パルサー星雲を伴うパルサーの回転進化について田中　周太大阪大学　宇宙進化グループ D2 共同研究者　高原　文郎

パルサー星雲を伴うパルサーの回転進化について

田中　周太大阪大学　宇宙進化グループ D2

共同研究者　高原　文郎

コンパクト天体で探る極限物理 @ 京都大学 117, Feb., 2011

パルサー星雲 (PWN)

コンパクト天体で探る極限物理 @ 京都大学 2

中心パルサー & ジェット + トーラス構造=> 回転駆動パルサーのエネルギー供給 !!

超新星残骸 (SNR) の殻 & 膨張速度～ 1000km/s=>SNR により閉じ込め !!

広波長域の非熱的シンクロトロン放射=> 加速粒子と磁場で構成 !!

Chandra

Hester 08

パルサー、磁気圏、パルサー風の物理をパルサー星雲から抜き出す !!

17, Feb., 2011

研究内容


Braking Index を用いたパルサーの回転進化モデルパルサーの回転進化のモデル観測でのパルサーの初期周期を求め方その他のパルサーの初期周期の求め方

用いたパルサー星雲のスペクトルモデル若い、 TeV ガンマ線観測のあるパルサー星雲注入されたエネルギーと断熱膨張の影響

パルサー星雲のスペクトルモデルを用いてその中心パルサーの回転進化を調べる。

17, Feb., 2011

パルサーの回転進化Braking Index 1

17, Feb., 2011コンパクト天体で探る極限物理 @ 京都

大学 4

年齢 t のみが不定のパラメータ

nkn = const. : Braking index, n = 3, when magnetic braking.

1100 )1()( ntt (τ0 = P0 / 2P0 )

.

注　 1.characteristic age tc = P / 2P は年齢 t は違う。　　　　 2.k は磁場の大きさに関連、また n = 3 では磁場は一定。

.

パルサーの回転進化Braking Index 2


大学 5

L0 ・ τ0 = 1/2 I Ω02 : 回転エネルギーB = B0 (B2 R*3/ 6) : 磁場エネルギー

が個々の PSR に固有の量である。

)11(00 )1()( nntLtL

spin-down power の進化

τ０

ｔ

L

( ｔ )

L0 と τ0 が個々の PSR に固有の量である。

観測から得られる初期周期 : 方法


大学 6

P(t), P(t) の観測があれば、 (n = 3) 年齢 t を決めればよい。.

A. 過去に SN が観測された記録がある ( と思われている ) 。B. PSR 周りの SNR の半径 (e.g. Sedov 解など ) 。C. PSR の固有運動と SNR の中心のずれ。

Name P0 (msec) B (1012G) Method

J0205+6449(3C58) 60 4 A

B0531+21(Crab) 19 4 A

J0537-6910(N157) 11 1 B

J0538+2817(S147) 139 0.7 C

B0540-69 30 5 B

J1124-5916(G292.0+1.8) 90 10 B

J1811-1024(G11.2-0.3) 62 1.7 A

J1833-1024(G21.5-0.9) 55 3.6 B

B1951+32(CTB80) 27 0.5 C

プロット ( 観測より )


大学 7

0.3 3 3010

100

obs

obs

B(1012 G)

P0 (ms)

その他の初期周期の求め方


大学 8

SNR 内の PWN の力学 ( 膨張 ) 進化のモデル化(Chevalier 05)

RSNR / RPWN の観測より(SNR 周囲の local ISM, SN type などの仮定が必要 )

Name P0 (msec) B (1012G) SN type

J0205+6449(3C58) 50 4 IIP

B0531+21(Crab) 20 4 IIP

J1824-0.3(Kes75) 30 4.8 Ib/c

B1509-58(MSH15-52) 10 14 Ib/c

B0540-69 40 5 Ib/c

J1124-5916(G292.0+1.8) 40 10 IIL/b

J1811-1024(G11.2-0.3) 60 1.7 IIL/b

J1930-19(G54.1+0.3) 100 10 IIP, Ib/c

プロット (Chevalier 05)


大学 9

0.3 3 3010

100

Chevalier

Chevalier

P0 (ms)

B(1012 G)

ここまでのまとめ


大学 10

以下で我々のパルサー星雲スペクトル研究から得られる独立な方法での結果を見る。

パルサーの回転進化を Braking index を仮定して求める。

観測的もしくは、 PWN 特有のモデルを介して年齢を求めることで個々のパルサーの固有のパラメータについて考察。

ここまでに紹介したモデルで含まれる可能性がある不定性Braking index n が一定という仮定。

モデルの不定性 (SNR+PWN 進化両方のモデル化 ) 。

膨張速度などの観測の不定性。

パルサー星雲のスペクトル進化


大学 11

若いパルサー星雲のスペクトルを加速された電子陽電子からの　シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱で説明する。

一様な球状のパルサー星雲内の粒子エネルギー分布関数の進化⇒スペクトルの進化。

e±, B),(),(),(),( tQtNttN

t inj

パルサー近傍での粒子加速の情報。放射冷却 + 断熱冷

却

8

)(

3

4')'(

23

0

tBRdttL PWN

t

磁場の見積もり

等速膨張を仮定

かに星雲


大学 12

Tanaka & Takahara 10

Vi;nyaikin 07 (radio), Smith 03 (opt.)

