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RXJ1713 方向分子雲の 高感度サブミリ波観測 名古屋大学大学院 理学研究科 素粒子宇宙物理系 素粒子宇宙物理学専攻 天体物理学研究室 (Ae 研 ) 博士課程前期 　ほらち ひろたか

RXJ1713 方向分子雲の 高感度サブミリ波観測 名古屋大学大学院 理学研究科 素粒子宇宙物理系 素粒子宇宙物理学専攻 天体物理学研究室 (Ae 研 ) 博士課程前期 　ほらち ひろたか 洞地 博隆. 2009 年 3 月 13 日 SNR 研究会. 陽子起源 γ 線 検出の有力候補 SNR RXJ1713.7-3946. 本研究 　　　⇒ＳＮＲ と相互作用している、分子雲の研究. ＳＮＲの衝撃波面 ⇒ 宇宙線の加速現場 候補 宇宙線 高エネルギーの陽子、電子、原子核 等 星間磁場で進路を曲げられてしまう

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RXJ1713 方向分子雲の 高感度サブミリ波観測 名古屋大学大学院 理学研究科 素粒子宇宙物理系 素粒子宇宙物理学専攻 天体物理学研究室 (Ae 研 ) 博士課程前期 　ほらち ひろたか

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  1. RXJ1713方向分子雲の 高感度サブミリ波観測 名古屋大学大学院 理学研究科 素粒子宇宙物理系 素粒子宇宙物理学専攻 天体物理学研究室(Ae 研) 博士課程前期 　ほらち ひろたか 洞地 博隆 2009年3月13日 SNR研究会

  2. 陽子起源γ線 検出の有力候補 SNR RXJ1713.7-3946 本研究 　　　⇒ＳＮＲ と相互作用している、分子雲の研究 • ＳＮＲの衝撃波面 ⇒ 宇宙線の加速現場候補 • 宇宙線 • 高エネルギーの陽子、電子、原子核 等 • 星間磁場で進路を曲げられてしまう 　　⇒宇宙線の直接観測からでは加速現場を捉えられない • 宇宙線電子起源の電磁波 • γ線(逆コンプトン散乱、制動放射) • Ｘ線(シンクロトロン放射) • 宇宙線陽子起源の電磁波 • γ線(中性π0中間子生成、崩壊) p(加速陽子) +p(星間物質)→π0→ 2γ ⇒宇宙線粒子加速の現場をトレースすることが可能

  3. SNR RXJ1713.7-3946 (G347.3-0.5) 0 陽子 陽子 陽子 陽子 π 電子 陽子 13CO 12CO 12CO • CANGAROO、HESSによって、 • TeV γが検出されているSNR • エネルギースペクトルから、 • 陽子起源γ線が示唆されている。 • (e.g,Aharonian 2006,Tanaka 2008) • -SNR 周辺に分子雲が豊富に存在 Aharonian et al. 2006 γ線の起源を調べるには、 電波を用いた分子雲の観測が重要 電波 γ線 分子雲 • 密度： 100 cm-3以上 • 温度： 10 K程度 ＳＮＲ γ線 分子雲 γ線望遠鏡 電波望遠鏡

  4. ピーク D ピーク A 5pc ピーク C ピーク B ASTE による観測結果 先行研究(電波観測) Vlsr = -11 - -3 km/s Fukui et al. 2003 ミリ波望遠鏡「なんてん」 ・観測輝線　　 ⇒12CO(J=1-0) Moriguchi et al. 2005 サブミリ波望遠鏡 ｢ASTE｣ ・観測輝線　　 ⇒12CO(J=3-2) ← Fukui et al. 2003 Fig.1 より。 コントア：12CO(J=1-0)(なんてん) イメージ：Ⅹ線イメージ(ROSAT)。

  5. ・X線のイメージを取り囲むようにCOが分布し、・X線のイメージを取り囲むようにCOが分布し、 いくつかのCOピークとX線ピークが空間的に強く相関 ⇒ SNRと分子雲が相互作用を起こしている事を示唆 ・X線に付随している分子雲の視線速度(Vlsr = -11 - -3 km/s) 　から、SNRまでの距離 ～ 1kpc と推定 (従来は Slane et al. 1999 による～ 6kpc が用いられていた) ＳＮＲの物理パラメーター • 距離　　　 ～ 1 kpc • 半径　　　 ～ 8.7 pc • 年齢 　　 ～ 1600 yr • 進化段階 ～ 自由膨張期 (Fukui et al. 2003) • 衝撃波速度 ＜ 4500 km/s (Uchiyama et al. 2007) ピークD ピークA ピークB ピークC

