硬硬 XX 線観測による線観測による非熱的非熱的 SNRSNR の探査の探査

植野　優植野　優(( 京都大学京都大学 ))

馬場　彩、　小山　勝二馬場　彩、　小山　勝二 (( 京都大学京都大学 ))山内　茂雄山内　茂雄 (( 岩手大学岩手大学 )) 、　海老沢　研、　海老沢　研 (ISDC)(ISDC) 　　

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

Introduction

銀河起源 ?

Energy (eV)

(Sokolsky, 1989)

超新星残骸は宇宙線の起源か超新星残骸は宇宙線の起源か ??

SNR?

SNR で宇宙線加速を説明できるか？

２つの課題２つの課題

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

高エネルギーの電子のシンクロトロン放射 X 線

ASCAASCA による銀河面サーベイ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

RX J1713.7-3946 が発見の始まり (Koyama et al. 1997)

1 degree

brig

htne

ss

(ASCA 銀河面 サーベイチーム )

シンクロトロン X 線を示す広がった SNR を探査

77 つの候補天体と追観測つの候補天体と追観測

G11.0+0.0

G25.5+0.0

G26.6-0.1

G28.6-0.1

G32.45+0.1

G38.55+0.0

ASCA Chandra XMM 結果

G23.5+0.0 ?

−

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−

G28.6-0.1G28.6-0.1 のの ChandraChandra による観測による観測

赤 : 0.7-2.0 keV青 : 2.0-7.0 keV

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：　 　 　 ~2.1 の power-law

　　　… SN1006 に似る

銀河面

5’

G32.45+0.1G32.45+0.1 のの XMMXMM による観測による観測

銀河面

赤 : 0.5-2.0 keV青 : 2.0-8.0 keV

等高線：電波 1.4GHz

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

6’

33 つの候補天体のつの候補天体の ASCAASCA による観測による観測G26.6-0.1G25.5+0.0G11.0+0.0

ASCA GIS 2.0-7.0 keV

分解能

10′

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。

３つの候補天体のスペクトル３つの候補天体のスペクトル

= 1.8

NH = 2.0 x 1022 cm-2

G25.5+0.0

= 1.6

NH = 0.9 x 1022 cm-2

= 1.3

NH = 0.5 x 1022cm-2

G11.0+0.0

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

候補天体の性質候補天体の性質

G11.0+0.0

G25.5+0.0

G26.6+0.0

直径 (pc)X 線光度 Lx

(1034erg/s)光子指数

G28.6-0.1

~ 3.0 ~ 13 0.37

~ 1.5

1.8 (1.6-2.2)

1.3 (1.2-1.5)

~ 6.6

~ 7.0 ~ 20

~ 4

2.3~ 18

0.081

2.1 (1.8-2.5) 2.2

1.6 (1.4-1.9)

距離 (kpc)

G32.45+0.1 ~ 22~ 9.4 1.7 (1.4-2.2) 2.1

SN1006 ~ 2.4 ~ 16 2.4~2.3

全部で何天体が予想されるか？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　　　

SN1006

Tycho

Kepler

G156.2+1.5

Cas A

RCW86

電電電 -D 関係における位置

半径大 ( 年齢大 )　　　表面輝度小

表面

輝度

直径

シンクロトロン X 線を伴うものは電波で暗い

Case & Bhattacharya (1998)

表面

輝度

直径

見つかった天体

RXJ1713.7 RXJ0852

放射の放射の breakbreak を決める原因 を決める原因 フラックス

電波バンド X 線バンドc

シンクロトロン放射のカットオフ

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

B: 磁場強度v: 衝撃波スピード

Em∝B-1v

c ∝ Em2B

　　∝ v2

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

電波で明るい

X 線シンクロトロン

TeVTeV で見てほしい天体で見てほしい天体表

面輝

度

直径

密度が高く年を取ったもの

年齢

密度

若い

密度が薄い

W28

W44

-Cygni

IC443

EGRET 天体

シンクロトロン X 線が受からない

既知の天体の詳細観測既知の天体の詳細観測 : Historical : Historical SNRSNR

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)

Hwang et al. (2003)Vink & Laming (2003) Cassam-Chenai

et al. (2003)

Cas A (SN1680?) Kepler (SN1604)Tycho (SN1572)

SN1006

他に、 RCW86 、 RX J1713.7-3946 ( 平賀さん )

30 Dor C:30 Dor C: 　大規模な加速源　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 )

Super bubble における大規模かつ長期的な加速？

Cygnus OB2 からの TeV- 電電電電電電電電電電電電電

赤 :0.7-2.0keV青 :2.0-7.0keV

SN1987A

40 pc

Bamba et al. (2003)

まとめまとめ 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