SNRs と γ 線. 超新星残骸（ SNRs：Supernova Remnants）. 爆発放出物の形成する 衝撃波面で荷電粒子が加速 →光子を放出 高エネルギー宇宙線の起源？. 1667 年に爆発した Cassiopeia A. 衝撃波による粒子（電子・陽子）の加速. 加速により、電子の エネルギー分布は べき分布 になる。. 考慮した放射過程. 電子起源 シンクロトロン放射 ( 電波～ X 線） 熱的制動放射 (Boltzmann 分布 ～ X 線 )

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SNRs の γ 線放射メカニズムの解明

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Presentation Transcript

  1. SNRsのγ線放射メカニズムの解明 高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡

  2. SNRsとγ線 • 超新星残骸（SNRs：Supernova Remnants） 爆発放出物の形成する 衝撃波面で荷電粒子が加速 →光子を放出 高エネルギー宇宙線の起源？ 1667年に爆発したCassiopeiaA

  3. 衝撃波による粒子（電子・陽子）の加速 加速により、電子の エネルギー分布は べき分布になる。

  4. 考慮した放射過程 • 電子起源 • シンクロトロン放射(電波～X線） • 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) • 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） • 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) • 陽子起源 γ線領域でどちらが主要かによって電子モデル, 陽子モデルと呼ばれる

  5. 考慮した放射過程 • 電子起源 • シンクロトロン放射(電波～X線） • 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) • 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） • 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) • 陽子起源

  6. 考慮した放射過程 • 電子起源 • シンクロトロン放射(電波～X線） • 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) • 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） • 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) • 陽子起源

  7. 考慮した放射過程 • 電子起源 • シンクロトロン放射(電波～X線） • 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) • 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） • 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) • 陽子起源

  8. 考慮した放射過程 • 電子起源 • シンクロトロン放射(電波～X線） • 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) • 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） • 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) • 陽子起源

  9. 解析手法

  10. 解析 • 電波、X線、γ線領域でのデータが与えられている • どのような環境(パラメータ)で実現されるか試行錯誤 電波X線　　　　γ線 パルサー星雲(G21.5-0.9)の観測スペクトル 光子のエネルギー[eV]

  11. (例)パルサー星雲　G21.5-0.9 パルサー星雲 ~1pc 距離：～4.8kpc 年齢：～1000年

  12. 磁場によるfitting 逆コンプトン シンクロトロン

  13. 粒子数Nによるグラフ移動 シンクロトロン 逆コンプトン

  14. による折り曲げ シンクロトロン 逆コンプトン Cut off energy

  15. Fittingの例 G21.5-0.9

  16. 結果

  17. 超新星残骸 Cassiopeia A（Cas A） • 距離：3.4kpc • 膨張速度：4000-5000km/s • 年齢：355年 ~2.3pc 合成イメージ

  18. Cas A(355yr), 電子モデル シンクロトロン 非熱的制動放射 逆コンプトン B～110 μG

  19. Cas A(355yr), 陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射 B～1100 μG

  20. 超新星残骸 RX J1713.7-3946 • 距離：～1kpc • 膨張速度： 1000-4000km/s • 年齢：1600年 8-10pc 等高線：X線 色：TeVガンマ線

  21. RXJ1713(1600yr),電子モデル シンクロトロン 逆コンプトン

  22. RXJ1713(1600yr),陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射

  23. 超新星残骸 W44 • 距離：～2.9kpc • 年齢：～20000年 等高線：赤外 色：GeVガンマ線 12.5pc

  24. W44(20000yr),陽子モデル 陽子による放射 シンクロトロン np, ne~10/cc B~100μG

  25. 超新星残骸 IC 443 • 距離： 　～1.5kpc • 年齢： 3000- 30000年 ガンマ線（ピンク）、可視光（黄）、 赤外線（青、緑、赤）合成画像 8-11pc

  26. IC443(3000~30000yr), 陽子モデル 陽子による放射 シンクロトロン

  27. パラメータの検証 １ • 星間磁場の大きさは BISM ～ 3 [μG] • 衝撃波による圧縮 B ～ 4BISM ～ 12[μG]

  28. パラメータの検証 ２ • 超新星残骸の半径・年齢　→　衝撃波の速さ • 衝撃波の温度

  29. パラメータの検証 ３ • 加速された陽子の最大エネルギー • ξの不定性から、最大エネルギーの上限だと考える

  30. パラメータの検証 ４ • 超新星爆発のエネルギーは1053 erg • ニュートリノが99％のエネルギーを持ち去る • 陽子・電子のエネルギー 陽子・電子の 総エネルギー

  31. Fitting のパラメータ B ＞ 12[μG] 陽子・電子の 総エネルギー

  32. Discussion

  33. Discussion γ線の放射機構 • 陽子モデルでも電子モデルでも説明できる CasA: 355yr, RXJ1713: 1600yr　 　⇒若いSNRs • 陽子モデルでないと説明できない W44: 20000yr, IC443: 3000~30000yr　 　⇒老いたSNRs • 放射機構と年齢に関係が見られる

  34. Discussion • (1)電子の放射冷却 • (2)時間とともに陽子のエネルギーが増える 　　質量が大きいので加速に時間がかかる 放射により電子の エネルギーが減少する ↓ 放射が効いてこなくなる

  35. Discussion 陽子起源の反応から

  36. Discussion ニュートリノの 観測に期待！ ニュートリノエネルギーのピーク　～100MeV フラックス～ 100MeVでのニュートリノの断面積が　　　　　　 なので、 スーパーカミオカンデではW44からの ニュートリノをひとつ検出するのに 　10万年かかる！

  37. Discussion 電子モデル クライン-仁科 Cut off 陽子モデル MeV, TeVの 観測が大事！ π0135MeV Cut off

  38. まとめ • 4つの放射機構を考えSNRsのスペクトルの モデルフィッティングを行った • SNRsのγ線放射機構と年齢に相関が見られた • ニュートリノを観測できれば陽子モデルが 　支持されるが、実際に観測するのは難しい • 不定性を消去するためにはMeV,TeVでの観測が 　求められる

  39. 解析手法 • 各放射過程からの寄与をモデルを用いて計算 • 実際のスペクトルを説明する物理量を求める

  40. カットオフ(Inverse-Compton) • コンプトン散乱 (εは光子のエネルギー、添字1は散乱後) • 入射光子が低エネルギーの場合は　　　 (弾性的)で トムソン散乱断面積でよいが、コンプトン波長に近づくと量子的効果が効いて断面積はクライン-仁科の式で表される • クライン仁科の式では高エネルギーほど反応しなくなる

  41. カットオフ(陽子衝突) • π0の静止質量エネルギー　135MeV • 陽子がこれ以上のエネルギーを持っていなければ 起こりえない

  42. ブレーク(power lawの折れ曲がり) • シンクロトロン放射で高エネルギーほど早く冷える • 一方加速もされるのでバランスする • あるところ(εbreak)でpower lawが 折れる energy

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