星間雲からのガンマ線放射
福井康雄
名古屋大学
南半球宇宙観測研究センター
東京大学宇宙線研究所
2010年 11月16-18日
ガンマ線の宇宙線陽子起源説の課題
p+p ⇒ 0 ⇒ 2g 反応における
「標的陽子」はどこにあるか
ガンマ線カウントは
宇宙線陽子と標的陽子とに比例
星間陽子の定量が重要
低密度 [ 0.1cm-3 ] 加速領域はどこにあるか
Collaborators
• HESS team: F. Aharonian, G. Rowell +
• HI: N. McClure-Griffiths +
星間雲:水素原子HIと水素分子H2
ガンマ線放射機構
• ハドロン起源 陽子との反応 ⇒ 中性パイ中間子
⇒ ガンマ線に崩壊
• レプトン起源 逆コンプトン効果、シンクロトロン放射
起源の判定法
• エネルギースペクトル ― ガンマ線の空間分解能に制約
• 標的の星間陽子の特定が重要
ー 星間雲は高分解能で観測される
ー 宇宙線陽子エネルギーを定量するために不可欠
ガンマ線観測の分解能:HESSによって0.1度(6分角)
4mなんてん電波望遠鏡の角度分解能:2.6分角 110万点
世界で唯一、比較に使える分子雲地図 (cf., CfA 1.2m鏡は、9分角)
超新星残骸 RX J1713.7-3946
Fukui et al. 2003 NANTEN
ー 相互作用する分子雲を特定
ー 距離1kpcを決定
Aharonian et al. 2005 HESS
ー COとTeVガンマ線の「かなり」よい相関
ー しかし、SWリムに分子雲がない
Fukui et al. 2011 NANTEN2
ー 見えない「標的陽子」の実体は、高密度HIガス(100cm-3
、COでは見えない)
ー 宇宙線陽子の全エネルギーは1048erg
Comparison of 12CO(J=1-0) with X-ray
D
A
B
C
-11 km/s < VLSR < -3 km/s
Fukui et al. 2003
Tanaka et al. 2008
NANTEN
White HESS g ray
CO J=1-0
SNR G347.3-0.5 (RXJ1713.7-3946)
-Shell-like structure: similar with X-rays
- No significant variation of spectrum index
across the regions
-spatial correlation with surrounding molecular
gas
Aharonian et al. 2005
HI brightness
Green NANTEN CO
White HESS g ray
HI brightness
Green NANTEN CO
White HESS g ray
HI becomes dark at higher density
Goldsmith et al. 2007
RXJ1714 星風による空洞、X 線は分子雲周囲から
大質量星:100万年前に星風による空洞形成
⇒ 低密度環境プラス星間ガスのシェル 半径10pc
コア崩壊型超新星爆発1600年前
⇒ ほぼ自由膨張する衝撃波面3000km/s
今、減速が始まりつつある
X線:非熱的電子によるシンクロトロン
ー 分子雲とX線の相関(1pc)と反相関(0.1pc)
ー 高密度の分子雲コアが、SNR内部に埋もれている
Sano et al. 2010 ApJ 724, 59
Ellison et al. 2010 一様モデル
一様なモデルで、RXJ17131は「ハドロン起源ではない」と主張
ー Suzakuの熱的X 線の上限値、1cm-3以下の低密度
ー 密度が高いと衝撃波でホットになり、熱的X線が強くなり
すぎる
星間媒質の「非一様性」が鍵
ー低密度の加速空間 vs. 標的陽子は高密度粒状に分布
ー 「加速」と「大量の標的」は両立する
サブミリ波CO輝線観測
利点
• 高温高密度ガスを
選択的にトレース
• 複数の輝線を用いて
励起状態がわかる
• モデルを仮定し
温度密度を求める
ことができる
Sano et al. 2011, ApJ in press
Peak C における星形成と双極分子流
イメージ:MSX 8.28μm
ウイング成分のプロファイル
(Outflow)
↑コントア:12CO(J=4-3)積分強度 (Black : -30 - 7 km s-1, Blue : -30 - -15 km s-1,
Red : -8 - 7 km s-1)
 12CO(J=4-3)のナイキストサンプリングにより双極分子流が確認