  6. 高温または高密度の分子雲では、ＣＯは高励起状態へ励起される。高温または高密度の分子雲では、ＣＯは高励起状態へ励起される。 • 異なる励起線を観測する事によって分子雲の物理状態(温度・密度)を推定できる。 輝線強度 本研究の狙い • 領域全体⇒12CO(1-0)、一部の領域⇒12CO(3-2) 　観測しか行われていない • 領域全体：高分解能観測(12CO(2-1)) • 一部領域：多輝線観測(12CO(4-3),13CO(2-1)) 周辺分子雲の物理量、物理状態をより詳細に求める 10 K,700cm-3 200 K,700cm-3 • 高エネルギー放射の研究は、X線とγ線の空間分布、エネルギースペクトルの比較が中心 1-0 2-1 3-2 4-3 5-4 6-5 7-6 • 12CO(2-1)の空間分布との比較を通し、γ線放射機構の理解を目指す 回転準位間

  7. 観測 ←ミリ波サブミリ波望遠鏡 NANTEN2 ・南米チリ、アタカマ砂漠 (標高4800ｍ) ・口径：４ｍ ・観測輝線：12CO(2-1, 4-3),12CO(2-1) ・観測時期 12,13CO(J=2-1)：2008年8月～12月 12CO(J=4-3)：2007年10月～12月 解析に使用

  8. 12 CO(J=2-1) 13 CO(J=2-1) 12 CO(J=4-3) 観測領域 ・領域全体　　 ～ 1.5°× 1.5° ピークＤ ・ピーク Ａ, Ｂ, Ｃ, Ｄ 　　　　を含む ～ 22’× 22’ ピークＣ ピークＡ ・ピーク Ｃ 中心部 ～ 3’× 3’

  9. 観測結果

  10. 12 CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s ) CO(J=4-3) 積分強度図 (-18 km/s – 0 km/s) ピークC CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s) ピークＤ 13 ピークＤ ピークＡ Contour level min. = 3K km/s interval = 7K km/s ピークＣ ピークＡ ピークＣ Cont. lev. ４σ+ 4σ 12 12 CO(J=2-1) vs X線 （XMM） Cont. lev. ４σ + 3.5σ

  11. 解析

  12. Vlsr = -16km/s - -3km/s 積分範囲 イメージ：積分強度比 コントア： CO(1-0) 　　　　　　積分強度図 12 CO(2-1)/ CO(1-0)積分強度比 12 12 　　⇒強度比の値が高い場所：高温 又は 高密度

  13. ・典型的な暗黒星雲 　 ～ 0.5 - 1 (Sakamoto 1994) ・SNRと相互作用している分子雲 　　Ｗ44 ～ 1.3 – 1.7 (Seta 1998) IC443 ＜ 3 (Seta 1998) → SNR と相互作用している分子雲では、比が高くなる傾向 　　　・ＳＮＲに近づくほど強度比が高い 　　　・特にピークＣのエッジでは顕著に比が高い ↓ ＳＮＲの衝撃波によって分子雲が加熱されている と解釈できる。 ↓ ｢分子雲がSNRと相互作用を起こしている可能性がある」(Fukui2003, Moriguchi 2005) を支持する結果である。

  14. 12 CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s ) ピークＤ ピークＣ ピークＡ ＬＶＧ解析 ピークＡ、Ｃ、Ｄ の中心一点の温度、密度を、 ＬＶＧ解析を用いて推定 ・LVG解析 　・分子雲内に大きな速度勾配を仮定することで 　　輻射輸送方程式を簡略化して解き、 　　密度、温度を推定する ・計算に用いた輝線 ピークＡ、Ｄ：12CO(3-2, 2-1),13CO(2-1) 輝線 ピークＣ：12CO(4-3, 3-2),13CO(2-1) 輝線 ・仮定 ・n(12CO) / n(13CO) = 75 (Gusten et al. 2004) ・X = n(12CO) / n(H2) = 5×10-5 (Sakamoto et al. 1994) ・ピーク A, D : log X ( dr/dv ) = - 5.4 ・ピーク C : log X ( dr/dv ) = - 5.3

