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TeV ガンマ線ソース

研究会「高エネルギー天体現象と粒子加速理論 2007 」　 2007 年 12 月 23 日. TeV ガンマ線ソース. TeV ガンマ線ソースの現状（ 2007.7 月 ICRC 時点） 超新星残骸 : Kelper ’ s SNR パルサー星雲 : MSH 15-52 unID: HESS J1804-216. 吉田　龍生（茨城大・理）. Jim Hinton, ICRC2007 OG2 rapporteur talk. Thomas Scweizer ICRC2007 talk.

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TeV ガンマ線ソース

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  1. 研究会「高エネルギー天体現象と粒子加速理論2007」　2007年12月23日研究会「高エネルギー天体現象と粒子加速理論2007」　2007年12月23日 TeVガンマ線ソース • TeVガンマ線ソースの現状（2007.7月ICRC時点） • 超新星残骸: Kelper’s SNR • パルサー星雲: MSH 15-52 • unID: HESS J1804-216 吉田　龍生（茨城大・理）

  2. Jim Hinton, ICRC2007 OG2 rapporteur talk

  3. Thomas Scweizer ICRC2007 talk

  4. The H.E.S.S Galactic Plane Survey in 2004 flux sensitivity ~ 2% Crab(>0.2TeV) total observation time ~ 230 hr scan region: -30°<ｌ<30°, -2.5°<b<2.5°Aharonian et al. ApJ 636, 777-797, 2006 H.E.S.S instrument ・energy threshold ~ 100 GeV at zenith ・field of view ~ 5° ・angular resolution ~ 0.1° ・point source sensitivity ~1 % Crab(>1 TeV) for 5σ in 25 hr

  5. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  6. 期待される陽子起源のTeV gamma-ray flux(1Crab(>1TeV)=5.1x10-11 TeV cm-2s-1) Aharonian et al. A&A 457, 899-915, 2006 Cf. Naito and Takahara(1994) Drury, Aharonian, and Voelk(1994)

  7. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  8. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  9. TeVガンマ線ソースの現状 １）シェル型超新星残骸は、本当に宇宙線の加速源なのか。典型的な電波や熱的なX線などから同定されている超新星残骸が必ずしもTeVガンマ線源とは限らないのは、なぜなのか。衝撃波による粒子加速がおきるための物理的条件を観測的に明らかすることが可能か。 ２）多くのパルサー星雲が拡がったTeVガンマ線を効率よく放射しているのは、なぜなのか。スピンダウンエネルギーが効率よく高エネルギー粒子に変換する物理機構は何なのか。 ３)銀河系内TeVガンマ線未同定天体の正体は、何なのか。 現時点で、同定されていないTeVガンマ線源は、全体の約三分の一程度になったが、これが本当の宇宙線加速源なのか。

  10. Diffusive Shock Acceleration 1st order Fermi Acceleration Cronin et al., Jan 1997, Scientific American 276, 44

  11. Problems of particle acceleration in SNRs Emax : The maximum energy of accelerated particlesECR/ESN: The efficiency of particle accelerationB ： The magnetic field,κ： The diffusion coefficient (δB) (The magnetic turbulence)e/p: The ratio of electrons to protons

  12. 銀河系内宇宙線存在量 少なくとも星間空間では無視できない存在 • ”The Cosmic Energy Inventory” (Fukugita & Peeble, 2004, ApJ, 616, 643) 超新星爆発によってエネルギー供給できる (10Beの存在比から。 崩壊時間3.9x106yr)

  13. Historical Supernovae Year Date Con RA Dec mag Comment/SNR 185 AD Cen 14:43.1 -62:28 -2 (-6 mag acc. to Sky Catalog 2000) SNR: G315.4-2.3/RCW 86 386 Sgr 18:11.5 -19:25 SNR: G11.2-0.3 (?) 393/396 Sco 17:14 -39.8 -3 3 radio sources candidates for SNR SNR: G347.3-0.5 (?) 1006 Apr 30 Lup 15:02.8 -41:57 -9+-1 SNR: PKS 1459-41 1054 Jul 4 Tau 05:34.5 +22:01 -6 Crab 1181 Aug 6 Cas 02:05.6 +64:49 -1 3C 58 (<2.4 % Crab:VERITAS upper) 1572 Nov 6 Cas 00:25.3 +64:09 -4 Tycho (Whipple & HEGRA upper) 1604 Oct 9 Oph 17:30.6 -21:29 -3 Kepler 1680? 1667? Cas 23:23.4 +58:50 6? Cas A SN (http://seds.lpl.arizona.edu/messier/more/mw_sn.html)

