X線による超新星残骸の観測の現状

X線による超新星残骸の観測の現状
平賀純子(ISAS)
SN1006
CasA
Tycho
子Vela
Vela SNR
RXJ1713
超新星残骸（SNR）からのX線放射
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超新星爆発で莫大な運動エネルギーの解放～１０5１ erg
ガスが星間物質中（１H/cm^3）を超音速（～５０００km/s）で
膨張
衝撃波の形成
星間物質・イジェクタを加熱
熱的X線放射（光学的に薄い高温プラズマの存在）
Cas A (Chandra image)
kTe ~5keV
Flux ~2x10-9
erg/s/cm^2
(0.5-10keV)
Integrated spectrum by ASCA
2.5’
Red:0.6-1.65keV
Green:1.65-2.25keV
Blue:2.25-7.50 keV
銀河系内宇宙線はSNR起源？
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衝撃波面におけるFermi統計加速
非熱的X線放射（multi-TeV 電子の存在）
30’
Nonthermal component
Γ ~３
Flux ~2x10-１１ erg/s/cm2
(２-10keV)
thermal component
ｋTe ~0.3keV
Flux ~2x10-１１ erg/s/cm2
(0.5-10keV)
銀河系内の超新星残骸；２３１個 (Green et al. 2001)
超新星爆発で銀河系に供給されるエネルギー；～1041 erg/s
宇宙線生成率；～１０４０ erg/s (5-10% injection)
どのSNRからもnonthermal emission?
SN 1006
Non-thermal shell
= filaments + plateau
Filament (5-20”)
Γ = 2.2-2.5
Filamentはハードな
スペクトルを示す
Plateau (flux 70%)
Γ = 2.4-3.0
Chandra ACIS-S
1-2 keV
Uchiyama phD thesis 2003
Plateau 構造を説明するのは簡単ではない
電子加速と伝播などに進んだ理解が必要
ASCAが捕らえたSNR宇宙線加速現場
～RX J1713.7-3946(G347.5-0.5)の場合～
ASCA Image
全X線放射がベキ関数型
(殻型SNRで最強)
1-3keV, 空間分解能 3’
光子指数 Γ=2.1-2.4
multi-TeV電子によるシン
クロトロン放射
(Koyama 1997; Slane 1999)
CANGAROO による
TeV 光子の検出
(Muraishi 2000;
Enomoto 2003)
30’
距離～1kpc
NANTENによる分子雲の
発見(Fukui et al. 2003)
Chandra によるシェル内部構造の発見
ASCA Image
1-3keV, 空間分解能 3’
もっとも明るいNW-Rim の観測
1-3keV, 空間分解能 0.5” 顕著な内部構造の発見
filament/void構造
スペクトルは輝度によらず一様
Chandra FOV
Γ~2.3
（Uchiyama et al. 2003）
Chandra Image
～RX J0852-4622(G266.1-1.2)の場合～
全X線放射がベキ関数型
光子指数 Γ~ 2.6
Nonthermal flux
~4.2x10^-11 erg/sec/cm^2
(Slane et al. 2001)
44Ti detection (Iyudin et al. 1998)
Ca line detection (Tsunemi et al. 2000)

~1deg
SNRシェルからの非熱的X線の検出
例が少ない。
Tycho (Chandra image)
Thermal component
kTe ~3keV
Flux ~2x10-9 erg/s/cm^2
(0.5-10keV)
(U.Wang et al. 2003)
8’
nonthermal component
Γ
Flux ~6x10-10 erg/s/cm^2
(0.5-10keV)

Kepler (XMM image)

3’
明るい熱的放射SNR
から非熱的放射が検
出されている。
熱的放射を押さえた
上で、硬X線における
非熱的放射を調べる
ことが重要 wide
band imaging &
spectroscopy
(G.C-Chenai et al. 2003)
Nonthermal emission のまとめ
1°
RXJ0852-4622
SN1006
RXJ1713-3946
5x5 arcmin
連続成分感度
Diffusive source
Tycho kepler CasA

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