  15. ピークＣ ピークＣの 密度 　～ 0.8-1.8×104/cm-3 温度 　～ 15-20 K

  16. １２ＣＯ（Ｊ＝４－３） 観測領域 12CO(J=2-1) 積分強度図 ( -16 km/s - -3km/s )

  17. MSX バンド A (8.28μm) -30 - -15 km/s -8 - 7 km/s ピークＣ中心部 本研究 12CO(J=4-3) Moriguchi 2005 12CO(J=3-2) ピークＣ 12CO(J=4-3) 観測結果 先行研究では起源は未特定 -30 – 7 km/s

  18. 双極分子流状の分布 IRAS で得られた 赤外線源のＳＥＤ 高速度成分 ↓ 原始星からのアウトフロー と考えられる

  19. ピークＣの特徴 • 高密度 (～1.0×104 cm-3) • 中心部に原始星候補天体。 • エッジ部は12ＣＯ(2-1)/12ＣＯ(1-0) 比が高く、 　ＳＮＲの衝撃波により加熱されている ↓　 ＳＮＲの衝撃波にさらされながら、 密度が高いため残留している分子雲である

  20. 高エネルギー放射との比較

  21. 12CO(2-1) と TeV γ線(HESS) の分布の比較 コントア 12CO(2-1) V= -16 — -3km/s Lowest:4σ Int.:3.5σ (NANTEN2) イメージ γ線(HESS)

  22. コントア 12CO(2-1) イメージ X線(0.5keV-12KeV) (Suzaku XIS: Suzaku data archive) ピークＣ ピークＡ ピークＤ 12CO(2-1) と Ｘ線(SuzakuXIS) の分布の比較⇒電子成分の分布 ピーク D ピーク A, C 強度 強度 CO(2-1)積分強度 Ｘ線強度

  23. ピークＤ 強度 • ＣＯの空間分布に対する、 • γ線とＸ線の空間分布の様子は異なる。 • ・γ線は分子雲ピークと空間的に良い相関。 • ・Ｘ線は分子雲のエッジで強く輝いている傾向。 γ線 ピークＡ ピークＣ 強度 Ｘ線 CO(2-1)積分強度 γ線強度 Ｘ線強度

  24. エネルギースペクトルの比較 Suzaku XIS Suzaku HXD EGRET HESS π0崩壊 (陽子起源) シンクロトロン放射 (電子起源) ATCA 逆コンプトン散乱 (電子起源) Tanaka et al. 2008 磁場 Ｂ~200μＧ を仮定 磁場 Ｂ~15μＧ を仮定

  25. エネルギースペクトルの比較 Suzaku XIS Suzaku HXD EGRET HESS π0崩壊 (陽子起源) シンクロトロン放射 (電子起源) ATCA 逆コンプトン散乱 (電子起源) Tanaka et al. 2008

  26. 現状、本領域で検出された TeV γ線は、 　陽子起源モデルによると結論するのは困難。 (e.g.,Aharonian 2006, Uchiyama 2007, Tanaka 2008) • 今後、 • GeV 領域での観測データとの比較 • ピークＣの形状、物理状態を考慮した議論 • γ線が陽子起源であった際、 Wp ~ 1051 (d / 1000)2( n )-1(Aharonian et al. 2006) Wp = 加速陽子の総エネルギー [erg] n= 周辺分子雲の密度 [cm-3] d= 天体までの距離 [pc] 例)ピークＣ(n～104/cm-3) ⇒ Ｗp～ 1047 [erg] 本研究によって得られたデータは、 　　　　　　　　　宇宙線の定量において重要である。

  27. まとめ • RXJ1713.7-3946 方向の分子雲を、 12CO(2-1、4-3)、13CO(2-1) 輝線で新たに観測した。 • 分子雲、特にピークＣのエッジで12CO(2-1)/12CO(1-0) が高い。 • SNR と相互作用を起こしている可能性が高い。 • ピークＡ、Ｃ、Ｄの温度、密度を推定した。 • ピークＣ中心部の高速度成分は、原始星からのアウトフローに起因するものである可能性が高い。 • ピークＣは、ＳＮＲの衝撃波に曝されながら、密度が高いために残留している分子雲である。 • 分子雲とTeV γ線、Ｘ線の空間分布を比較した。 • γ線は分子雲のピークと強く相関している。 • Ｘ線は分子雲のエッジに分布している傾向が強い。

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