  14. Morphological comparison between the 2 sources M. Lemoine-Goumard, http://www.am.ub.es/bcn06/ Morphology completely different Much thicker shell for RX J1713.7-3946 Widthshell ~ 55% Rremnant Widthshell < 22.5% Rremnant RX J1713.7-3946 RX J0852.0-4622

  15. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  16. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  17. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  18. Jim Hinton rapporteur talk in OG2 ICRC2007

  19. Kepler’s CANGAROO-III upper limit vs Berezhko et al. (2006) model Upper limit: 2.4x10-12 ergcm-2s-1 @2.4 TeV d=4.8 kpc ESN=1051 erg

  20. Constraint on parameters parameters: ESN, d, n, tage 1. historical SN 1604: tage=403 yr 2.Type Ia: ESN =(0.8~1)x1051 erg (WD with Chandra limit) 3. pi0 emission form SNRs: efficiency~0.1 4. SNRs in Sedov phase: raidius=100” Only two parameters: distance and ambient density

  21. allowed region in distance-density plane

  22. Distance of Kepler’s SNR From HI kinematics(Reynoso & Goss (1999) lower limit : d=4.8±1.4 kpc upper limit : d=6.4 kpc Conclusion ・CANGAROO III upper limit: d> 5kpc ・Historical Type Ia SNe are very important sources in cosmic-ray acceleration theory.

  23. PWN パルサー本体からずれたところからTeVガンマ線が放射されており、 10 pc程度に広がっている。

  24. Energy conversion of PWNs (Carrigan et al. ICRC2007) Edot/d2>1035 のパルサーの 70%がTeVγ線源

  25. PWN MSH 15-52/PSR B1509-58 Composite SNR MSH 15-52 (G320.4-1.2) PSR B1509-58 (P=150ms) τc=P/(n-1)Pdot=1730yr dErot/dt=1.8x1037erg/s (third highest) Hα cloud: RCW 86 Age 1.7kyr~20kyr Distance 5.2±1.4 kpc(HI absorption) 5.9 ±0.6 kpc (dipersion mesure)

  26. HESS observation (2005) (de Jager 2006, astro-ph/0602078)

  27. CANGAROO-III observation べき2.1 0.07° x 0.21° (Nakamori, Kubo, Yoshida, Tanimori et al. 2007, submitted)

  28. Hadronic model SN explosion energy? emissionは、 MSH 15-52の シェルからの ではない。 (Nakamori, Kubo, Yoshida, Tanimori et al. 2007, submitted)

  29. Leptonic model (1) broken power-law x exp star light : 1.4 eV/cc IR : 1.4 eV/cc---> 1.9 eV/cc B=17μG if tage=1700yr, Eph,break~0.2keV p2=2.8 Emax=130 TeV p1=1.0 Ebreak=0.077 TeV

  30. Interstellar photon field dust total エネルギー密度 [eV/cc] dust star light CMB star light CMB 銀河動径方向　[kpc] GALPROP at (R,z) = (5.6 kpc, -0.11 kpc) http://galprop.stanford.edu/web_galprop/galprop_home.html

  31. Leptonic model (2)single power law x exp Star light : 1.4 eV/cc IR : 1.4 eV/cc---> 4.5 eV/cc B=20μG IC peak合わない p1=2.2 Emax=130 TeV

  32. Leptonic model (2)single power law x exp Photon field Star light 1.4 eV/cc IR 1.4 eV/cc---> 4.5 eV/cc

  33. energetics Leptonic model (1) We / Erot~6% (τ0 = 30yr)

  34. HESS unID J1804-216 HESS 2004 survey：SNR/PWNと分類 flux: 25% Crab (> 200 GeV) phton index：2.72±0.06（softest） size: 22’ （largest） five possible counter parts: • SNR G8.7-0.1 (SNR W30) • PSR J1803-2137 (PSR B1800-21) • SNR G8.31-0.08 • Suzaku src1 (Suzaku J1804-2142) • Suzaku src2 (Suzaku J1804-2140) 赤は HESS J1804-216発見後に検出

  35. まとめ １）シェル型超新星残骸は、本当に宇宙線の加速源なのか。 ・Type Iaで加速がおきているのか ・SN1006, Tychoのさらなる観測重要 ２）多くのパルサー星雲が拡がったTeVガンマ線を効率よく放射しているのは、なぜなのか。 ・local IR photon field重要 ・time dependent medelの構築 ３)銀河系内TeVガンマ線未同定天体の正体は、何なのか。 ・spectrum hard ・leptonic modelの構築->B, e/p ratioへの制限

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