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硬 X 線観測による 非熱的 SNR の探査

硬 X 線観測による 非熱的 SNR の探査. 植野　優 ( 京都大学 ) 馬場　彩、　小山　勝二 ( 京都大学 ) 山内　茂雄 ( 岩手大学 ) 、　海老沢　研 (ISDC). Introduction. 超新星残骸は宇宙線の起源か ?. 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 … ~5x10 40 ergs s -1.

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  1. 硬X線観測による非熱的SNRの探査 植野　優 (京都大学) 馬場　彩、　小山　勝二(京都大学) 山内　茂雄(岩手大学)、　海老沢　研(ISDC)

  2. Introduction 超新星残骸は宇宙線の起源か? • 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 銀河起源? SNR? Energy (eV) (Sokolsky, 1989) SNRで宇宙線加速 を説明できるか？

  3. ２つの課題 高エネルギーの電子のシンクロトロン放射 X線 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

  4. ASCA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 シンクロトロンX線を示す広がったSNRを探査 brightness 1 degree (ASCA銀河面 サーベイチーム) RX J1713.7-3946が発見の始まり (Koyama et al. 1997)

  5. 7つの候補天体と追観測 ASCA Chandra XMM 結果 − − G11.0+0.0 − − ? − G23.5+0.0 − − G25.5+0.0 − − G26.6-0.1 − G28.6-0.1 − − G32.45+0.1 − − G38.55+0.0

  6. 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： G~2.1のpower-law … SN1006に似る G28.6-0.1のChandraによる観測 銀河面 5’ 赤: 0.7-2.0 keV 青: 2.0-7.0 keV

  7. G32.45+0.1のXMMによる観測 等高線：電波1.4GHz 赤: 0.5-2.0 keV 青: 2.0-8.0 keV 6’ 銀河面 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

  8. 3つの候補天体のASCAによる観測 G26.6-0.1 G25.5+0.0 G11.0+0.0 分解能 10′ ASCA GIS 2.0-7.0 keV 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。

  9. ３つの候補天体のスペクトル G25.5+0.0 G11.0+0.0 G = 1.6 NH = 0.9 x 1022 cm-2 G = 1.8 NH = 2.0 x 1022 cm-2 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 G = 1.3 NH = 0.5 x 1022cm-2

  10. 候補天体の性質 X線光度Lx (1034erg/s) 光子指数G 距離 (kpc) 直径 (pc) G11.0+0.0 ~ 3.0 ~ 13 0.37 1.6 (1.4-1.9) G25.5+0.0 ~ 6.6 ~ 18 2.3 1.8 (1.6-2.2) G26.6+0.0 ~ 1.5 ~ 4 0.081 1.3 (1.2-1.5) G28.6-0.1 ~ 7.0 ~ 20 2.2 2.1 (1.8-2.5) G32.45+0.1 ~ 9.4 ~ 22 2.1 1.7 (1.4-2.2) SN1006 ~ 2.4 ~ 16 2.4 ~2.3

  11. 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

  12. Cas A Kepler Tycho RCW86 表面輝度 SN1006 見つかった 天体 RXJ0852 G156.2+1.5 RXJ1713.7 直径 電波のS-D関係における位置 Case & Bhattacharya (1998) 半径大(年齢大) 　　　表面輝度小 表面輝度 シンクロトロンX線 を伴うものは 電波で暗い 直径

  13. B: 磁場強度 v: 衝撃波スピード 放射のbreakを決める原因 フラックス 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 電波で明るい X線 シンクロトロン Em∝B-1v シンクロトロン放射のカットオフ ec ∝ Em2B ∝ v2 ec 電波バンド X線バンド 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

  14. W44 W28 g-Cygni IC443 表面輝度 EGRET天体 直径 TeVで見てほしい天体 密度が高く 年を取ったもの 密度 若い 年齢 シンクロトロンX線 が受からない 密度が薄い

  15. 既知の天体の詳細観測: Historical SNR SN1006 Tycho (SN1572) Kepler (SN1604) Cas A (SN1680?) Cassam-Chenai et al. (2003) Vink & Laming (2003) Hwang et al. (2003) 他に、RCW86、RX J1713.7-3946(平賀さん) 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)

  16. 30 Dor C:　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) 赤:0.7-2.0keV 青:2.0-7.0keV Super bubbleにおける 大規模かつ長期的な加速？ 40 pc Cygnus OB2からのTeV-g線 と類似？銀河系にもある？ SN1987A Bamba et al. (2003)

  17. 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

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