SNRsのγ線放射メカニズムの解明 高エネルギー天体グループ 菊田・菅原・泊・畑・吉岡 SNRsとγ線 超新星残骸（SNRs：Supernova Remnants） 爆発放出物の形成する 衝撃波面で荷電粒子が加速 →光子を放出 高エネルギー宇宙線の起源？ 1667年に爆発したCassiopeia A 衝撃波による粒子（電子・陽子）の加速 加速により、電子の エネルギー分布は べき分布になる。 考慮した放射過程 電子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源 γ線領域でどちらが主要かによって電子モデル, 陽子モデルと呼ばれる 考慮した放射過程 電子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源 考慮した放射過程 電子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源 考慮した放射過程 電子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源 考慮した放射過程 電子起源 シンクロトロン放射(電波～X線） 熱的制動放射(Boltzmann分布 ～X線) 非熱的制動放射(ベキ乗分布 ～γ線） 逆コンプトン散乱(Inverse Compton Scattering ～γ線) 陽子起源 p p p p (n) ( ) , 0 2 , 0 , e e 解析 電波、X線、γ線領域でのデータが与えられている どのような環境(パラメータ)で実現されるか試行錯誤 電波 X線 γ線 パルサー星雲(G21.5-0.9)の観測スペクトル 光子のエネルギー[eV] (例)パルサー星雲 G21.5-0.9 パルサー星雲 ~1pc 距離：～4.8kpc 年齢：～1000年 磁場によるfitting 逆コンプトン シンクロトロン 粒子数Nによるグラフ移動 シンクロトロン 逆コンプトン maxによる折り曲げ シンクロトロン 逆コンプトン p1 p2 Cut off energy max Fittingの例 G21.5-0.9 超新星残骸 Cassiopeia A（Cas A） 距離：3.4kpc 膨張速度： 40005000km/s 年齢：355年 Cas A(355yr), 電子モデル シンクロトロン 非熱的制動放射 B～110 μG 逆コンプトン Cas A(355yr), 陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射 B～1100 μG 超新星残骸 RX J1713.7-3946 距離：～1kpc 膨張速度： 1000-4000km/s 年齢：1600年 等高線：X線 色：TeVガンマ線 RXJ1713(1600yr),電子モデル シンクロトロン 逆コンプトン RXJ1713(1600yr),陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射 超新星残骸 W44 距離：～2.9kpc 年齢：～20000年 等高線：赤外 色：GeVガンマ線 W44(20000yr),陽子モデル シンクロトロン np, ne~10/cc B~100μG 陽子による放射 超新星残骸 IC 443 距離： ～1.5kpc 年齢： 300030000年 ガンマ線（ピンク）、 可視光（黄）、 赤外線（青、緑、赤） 合成画像 IC443(3000~30000yr), 陽子モデル シンクロトロン 陽子による放射 パラメータの検証 １ 星間磁場の大きさは BISM ～ 3 [μG] 衝撃波による圧縮 B ～ 4BISM ～ 12 [μG] パラメータの検証 ２ 超新星残骸の半径・年齢 → 衝撃波の速さ 衝撃波の温度 パラメータの検証 ３ 加速された陽子の最大エネルギー ξの不定性から、最大エネルギーの上限だと考える パラメータの検証 ４ 超新星爆発のエネルギーは1053 erg ニュートリノが99％のエネルギーを持ち去る 陽子・電子のエネルギー 陽子・電子の 総エネルギー Fitting のパラメータ B ＞ 12 [μG] 陽子・電子の 総エネルギー Discussion γ線の放射機構 陽子モデルでも電子モデルでも説明できる CasA: 355yr, RXJ1713: 1600yr ⇒若いSNRs 陽子モデルでないと説明できない W44: 20000yr, IC443: 3000~30000yr ⇒老いたSNRs 放射機構と年齢に関係が見られる Discussion (1)電子の放射冷却 放射により電子の エネルギーが減少する ↓ 放射が効いてこなくなる (2)時間とともに陽子のエネルギーが増える 質量が大きいので加速に時間がかかる Discussion 陽子起源の反応から p p p n , , e e Discussion ニュートリノエネルギーのピーク ～100MeV フラックス～ 100MeVでのニュートリノの断面積が なので、 スーパーカミオカンデではW44からの ニュートリノをひとつ検出するのに 10万年かかる！ Discussion 電子モデル クライン-仁科 Cut off 陽子モデル π0135MeV Cut off まとめ 4つの放射機構を考えSNRsのスペクトルの モデルフィッティングを行った SNRsのγ線放射機構と年齢に相関が見られた ニュートリノを観測できれば陽子モデルが 支持されるが、実際に観測するのは難しい 不定性を消去するためにはMeV, TeVでの観測が 求められる 解析手法 各放射過程からの寄与をモデルを用いて計算 実際のスペクトルを説明する物理量を求める カットオフ(Inverse-Compton) コンプトン散乱 (εは光子のエネルギー、添字1は散乱後) 入射光子が低エネルギーの場合は (弾性的) で トムソン散乱断面積でよいが、コンプトン波長 に近づくと量子的効果が効いて断面積はクライン-仁 科の式で表される クライン仁科の式では高エネルギーほど反応しなく なる カットオフ(陽子衝突) π0の静止質量エネルギー 135MeV 陽子がこれ以上のエネルギーを持っていなければ 起こりえない ブレーク(power lawの折れ曲がり) シンクロトロン放射で高エネルギーほど早く冷える 一方加速もされるのでバランスする あるところ(εbreak)でpower lawが 折れる p1 energy p2 max
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