観測をよく再現する。

1kyr で磁場は～85μG

ガンマ線は SSC 優勢。

シンクロトロン光度は　逆コンプトン散乱成分　よりも早く減衰。　 ( ～ 100TeV で増光 )

電波や可視光の減光率　を説明できる。

電波減光 [%/yr]

可視減光 [%/yr]

計算 -0.16 -0.24

観測 -0.17 -0.55

適用可能な天体


大学 13

大きさが分かっている。 ( 断熱膨張の効果 )

パルサー (P, P の観測 ) が見つかっている。 ( あたりまえ )

電波、 X 線での非熱的成分の観測( シンクロトロン成分、 broken power-law)

ガンマ線の観測がある。 ( 逆コンプトン成分 )

このような条件に合うものについて調べる。

.

適用した天体


大学 14

G21.5-0.9

Kes 75

G0.9+0.1

G54.1+0.3

B ～ 60μG

B ～ 20μG

B ～ 15μG

B ～ 10μG

星間光子場の寄与を考慮すると、かに星雲と同じモデルでよく説明される。

3C58

TeV upper limit

若い TeVPWN の性質


大学 15

かに星雲を除いて逆コンプトン散乱の種光子は星間ダスト　からの赤外線放射が優勢。

パルサーか供給された回転エネルギーの大部分を粒子の　エネルギーとして保持し、磁場のエネルギーは 1000 分の　 1程度しかない。

すべての TeV PWN は、 X 線領域の放射はベキ～ 2.5 の粒子　を注入することで説明できる。

aget

spinPWN dtLRB

0

332

103

4

8

これらを踏まえてnon-TeV PWN(3C58) にも適用。

TeV ガンマ線観測があるもの。 (空間構造の不定性小 )

星間光子場のエネルギー密度を決めると決まる。

TeV ガンマ線観測がないもの。 (空間構造の不定性大 )

η の値がパラメータとなる。 (典型的に 103 程度 )

PSR の年齢の決め方 : ざっくり


大学 16

2

0

2 )(3

4mcdtLUNUcP c

t

spinphcephcTIC

age

P0 が直接求まる

2

0

2 )1()(3

4

aget

spinceBcTsyn dtLNUcP

断熱膨張の効果など


大学 17

比較的精度よくパルサーの初期周期が見積もれる。

Klein-Nishina 効果や粒子の冷却を無視した議論だったので

Klein-Nishina 効果は計算には取り入れている。まだ手で計算可能

現在の年齢では放射冷却はあまり効かず、断熱冷却優勢スペクトルの進化計算が重要になる

(τ0 、年齢、冷却時間の関係が複雑 , 例えば τ0 が年齢より小さい天体は断熱冷却がよく効くなど。 )

プロット ( パルサー星雲スペクトル )


大学 18

0.3 3 3010

100

our

our

P(ms)

B(1012 G)

Kes75

PWN スペクトルのまとめ


若いなどの条件を満たした PWN に適用。

TeV PWN については Uph の不定性のみで P0 が決まる。

Braking index の仮定への依存性小 (P0 を求めるには ) 。

これまでの観測的な方法、 PWN の力学進化を考えた方法とは独立の方法である (PWN の非熱的放射に着目 ) 。

17, Feb., 2011

One-Zone のモデルからPWN を伴う PSR の性質を抜き出せた。

プロット (全部 )


大学 20

0.3 3 3010

100

obs Chevalier

our

P(ms)

B(1012 G)

被っている天体あり

問題点


大学 21

基本的にはどの方法でも PWN を伴う PSR しか初期周期 ( 年齢 ) が測られていない。

どのモデルも一長一短。Braking index n = const. = 3 を仮定。PSR の質量や半径 (慣性モーメント ) などは仮定。

(むしろ回転エネルギーという形で入っている。 )

同じ天体でも方法に依って P0 が違うものがある。どちらが正しいと思うのか ?

まとめ


大学 22

PSR の初期周期、初期磁場は、 SN progenitor やSN形成時の現象と関連している。

PSR 初期周期の統計的な分布は ?初期に msec程度 PSR(magnetar) は存在するのか ?

統計が足りないが、全体では特に P0 の値に傾向はない。

逆に PWN に見られる多様性が PSR起源でどれくらい説明できるか。

ガンマ線光度が小さい PWN 、 PWN 内の磁場の大きさ膨張速度 ( 大きさ )Broken power-law のベキ、 multiplicity

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パルサー星雲を伴うパルサーの 回転進化について 田中 周太 大阪大学 宇宙進化グループ D2 共同研究者 高原 文郎

パルサー星雲を伴うパルサーの回転進化について田中　周太大阪大学　宇宙進化グループ D2 共同研究者　高原　文郎