 中心に赤外線ソース(IRAS点源)⇒ウイング成分は星形成による
RX J1713.7-3946 の進化スキーム
イメージ:Suzaku XIS 1-5
keV <Shock Velocity Vsh>
1
Vsh ~ 3000kms
Peak
D
n n0
n : density of clump
Peak
n0 : ambient density (=1 cmA-3)
Peak
- Peak C の場合
C
n = 104 cm-3, t〜1000yrs
Penetrating Depth = 0.03 pc <<
Peak
0.23 pc
B
↑コントア:(左)12CO(J=2-1)積分強度 ( -16 - 3 km s-1), ( 右)12CO(J=4-3)積分強度(先の図
と同様)
 衝撃波はクランプ中心部へ浸透していない ⇒ シンクロトロン放射(小)
 外縁部の低密度ガスは、衝撃波により大きく加速+乱される
⇒高エネルギー電子の加速+磁場増大 ⇒ シンクロトロン放射(大)
Numerical simulations
Density log (n)
Penetration depth of shock into ISM:
1pc for 100 cm-3 and 0.3pc for 1000 cm-3
(Inoue, Inutsuka 2009)
|B|
RXJ17131 まとめ
星間陽子とガンマ線はよく相関する
水素分子 + 水素原子 = 全標的陽子
陽子起源説と矛盾ない
粒子加速はどこでおきているか
ポイントは、SNR中の星間陽子の粒状分布
標的=高密度分子・原子雲 [100cm-3以上] と
加速領域=低密度部分 [0.1cm-3] との共存
非一様モデル; Inoue et al. 2009, ApJ 695, 825
Sano et al. 2010, ApJ 724, 59
標的分子雲に衝撃波は侵入できず、高温にできない
X線放射と無関係であり、制約にならない [in 1600yr]
c.f.,一様モデル; Ellison et al. 2010, ApJ, 712, 287
TeV γ vs. CO(J=2-1)
NANTEN2 12CO(2-1) image of the
W 28 region for VLSR=-10 to 25
km/s with VHE γ ray significance
contours overlaid (yellow) levels
4,5,6σ.
The location of the HII region
W 28A2 (white stars) are indicated.
(Aharonian et al.)
積分強度図
12CO(J=2-1)
10~20km/s
0~10km/s
-30~10km/s
10~20km/s
W28A2
0~10km/s
M20
10~30km/s
10~20km/s
超新星残骸W28
「なんてん」とHESSの比較で最もよく相関する分子雲
ー Aharonian et al. 2008
ー 巨大分子雲複合体 GMCA
ー 衝撃波面に付随する分子雲、3個の大質量星形成領域
ガンマ線はハドロン起源
ー エネルギースペクトル Fermi, AGILE
ー 宇宙線陽子の総エネルギー 1049erg @年齢40,000年
W28とRXJ1713の比較、
ー 10,000年オーダーで陽子加速が進む
1048erg ⇒ 1049erg
銀河面にわたる宇宙線とガンマ線の相関
銀河面スケールの宇宙線分布
• よく校正された、分子雲地図の必要性
• なんてん分子雲地図の問題点:アンダーサンプリング
• 平均の取り方によって、ガンマ線との相関関係が変化
超広域分子雲観測
• NANTEN Super CO Survey as Legacy
• 2011-2015で全天の70%(南天中心)を
OTFモードで2000万点
• 大阪府大1.85m鏡が北天をカバー
今後の課題
1)RX J1713の加速の詳細:陽子と電子の比、空間分布
2)同種のガンマ線SNRでの陽子起源の検証、:
Vela Jr.、RCW86、RX J1731etc.
CTAによって十倍増を期待、加速における進化、加速モデ
ルの検証、特にSSTに期待
3)NANTENによる完全な分子雲地図、HIはASKAP等による:
CTAによるガンマと星間陽子の比較
4)超新星爆発以外の宇宙線加速天体の可能性:
e.g., Wd2、Wd1、銀河系中心部、CTAによる系外銀河中心
への拡張
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